The Formation of EL CVn-type Binaries
EL CVn型双星包含一颗A型矮星和一颗非常低质量（$\sim 0.2M_\odot$）的氦白矮星前体（pre-He WD）。最近的调查和观测已经发现了其中的几十个，并表明一些前He WD具有多周期脉动，开辟了使用星震学研究这些恒星内部结构的可能性。我们已经研究了EL CVn型双星的形成，以了解其形成的物理过程，并给出银河系中这群恒星的性质和空间密度。我们使用一个简单的分析表明，EL CVn二进制文件不能产生快速的共同信封演变，因为这个过程导致合并的组件时，一个巨人有这样一个低质量的核心。我们发现，EL CVn型双星可以产生长期稳定的质量转移之间的低质量恒星在紧密的双星系统。我们已经全面研究了这一形成渠道和特性的人口EL CVn型二进制从超过65,000运行的二进制演化与主恒星质量之间的0.9和$2.0M_\odot$，并假设组成适合人口I星。理论演化轨迹、质量比和WD质量周期（$M_{\rm WD}-P$）关系与观测基本一致。我们的结论是，还有更多的EL CVn型双星有待发现，这些双星将主要是低质量系统的老恒星星族。
2017-03-21 astro-ph.SR
Spectrophotometric Variability of the Magnetic CP Star alpha2 CVn
研究了经典磁CP星α 2 CVn在1150 - 3200 A紫外光谱区的分光光度变化。这项研究是基于存档的国际紫外线探测器在旋转周期的不同阶段获得的数据。恒星在3015到3138 A光谱区域的亮度在旋转期间是恒定的，这意味着在这些波长上存在所谓的“零波长区域”。此外，光变曲线的振幅在λλ1660和1900 A处达到最小值。在这颗恒星的“伪连续”中，单色光的曲线随着波长的变化而改变形状。λ< 2505 A的所有光变曲线具有类似的形状，但λ> 2505 A的单色光曲线显示最小相移从λ2505 A处的0.0到λ2993 A处的0.3。
2011-08-12 astro-ph.SR
Magnetic field topology of the RS CVn star II Pegasi
冷的活跃恒星中的发电机过程产生复杂的磁场，在不同的时间尺度上负责突出的表面恒星活动和变化。对于少数冷星的磁场拓扑结构重建的时间序列的分光偏振观测使用塞曼多普勒成像（ZDI）方法。在这项研究中，我们遵循的长期演变的磁场拓扑结构的RS CVn双星II钉。我们收集了高分辨率圆偏振观测II钉使用SOFIN分光偏振仪在北欧光学望远镜。这些数据涵盖了7年内的12个时期。结合一个新的ZDI代码的多线诊断技术来解释这些意见。使用这些数据的磁反转揭示了具有0.5-1.0 kG的典型局部强度和复杂拓扑结构的演变的磁场。尽管使用了自洽的磁和温度映射技术，我们没有找到一个明确的磁和温度之间的相关性的ZDI地图的功能。我们也没有确认存在持久的方位场环中发现的其他RS CVn星。对II Peg的磁场拓扑结构的重建揭示了其表面磁场结构和扩展磁层场几何结构的显著演化。从2004年到2010年，总场能量急剧下降，场的轴对称性变得更小。这也与从主要极向为主的环形场拓扑结构的过渡相吻合。将II Peg的ZDI图与发电机理论的预测进行定性比较后发现，该恒星的磁场主要是由湍流α ^2发电机而不是太阳α ω发电机产生的。我们的结果没有显示出明显的活动经度系统，也没有证据表明存在方位发电机波。
2013-01-08 astro-ph.SR
Superfast Line Profile Variations in the Spectra of OBA Stars III: A0 Star $α^2\,$CVn, New Results
这项工作是早型星光谱谱线轮廓超快变率研究的继续。光谱中的线轮廓变化（LPV）是一颗化学性质特殊的A0 Vp恒星$α^2\,$ CVn，使用2020年1月6日的观测结果进行了研究，该观测是在俄罗斯科学院（RAS）的特殊天体物理观测台（SAO）使用配备MSS光谱仪的6米BTA望远镜进行的。检测到H $_β$、Fe I，II和Cr I，II线的规则短期周期性变化，周期范围为$\sim\!$ 4至$\sim\!$ 140分钟。所有观测结果都确定了恒星的磁场。在整个观测期间测得的平均纵向磁场分量约为$\approx$ 600\，G，这接近于从众所周知的磁场相位曲线中预期的值。
2020-11-02 astro-ph.SR
Most EL CVn systems are inner binaries of hierarchical triples
尽管它们对现代天文学的重要性，我们并不完全了解包含至少一颗白矮星的近距离双星是如何从主序星双星形成的。EL CVn双星的发现，紧密前白矮星与A/F主序星的同伴，现在提供了独特的可能性，以测试模型的紧密紧凑的双星形成。双星演化理论预测，这些EL CVn型恒星来自轨道周期短于3天的非常接近的主序星双星。如果这是正确的，几乎所有的EL CVn恒星应该是层次三元组的内部双星，因为超过95%的非常接近的主序星双星（所谓的祖先系统）被发现是层次三元组。在这里，我们提出了SPHERE/IRDIS观测的五个EL CVn二进制，发现在所有的第三个对象，如预测。我们的结论是EL CVn系统的内部二进制的层次三元组，确实下降非常接近的主序列二进制经历稳定的质量传递。
2020-10-07 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 33 Piscium
本文研究了低磁活动单线RS CVn型双星33 Psc的22种化学元素丰度，包括关键元素和同位素（12 C/13 C、N和O）。在北欧光学望远镜上观测了高分辨率光谱，并用MARCS模式大气进行了分析。测定了以下主要参数：T_eff = 4750 K，log g = 2.8，[Fe/H] =-0.09，[C/Fe] =-0.04，[N/Fe] = 0.23，[O/Fe] = 0.05，C/N = 2.14，~（12）C/~（13）C = 30，显示了一次疏浚混合特征，没有额外混合。
2011-06-29 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Chemical composition of photospheres in 20 RS CVn stars
本研究通过分析20颗RS CVn星的高分辨率光谱，发现处于红巨星分支凸起以下的恒星碳同位素比值降低，证明磁活动可触发额外混合过程。
2025-03-31 astro-ph.SR
The outburst of a 60 min AM CVn reveals peculiar color evolution: implications for outbursts in long period double white dwarfs
我们报告的多波长观测在静止和第一次检测到的爆发~60分钟的轨道周期AM CVn SDSS J113732+405458。利用X射线和紫外线观测，我们确定了事件持续时间的上限约为一年。爆发的幅度非常小，r约为1级，g约为0.5级。我们还研究了SDSS J113732+405458和其他长周期AM CVns在爆发中的颜色变化，并确定了颜色-星等图上的一个轨道，该轨道与盘不稳定性模型的预测不兼容，这表明长周期AM CVns中的一些爆发是由增强的质量传递引起的。据我们所知，这些是对AM CVns颜色演变的首次研究。在静止期间，我们测量了SDSS J113732+405458在0.5-10 keV波段的~ 3E 29 erg/s的X射线光度。这表明一个非常低的吸积率，在协议的磁盘不稳定性模型的长周期系统。然而，这样的模型预测稳定的磁盘在相当长的时期。该系统爆发的发现，以及与长周期系统SDSS J 080710 +485259的相似性，表明这些增强的质量传递事件可能在长周期AM CVns中更常见。需要更大的样本来凭经验确定在什么时期（如果有的话），磁盘不稳定性完全停止运作。最后，我们确定了一个红外过量的静止光谱归因于捐助者。这使得SDSS J113732+405458成为第二个直接检测到供体的AM CVn。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling of an eclipsing RS CVn-binary: V405 And
V405 And是一颗自转超快（P_rot ~ 0.46天）的食双星。该系统由一颗具有辐射核心和对流包层的主星和一颗完全对流的主星组成。理论已经表明，恒星的结构可以取决于磁活动，即，磁性活跃的M矮星应该有更大的半径。V405的早期光变曲线模型确实显示了这种行为：我们发现主星的半径明显大于不活跃的主序星的理论预测值（差异是所有已知物体中最大的），而次级则符合质量半径关系。通过模拟我们最近获得的光变曲线，它显示了主要的斑点表面的显着变化，我们可以找到这种现象的进一步证据。
2012-05-29 astro-ph.SR
High-Speed Photometry of Gaia14aae: An Eclipsing AM CVn That Challenges Formation Models
AMCVn型系统是超紧凑的，缺氢的吸积双星，具有简并或半简并的施主。这些系统的演化历史可以通过限制其施主恒星的性质来探索。我们提出了高速测光的Gaia 14 aae，一个AM CVn的双星周期为49.7分钟，第一个AM CVn的中央白矮星是完全由施主星日食。该系统的光变曲线的建模允许最精确的测量到目前为止的AM CVn的施主质量，并且仅依赖于几何和经过充分测试的物理假设。我们发现质量比$q = M_2/M_1 = 0.0287 \pm 0.0020$和质量$M_1 = 0.87 \pm 0.02 M_\odot$和$M_2 = 0.0250 \pm 0.0013 M_\odot$。我们将这些属性与AM CVn形成的三个建议通道进行比较。我们测得的施主质量和半径不适合的收缩，是预测的AM CVn捐助者的后裔在长轨道周期的白矮星或氦星。我们测量的施主属性落在参数空间的区域中，在该区域中，系统从氢为主的激变变量是预期的，但这样的系统应该显示光谱氢，这是没有看到在Gaia 14 aae。因此，该系统的演变历史并不清楚。我们认为氦燃烧的恒星或演化的激变变星是最有可能的祖先，但这两种模型都需要额外的过程和/或微调，以适应数据。此外，我们计算一个更新的星历表，它纠正了以前公布的星历表中的异常时间测量。
2018-02-01 astro-ph.SR
JWST observations of three long-period AM CVn binaries: detection of the donors and hints of magnetically truncated disks
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（JILA，科罗拉多大学与美国国家标准与技术研究院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
JWST观测三个长周期AM CVn双星，首次直接探测供体并发现磁盘截断的证据。
2026-02-17 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 29 Draconis
测定了单线色球活动RS CVn型恒星天龙座29（HD 160538）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素的丰度，其中包括12 C、13 C、N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出Teff=4720 K，log g=2.5，[Fe/H]=-0.20，[C/Fe]=-0.14，[N/Fe]=0.08，[O/Fe]=-0.04，C/N=2.40，12 C/13 C =16。低的12 C/13 C比值暗示，低质量色球活动恒星的额外混合过程可能比恒星演化理论预测的更早开始。
2011-05-09 astro-ph.SR
A systematic search for outbursting AM CVn systems with the Zwicky Transient Facility
AM CVn系统是一种罕见的吸积双星，由一颗白矮星和一颗富氦的简并施主星组成。使用Zwicky Transient Facility（ZTF），我们通过关注蓝色爆发的恒星来寻找新的AM CVn系统。我们首先使用ZTF警报选择爆发恒星。我们用$Gaia$和Pan-STARRS星表对候选星表进行了交叉匹配。基于$Gaia$ $BP$ - $RP$的候选的初始选择包含1751个未知对象。我们使用Pan-STARRS $g$ - $r$和$r$ - $i$颜色与$Gaia$颜色组合来识别59个高优先级候选者。我们获得了35个源的鉴别谱，其中18个是高优先级的候选者，并发现了9个新的AM CV n系统和一个只显示He-II线的磁CV。利用爆发重现时间，我们估计轨道周期在29到50分钟的范围内。我们的结论是，有针对性的后续蓝色，爆发源是一种有效的方法来寻找新的AM CVn系统，我们计划跟踪我们确定的所有候选人，系统地研究人口的爆发AM CVn系统。
2021-05-07 astro-ph.SR
Models of AM CVn star outbursts
爆发的AM CVn星表现出类似于在不同类型的矮新星中观察到的爆发。它们的光变曲线结合了SU UMa、ER UMa、Z Cam和WZ Sge型系统的特征，但也显示出在矮新星中从未观察到的各种性质。AM CVn轨道的紧凑性和它们不寻常的化学成分使这些系统成为爆发模型的有价值的试验平台。我们的目标是更好地了解氦在吸积盘不稳定性机制中的作用，在AM CVn星的情况下测试矮新星爆发的模型，并旨在解释这些超紧凑双星的爆发光变曲线。我们计算了无氢AM CVn星的性质，使用我们以前开发的数字代码适应于这些系统的不同化学组成，并补充了计算传质速率变化，盘加热的额外来源和主要的磁场的公式。我们发现了氦占主导地位的光盘的热粘性不稳定性的反应，并能够再现各种功能的爆发周期的光变曲线的AM CVn星。AM CVn爆发可以解释的适当调整矮新星盘不稳定性模型，但在其应用的情况下，以氢为主的激变变量，人们必须诉诸于额外的机制来解释所观察到的超爆发，下降，循环状态，和停滞。我们表明，增强的质量传递速率，大概是由于变量照射的二次，不仅必须考虑到，但是一个决定性因素，形状AM CVn恒星爆发。可变次级辐射的原因还有待了解;最好的候选者是倾斜/扭曲圆盘的进动。
2012-06-04 astro-ph.SR
Evolution of AM CVn binaries with WD donors
CO+He WD双星的质量传递的演化和稳定性还没有得到很好的理解。在观测上，它们可能以AM CVn双星的形式出现，并且是重要的引力波（GW）发射体。本文利用详细的恒星演化程序MESA模拟了吸积体质量为$0.50 - 1.30\;M_{\odot}$、施主质量为$0.17\; - 0.45\;M_{\odot}$的双WD双星的演化。我们发现，具有相同的施主质量，但不同的吸积体质量的双星的演化是非常相似的，具有相同的吸积体质量，但较大的He施主质量的双星有较大的最大质量转移率和较小的最小轨道周期。我们还证明了来自AMCVn双星的GW信号可以被星载GW观测站（如LISA、天琴）探测到。在传质阶段，施主质量与引力波频率之间存在线性关系。在我们的计算中，所有的双星可以有动态稳定的质量传递，这是非常不同于以往的研究。对于给定的吸积体WD质量，Eddington限制质量转移的阈值施主质量低于以前的研究。假设当质量传递速率超过He的最大稳定燃速时，二元体可以进入公共包线，我们提出了一个新的双WDs质量传递存活判据，该判据低于Eddington极限。最后，我们发现，在我们的计算中，一些系统只有一个WDs可能演变成分离的双星组成的中子星（NS）和极低质量的He WDs和进一步的超紧凑X射线双星。
2022-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolutionary history of ultra-compact accreting binaries. I. Chemical abundances and formation channel of the eclipsing AM CVn system ZTF J225237.05-051917.4 from HST spectroscopy
Hamburg Observatory, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Department of Physics and Astronomy, Texas Tech University（德克萨斯理工大学物理与天文学系）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, University of Kiel（基尔大学理论物理与天体物理研究所）；São Paulo State University (UNESP), School of Engineering and Sciences（圣保罗州立大学（UNESP）工程与科学学院）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构天文台）；Department of Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校物理系）；Departamento de Física, Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学物理系）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘农克天文研究所）
通过紫外光谱分析，研究了AM CVn系统ZTF J225237.05-051917.4的化学丰度和形成通道，确定其为白矮星或CV通道，排除了氦星通道。
2025-12-03 astro-ph.SR
A cautionary tale of interpreting O-C diagrams: period instability in a classical RR Lyr Star Z CVn mimicking as a distant companion
我们提出了一个全面的研究Z CVn，RR天琴座明星，显示其脉动周期的长期周期性变化。一个可能的解释建议从O-C图的形状是光的旅行时间效应，我们彻底检查。我们使用了原始的光度和光谱测量，并使用跨越一个多世纪的最大时间来研究周期演变。如果二进制假设是有效的，Z CVn的轨道周围的黑洞与最小质量的$56.5$ $\mathfrak{M}_{\odot}$在一个非常广泛的（$P_{\rm orbit}=78.3$年）和偏心轨道（$e=0.63$）。我们讨论的概率形成的黑洞-RR天琴座对，虽然我们发现这是可能的，有没有观测证据的黑洞的方向Z CVn。然而，对二进制假设的主要反对是系统径向速度曲线模型和光谱观测的比较，清楚地表明，Z CVn不能绑定在这样一个二进制。因此，脉动周期的变化可能是恒星固有的。这一发现代表了RR型天琴座星中一种新型循环周期变化的发现/确认。通过对测光数据的分析，我们发现周期为22.931 d的Blazhko调制在振幅上具有很强的优势。相位调制的强度变化，目前几乎无法检测到。我们还估计了ZCVn的光度物理参数，并使用逆Baade-Wesselink方法研究了它们在Blazhko周期期间的变化。
2017-10-18 astro-ph.SR
Discovery and characterization of five new eclipsing AM CVn systems
AM CVn系统是超紧凑的，富氦的，具有简并或半简并施主的吸积双星。我们报告发现了五个新的食AM CVn系统，轨道周期分别为61.5，55.5，53.3，37.4和35.4分钟。这些系统是通过在Zwicky瞬变设施（ZTF）的光变曲线中寻找深食而发现的，这些光变曲线是用盖亚磁共振仪选择的白矮星。我们获得了相位分辨光谱，以确认所有系统是AM CVn双星，我们获得了高速测光确认日食和表征系统。两个长周期系统（61.5和53.3分钟）的光谱显示出许多发射和吸收线，表明存在N，O，Na，Mg，Si和Ca，以及K和Zn，这些元素以前从未在AM CVn系统中检测到。通过对高速测光进行建模，我们测量了施主恒星的质量和半径，这可能会限制形成这些AM CVn系统的演化通道。我们确定吸积白矮星的平均质量为$\approx0.8$ $\mathrm{M_{\odot}}$，并且长周期系统中的白矮星比最近更新的理论模型预测的要热。施主具有高熵，并且与相同轨道周期的零熵施主相比质量大$\approx$ 2倍。大的施主半径与氦星祖先最一致，尽管观察到的光谱特征似乎与此相矛盾。5个新的食AM~CVn系统的发现与已知的AM ~ CVn空间密度和估计的ZTF恢复效率是一致的。基于这一估计，随着ZTF继续获得数据，我们预计会发现另外1- 4个食AM CVn系统。这将进一步增加我们对种群的了解，但需要高精度的数据来更好…
2021-08-30 astro-ph.SR
MGAB-V240: 23-min AM CVn star showing both 12-d supercycle and standstills
利用Zwicky瞬态设施（ZTF）数据，发现MGAB-V240 = PS1- 3 PI J185529.82+323017.8表现出两种不同的状态：周期长度为12 d的有规律爆发状态和停滞状态。我发现，有规律的爆发状态实际上是一系列超级爆发和介于其间的正常爆发，组成了一个12天的超周期。在其中一次超爆发中，在ZTF时间分辨数据中检测到周期为0.015824（9）d（=22.79 min）的超峰。这一周期和行为证实了MGAB-V240是一个具有已知最短超周期的AM CVn型天体，也是第二颗显示真正静止的已知AM CVn型恒星。该系统中的静止状态被短暂的下降中断，并且在这些下降之后该系统经常变亮。这种现象可以通过在滴下期间转移的物质在盘的外部部分中的积累来解释。这种现象有利于从次级的恒定质量传递，并与维持氦盘中的热状态的困难相结合，而不是作为这些下降的原因的质量传递速率的暂时降低。MGAB-V240应该接近氦盘热不稳定性的边界，观测到的超峰周期与盘不稳定性理论预期的活动序列和AMCVn星的演化序列非常吻合。
2023-02-22 astro-ph.SR
Binary-induced magnetic activity? Time-series echelle spectroscopy and photometry of HD123351 = CZ CVn
我们首次详细研究了明亮活跃的K 0 IV-III恒星HD 123351。这颗恒星是一颗单线分光双星，周期为147.8919+-0.0003天，离心率为e=0.8086+-0.0001。轨道解的均方根值仅为47米/秒，使其成为有史以来获得的活动双星系统的最精确轨道。根据长期测光的结果，自转周期被限制为58.32 ± 0.01天。这表明HD 123351是一个非常异步的旋转器，旋转速度比预期的伪同步值慢五倍。在我们12年的观测中，两个斑点区域一直存在。四年的Halalpha，钙H&K和氦D3监测确定了相同的主要周期的测光，但动态光谱也表明，有一个间歇性的依赖于轨道周期，特别是钙二H&K在2008年。一对塞曼敏感/不敏感铁谱线的谱线轮廓反转产生542 ± 72 G的平均表面磁通密度。2008年的时间序列受到恒星自转和轨道运动的调制，因此在近星点期间，磁通量一般较弱，色球层发射与磁通量反相变化。我们还确定了一个广泛的和不对称的锂线的配置文件，并测量的丰度log n（Li）= 1.70+-0.05。恒星在H-R图中的位置显示质量为1.2+-0.1 Msun，年龄为6-7 Gyr。我们解释的反相关系的磁通量与色球排放的证据，有两个磁场存在于同一时间，一个本地化的表面磁场与斑点和一个全球性的领域是面向（低质量）的二次组件。
2011-08-23 astro-ph.SR
Superoutburst of CR Bootis: Estimation of Mass Ratio of a typical AM CVn star by Stage A Superhumps
我们报告了2014年4月-3月和2015年5月-6月AM CVn型物体CR Boo的两次超级爆发。伴随这两次超级爆发的是一次前兆爆发。在2014年主要超级爆发的上升分支期间，我们检测到生长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），其周期为$0.017669(24)$ d。假设这个周期反映了在3：1共振半径处的动力学进动率，我们可以用A级超峰周期和轨道周期0.0170290（6）d来估计质量比（$q=M_2/M_1$）为0.101（4）。这个质量比与AM CVn型天体的理论演化模型所预期的质量比是一致的。对前兆爆发和A级超级驼峰的探测是AM CVn型天体的第二种情况。有两种解释的爆发AM CVn型对象。一个是矮新星（DN）爆发类比，这是由热和潮汐不稳定性造成的。另一种是VY Scl型变化，它是由次级传质速率的变化引起的。这种对超级驼峰变化的探测强烈地表明了前一种解释。
2016-05-18 astro-ph.SR
The influence of short term variations in AM CVn systems on LISA measurements
我们研究了AM CVn系统演化的短期变化对其引力波发射的影响，特别是LISA观测。我们根据它们的平衡质量传递演化驱动的引力波发射和潮汐相互作用的系统建模，并确定它们的反应系统的突然扰动。这是受到用非平衡质量转移解释超紧凑双星V407 Vul和RX-J 0806 +1527轨道周期演化的建议的启发。发射的引力波信号的特性推导出牛顿四极发射模型的泰勒展开，并确定信号结构的变化，可见的LISA任务。我们表明，短期的变化可以显着改变高阶项的扩展，从而导致杂散（非）检测频率导数。这可能妨碍系统参数的估计，特别是它们的质量和距离。然而，我们发现整体检测仍然是安全的，因为信号仍然可以通过一般模板来描述。我们的结论是，需要一个更好的短期变化的影响建模准备社会的真实引力波数据的AM CVn系统的天体物理评估。
2009-09-09 astro-ph.SR gr-qc
Evolved cataclysmic variables as progenitors of AM CVn stars
我们的模型激变变量（CV）与太阳金属量捐助者（$X=0.7,\:Z=0.02$），演变形成AM CVn星通过演变CV形成通道使用各种角动量损失机制的磁制动（$\mathrm{AML_{MB}}$）。我们发现，在我们的双发电机（DD）模型的时间尺度$\mathrm{AML_{MB}}$是短于以前使用的经验公式。由于DD模型的时间尺度较短，形成AM CVn星的初始条件参数空间较大。我们对通过Evolved CV通道形成的AM CVn星的预期数量进行了分析，发现AM CVn星的数量大约是之前报道的$3$的两倍。我们发展这些系统的详细与剑桥恒星演化代码（STARS），并表明，进化CV填充一个区域的轨道周期$P_\mathrm{orb}\geq5.5\,\mathrm{hr}$。我们发展我们的捐助者超出他们的轨道周期最小值，并发现一个显着的数字成为极端H耗尽系统。这使得它们与从He星和白矮星（WD）通道演化而来的系统在光谱中没有H的情况下无法区分。我们还比较了质量，质量转移率的捐助者，和轨道周期与观测。我们发现，在YZ LMi和V396 Hya等系统中，供体的状态和H的缺乏与我们的建模轨迹相匹配，而CR Boo和HP Lib等系统与我们的建模轨迹相匹配，如果它们的实际供体质量位于观测质量范围的低端。
2023-01-30 astro-ph.SR
Magnetic Doppler imaging of alpha^2 Canum Venaticorum in all four Stokes parameters. Unveiling the hidden complexity of stellar magnetic fields
半个多世纪以来，人们一直在研究主序上部化学奇特星中的强有序磁场。然而，直到最近才有观测方法和数值技术变得足够成熟，使我们能够记录和解释高分辨率的四斯托克斯参数谱，从而导致第一个无反射磁场模型的这些恒星。在这里，我们对典型的磁性Ap星α ^2 CVn的分光偏振观测进行了详细的磁多普勒成像分析。Fe和Cr的表面丰度分布和完整的矢量地图的恒星磁场重建在一个自洽反演使用我们的国家的最先进的磁多普勒成像代码Invers 10。我们成功地再现了α ^2 CVn的分光偏振观测的大部分细节，并绘制了一幅磁图，该磁图结合了类似偶极场的全局拓扑结构和局部的高场强点。我们证明，这些小尺度的磁结构是不可避免地需要适合的线性偏振光谱，但是，它们的存在不能推断从斯托克斯I和V的观测单独。我们对α ^2 CVn的磁多普勒成像分析和之前对53 Cam的结果支持这样的观点，即上部主序星可以拥有相当复杂的表面磁场，这种磁场只有在最大的空间尺度上才类似于斜偶极子。在所有四个斯托克斯参数的光谱是绝对必要的，揭示和有意义的特点，这一领域的复杂性在Ap星。因此，我们认为，理解恒星的磁性在其他部分的H-R图同样是不完整的，没有调查他们的线性偏振光谱。
2010-01-29 astro-ph.SR
Mass Transfer and Stellar Evolution of the White Dwarfs in AM CVn Binaries
计算了轨道周期为$P_{\mathrm{orb}} \approx 5-70$分钟的AM CVn双星中两颗白矮星的恒星演化。我们专注于的情况下，捐助者开始作为一个$M_{\mathrm{He}} < 0.2 \, M_{\odot}$氦WD和吸积是一个$M_{\mathrm{WD}} > 0.6 \, M_{\odot}$ WD。使用恒星天体物理学实验模块（MESA），我们同时发展两个WD假设保守的质量转移和角动量损失的引力辐射。这种自洽的演变产生的重要反馈的质量传递速率，$\dot{M}$，以及吸积WD的热演化的施主的属性。与先前的工作一致，我们发现，在早期的高$\dot{M}$的强制绝热演化的施主$P_{\mathrm{orb}} < 30$分钟，使其质量半径关系主要取决于其初始熵。当供体在$P_{\mathrm{orb}} \simeq 30 $分钟到达$ M_{\mathrm{He}} \approx 0.02-0.03 \, M_{\odot}$时，其变得完全对流，并且在进一步的质量损失下可能损失熵并且膨胀得比预期小得多。然而，我们表明，缺乏可靠的不透明度的捐助者的表面抑制这种可能的冷却安全的预测。我们的计算捕获核心加热，发生在第一个$\approx 10^7$年的吸积和继续到WD冷却阶段的演变如下。当与现有的吸积WD数据相比时，正如Cheng和合作者对孤立WD所看到的那…
2021-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reversing the verdict: Cataclysmic variables could be the dominant progenitors of AM CVn binaries after all
本研究针对AM CVn双星无法由激变变星演化而来的传统观点，通过MESA代码结合CARB强磁制动模型开展双星演化模拟，证明该路径可自然形成低表面氢丰度的AM CVn双星，且能解释相关观测样本，推翻了此前的两点质疑。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
He-star donor AM CVn stars and their progenitors as LISA sources
AMCVn型超紧激变变星是未来空间引力波探测器如激光干涉仪空间天线（LISA）的重要验证源。我们的模型与He星捐助者的AM CVn星的现今银河系人口。这样的种群早就被认为存在，尽管目前只知道几个候选人。我们采用的混合动力方法的二进制人口合成（BPS）相结合的人口的即时前体的AM CVn星的快速BPS代码与随后的跟踪其演变的一个完整的进化代码的模拟。该模型预测，目前的出生率的氦供体AM CVn星在银河系是$4.6\times 10^{-4}$每年和银河系可能拥有约112000对象的这一类具有轨道周期小于42-43分钟。前景的混乱限制和仪器噪声的LISA防止发现更长的周期系统在引力波。我们发现，在4年的任务中，LISA可以探测到大约500个信噪比（S/N）>5的He星AM CVns。在距太阳1千秒差距内，可能存在多达130个周期在同一范围内的He星AM CVns，如果在电磁波谱中检测到，它们可以作为验证双星。在银河系中，也有大约14800颗AM CVn恒星的直接前体。它们是一个分离的系统，有一颗剥离的低质量He星和一颗白矮星伴星，其中大约75颗可能被LISA在任务期间观测到。
2022-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Doppler imaging of stellar surface structure - XXIV. The lithium-rich single K-giants DP Canum Venaticorum and DI Piscium
我们提出了第一个多普勒成像研究的两个快速旋转，单K巨星DP CVn和DI Psc，以研究表面斑点的配置，并查明其恒星的演化状态。光谱学和光度学用于确定基本的天体物理性质。多普勒成像恢复两颗星的表面温度分布，而光度光变曲线反演进行了研究DP CVn的表面活性的长期变化。DP CVn的表面差分旋转是通过将由大致一个旋转周期分开的可用后续多普勒重建互相关来估计的。这两颗恒星似乎都有高于正常的锂丰度，LTE log n为2.28（DP CVn）和2.20（DI Psc），并且应该位于RGB上第一个锂挖掘的末端。光度观测揭示旋转调制的周期为14.010 d（DP CVn）和18.066 d（DI Psc）。多普勒重建从现有的映射线很好地同意在显示的斑点图案，恢复相当低纬度的两颗星的点与温度对比度Δ T ~ 600-800 K低于未斑点的光球背景。在高纬度地区也发现了斑点，但对比度较小（DP CVn）或范围较小（DI Psc）。初步的反日型差分旋转α =-0.035发现DP CVn从互相关的后续多普勒图像。长期的光度分析支持存在活跃的类星体，以及差异旋转。
2013-01-03 astro-ph.SR
He-Accreting WDs: AM CVn stars with WD Donors
我们研究的物理和演化特性的“WD家庭”的AM CVn星计算现实模型的IDD系统。我们评估自洽的质量传递速率从捐助者，由GW发射和相互作用的二进制同伴，和质量沉积的吸积器的热响应。我们发现，在开始的质量转移，所有考虑的系统进行了强烈的非动力学氦闪光。然而，由于这些系统的紧凑性，膨胀的吸积物很快就会填满它们的洛希瓣，从而阻止了对吸积的CO WD外层的有效加热。此外，由于系统中物质的损失，轨道分离扩大，质量传递停止。进一步的演变取决于供体再次填充其肺叶后的$\dot{M}$值。一方面，如果由（M $_{don}$，M $_{acc}$）的实际值确定的吸积速率足够高，则吸积体经历几次强度递减的He闪光，然后开始静止的He燃烧。后来，由于IDD中的质量传递速率是时间的永久递减函数，吸积体经历了几次周期性的强闪光。另一方面，对于中、低值的$\dot{M}$，吸积体进入强闪吸积区。正如预期的那样，在所有考虑的系统中，最后的He闪光是最强的一个，即使动力学事件从未发生。当质量吸积率降低到（2-3）$\times 10^{-8} M_\odot yr^{-1}$以下时，He壳层的压缩加热比中微子冷却的效率低，从而使系统中的所有吸积体都演化为大质量简并体.我们的研究结果表明，SNe。Ia或Ia型超新星由于边缘点燃爆炸的WD家庭的AM CVn恒星应该比以前预期的要罕见得多。
2015-07-03 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Lithium and CNO abundances in northern RS CVn stars
本研究通过高分辨率光谱分析北天RS CVn型恒星的锂与CNO丰度，发现磁活动可能使低质量活动恒星的额外混合启动更早，同时发现富锂巨星V*OP And的丰度特征对锂增丰起源提出了新问题。
2025-10-22 astro-ph.SR
Superoutburst of SDSS J090221.35+381941.9: First Measurement of Mass Ratio in an AM CVn-Type Object using Growing Superhumps
我们报道了2014年3月至4月AMCVn型天体SDSS J090221.35+381941.9 [J 0902;轨道周期0.03355（6）d]的超级爆发。整个爆发包括一个前兆爆发和主要的超级爆发，随后是一个短暂的再亮。在主超爆发的上升支期间，我们探测到了周期为0.03409（1）d的增长超峰（A阶段超峰）。在超级爆发的平台阶段，观察到具有较短周期的超级驼峰（B阶段超级驼峰）。利用轨道周期和A级超峰的周期，我们能够测量吸积盘在3：1共振下的动力学进动率，得到质量比（q）为0.041（7）。这是第一次成功测量的质量比在一个AM CVn型对象使用最近开发的阶段A超级驼峰方法。该值与理论演化模型基本一致。J 0902的轨道周期是爆发的AM CVn型天体中最长的，爆发系统和具有稳定冷盘的系统之间的边界线似乎比想象的要长。
2014-07-16 astro-ph.SR
Prominence detection and chromosphere feature on the prototype RS CVn of active binary systems
本研究分析了活动双星原型RS CVn的高分辨率光谱，利用光谱减法探测到主星周围的类日珥物质及光学耀斑，并发现色球活动经度的演化特征。
2024-01-05 astro-ph.SR
Most Rotational Variables Dominated by a Single Bright Feature are $α^2$ CVn Stars
研究通过光谱确认14颗ATLAS UCBH自转变星中10颗为Ap/Bp星，表明这类由单一亮斑主导的变星大多属于 $α^2$ CVn 星。
2024-01-18 astro-ph.SR
KOI-1003: A new spotted, eclipsing RS CVn binary in the Kepler field
利用开普勒太空望远镜的高精度测光，已经观测到数千颗有恒星和行星伴星的恒星。有伴星的恒星的表征并不总是简单的，并且可能受到系统和恒星对光变曲线的影响。在这里，通过对恒星黑子和日食的详细分析，我们将KOI-1003确定为一颗新的活跃的RS CVn恒星--这是第一颗用开普勒数据确定的恒星。这个密近双星系统的开普勒光变曲线显示了该系统的主凌日、次食和两个持续活动双星的星点演化。系统的轨道周期和自转周期几乎相等，表明轨道和主星的自转几乎同步（$P_\mathrm{orb} = 8.360613\pm0.000003$天; $P_\mathrm{rot} \sim 8.23$天）。通过假设次级星位于主序星上，我们认为该系统由一颗$1.45^{+0.11}_{-0.19} \ M_\odot$亚巨星主序星和一颗$0.59^{+0.03}_{-0.04} \ M_\odot$主序星伴星组成。我们的工作给出了$4400 \pm 600$ pc的距离和年龄的$t = 3.0^{-0.5}_{+2.0}$陀螺仪，参数是与以前的研究，包括恒星作为成员的疏散星团NGC 6791不一致。
2016-10-03 astro-ph.SR
Surface activity of rapidly rotating stars from simultaneous X-ray and UV observations with AstroSat
利用AstroSat多波段观测四颗邻近快速自转活动星，获取日冕物理参数并探测到多起X射线和紫外耀斑事件。
2023-09-20 astro-ph.SR
On the progenitors of AM CVn stars as LISA sources: the evolved donor star channel
空间引力波（GW）探测器激光干涉仪空间天线（LISA）计划于21世纪30年代初发射，用于探测银河系中的低频GW信号。AM CVn星通常被认为是重要的低频GW源。本文利用MESA程序计算了大量由一颗白矮星（WD）和一颗主序星（MS）组成的双星系统的演化，并诊断了它们的后代--AM CVn星能否被LISA观测到。模拟结果表明，这些LISA源在1 kpc距离内的前身星是WD-MS双星，其施主星为$1.0-1.4~M_\odot$（初始WD质量为$0.5~M_\odot$）或$1.0-2.0~M_\odot$（初始WD质量为$0.7~M_\odot$），初始轨道周期略小于分叉周期。我们的模拟还表明，10验证AM CVn源可以复制的标准磁制动模型，是潜在的LISA源。根据布居合成模拟得到的AMCVns的诞生率，可以估算出距离演化施主星通道1 kpc范围内的AMCVn-LISA源的诞生率为$(0.6-1.4)\times10^{-6}~\rm yr^{-1}$，AMCVn-LISA源的预测数量约为$340-810$ .因此，演化的施主星通道在形成银河系AMCVn-LISA源中起着重要作用。
2021-01-25 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
He-accreting WD: Nucleosynthesis in the extreme binary system (1.02+0.30) M$_\odot$
研究了具有大质量白矮星施主和吸积体的AM~CVn星的演化性质。作为它们的代表，我们考虑一个二进制最初组成的0.30 M $_\odot$，He WD和1.02 M $_\odot$，CO WD。计算了施主的质量转移率随时间的变化，并计算了吸积体的演化，考虑了质量交换对轨道参数演化的影响。我们模型的热响应的吸积CO WD与FUN进化代码耦合到一个完整的核网络，从氢到铋，包括700多个同位素连接约1000个核过程。我们发现，这些系统中的吸积体经历了稳定的He燃烧和温和的He闪光以及强烈的He闪光阶段，最终形成了由大量（$\sim 0.1$ M $_\odot$）富He缓冲层覆盖的CO WDs。在He闪光（温和和强烈）期间，He壳层中的温度升高到$3\times 10^8$ K以上，因此${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$反应变得有效，并且可以产生富含$n$的同位素。在强烈的非动力学He闪光触发的RLOF事件中，富含$α$ -元素和富含$n$同位素的物质被喷射出来，污染了星际介质。我们的研究结果强烈表明，大规模的AM CVn系统与WD捐助者没有经历一个最终的非常强大的动态氦闪光驱动的爆炸性事件，如SN. IA。虽然喷出的物质是高度富集的重同位素，大规模的AM CVn系统对银河系化学演化的相对贡献是，最有可能的，由于其预期的稀缺性，可以忽略不计。
2019-01-02 astro-ph.SR
X-ray luminosity versus orbital period of AM CVn systems
本研究利用Chandra、XMM-Newton和Swift数据分析AM CVn系统X射线光度与轨道周期的关系，发现高吸积率系统X射线偏暗，而长周期、低热光度系统基本符合边界层模型。
2023-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Surface image and activity-corrected orbit of the RS CVn binary HR 7275: Disentangling activity tracers
Leibniz-Institute for Astrophysics Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Konkoly Observatory（匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心孔科利天文台）；HUN-REN CSFK, MTA Centre of Excellence（匈牙利研究网络CSFK，马塔卓越中心）
研究HR 7275双星系统的表面斑点分布和磁活动，通过分离光谱和校正径向速度抖动，获得更精确的轨道解和表面磁场信息。
2025-12-10 astro-ph.SR
The chemical composition of donors in AM CVn stars and ultra-compact X-ray binaries: observational tests of their formation
我们研究了超致密双星（AM CVn星和超致密X射线双星）的形成，重点是这些系统中施主的表面化学丰度。在这些系统的光谱中没有令人信服地检测到氢。三种不同的形成方案涉及不同的施主星，白矮星，氦星或演化的主序星。使用详细的演化计算，我们表明，氦WD捐助者和演变的主序星的丰度接近平衡的Hoc处理的材料，和详细的丰度与核心温度，从而MS祖先的质量。演化的MS供体通常留下痕量的H。对于混合或CO白矮星供体，碳和氧的丰度取决于氦燃烧的温度，从而取决于祖先的氦核心质量。对于氦星的施主，除了它们的质量外，丰度还强烈地依赖于在质量转移开始前燃烧的氦的量，范围可以从未加工的，因此几乎等于hoc加工的物质，到强烈加工的，因此富含C/O和缺乏N。我们简要地讨论了这些情况下的相对频率氦星捐助者，根据人口合成结果。最后，我们给诊断应用我们的结果观察到的系统，并发现最重要的测试是N/C比，这可以表明形成的情况下，以及在某些情况下，质量的捐助者的祖先。此外，如果观测到，N/O、O/He和O/C比值可以区分氦星和WD施主。应用到已知的系统，我们发现WD捐助者的证据在AM CVn系统GP Com，CE 315和SDSS J 0804 +16和证据的混合WD或非常演化的氦星捐助者的UCXB 4U 1626-67和4U 0614+09。[删节]
2009-09-18 astro-ph.SR
Modelling the AM CVn and Double Detonation Supernova Progenitor Binary System CD-30$^{\circ}$11223
本研究利用MESA软件对双爆轰超新星前身星双星系统CD-30进行建模，发现0.47太阳质量的sdB解更优，证实其将在约55 Myr后爆发并抛射sdB，末期将呈现AM CVn型系统特征。
2023-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonradial and radial period changes of the Delta Scuti star 4 CVn II. Systematic behavior over 40 years
主序星上和附近的脉冲星显示出的周期和振幅变化太大，不可能是恒星演化的产物。多周期的盾牌座Delta星非常适合研究这些变化。这需要非常大量的测光数据，涵盖数年和数十年，以及模式识别。我们已经检查了从1966年到2012年获得的多周期振荡器4 CVn的800多个夜晚的高精度测光。由于大多数数据是在相邻的观测季节获得的，因此可以导出一些激发脉动模式的非常准确的周期值，并研究它们从1974年到2012年的系统变化。大多数脉动模态在几十年的时间尺度上表现出系统的显著周期和振幅变化。对于研究充分的模式，在1986年前后，发生了正负周期变化方向的普遍逆转。此外，不同模式之间的周期变化是强烈相关的，尽管它们在大小和符号上不同。对于具有已知球度和方位阶值的模式，我们发现周期变化的方向与所识别的方位阶m之间存在相关性。相关的振幅变化通常具有类似的几年或几十年的时间尺度，但在模式之间几乎没有系统或相关的行为。对于逆时针和逆时针模式的相反行为的自然解释是，它们的周期变化是由变化的旋转轮廓驱动的。旋转轮廓的变化可能反过来由过程驱动，也许是脉动本身，重新分配恒星内部的角动量。通常，不同的模式具有不同的旋转内核，因此这将针对不同的模式产生不同幅度的周期偏移。
2016-12-20 astro-ph.SR
Evidence of Long-Lived Powerful Gyrosynchrotron Radio Emission in the Close Binary FF UMa
Yunnan University（云南大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Sun Yat-Sen University（中山大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Finnish Geospatial Research Institute (FGI), National Land Survey of Finland（芬兰国家土地测量局芬兰地理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）
研究FF UMa双星的无线电发射特性，发现其高亮度温度和低圆偏振率，表明由弱相对论电子在强磁场中产生gyrosynchrotron辐射，且无线电亮度与圆偏振率呈反相关。
2026-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the Field Sub-subgiant Population Using a Catalog of Active Giant Stars and Gaia EDR3
次亚巨星（SSG）落在次巨星分支和/或巨星分支的红色部分之下，在疏散星团和球状星团中，这是色星等图（CMD）上没有标准恒星演化轨迹的区域。一种假设是SSG是由于近距离双星的潮汐同步导致的亚巨星或巨星的快速旋转。产生的强磁场抑制了对流，这反过来又产生了大的恒星黑子，半径膨胀，以及低于预期的平均表面温度和光度。在这里，我们交叉引用的活动巨星双星（RS CVns）在外地与盖亚EDR 3的目录。使用盖亚光度测量和视差，我们精确地将RS CVns定位在CMD中。我们确定的恒星低于14陀螺仪，富含金属的等时线作为候选字段SSGs。在1723个RS CVn样本中，我们发现了448个SSG候选者，这是以前已知的65个SSG的巨大扩展。大多数SSG的旋转周期为2-20天，其中最高的SSG部分发现RS CVn与最短的周期。SSG在这一群体中的普遍存在表明SSG是RS CVn型系统演化的正常阶段，而不是像一些人认为的那样，只有在密集星团中才能发现的动力学遭遇的罕见副产品。我们提出了我们的1723个活跃的巨星目录，包括盖亚测光和天体测量，以及来自TESS和VSX的旋转周期。该星表可作为研究演化恒星中磁场影响的重要样本。
2021-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Red Asymmetry of H$_α$ Line Profiles during the flares on the active RS CVn-type star II Pegasi
本文通过对 RS CVn 型恒星飞马座 II 的高分辨率光谱观测，在两次耀斑期间发现 H$_α$ 线红不对称性及高速红移发射成分，推断其可能对应一次日珥爆发并发展为 CME，同时估算了 CME 的质量和动能。
2024-02-26 astro-ph.SR
One model to rule them all: magnetic braking from CVs to low-mass stars
本研究提出双发电机形式化框架的磁制动模型，重现了CV的周期空隙与最小周期尖峰，解释了演化CV向AM CVn星的转变及公共包层演化，并统一阐明了低质量恒星的自旋减慢现象。
2024-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of a high-velocity prominence eruption leading to a CME associated with a superflare on the RS CVn-type star V1355 Orionis
本研究通过多望远镜同步观测，在V1355 Orionis恒星上探测到高速日珥喷发，其速度远超逃逸速度，为恒星日珥喷发可发展为CME提供了关键证据，也为高能标下的耀斑与CME理论验证提供数据。
2023-02-15 astro-ph.SR
Evolution of Cataclysmic Variables and Related Binaries Containing a White-Dwarf
我们提出了一个二元演化研究的激变变量（CV）和相关的系统与白矮星吸积物，包括例如，AM CVn系统，经典新星，超软X射线源，和系统与巨大的施主星。我们的方法有意避免了与人口合成算法相关的并发症，从而使我们能够提出第一个真正全面的探索所有后续的二进制演化途径，ZACVs可能遵循（假设完全非保守，罗奇瓣溢出到吸积WD）使用复杂的二进制恒星演化代码MESA。该网格由56，000个初始模型组成，包括14个白矮星吸积体质量，43个施主恒星质量（$0.1-4.7$ $M_{\odot}$）和100个轨道周期。我们探索的轨道周期和施主质量（$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$）平面的演化轨道的演化停留时间，质量的白矮星吸积，吸积率，和化学成分的中心和表面的施主星。我们报告的标准CV轨道之间的差异，与巨大的捐助者的恒星，和超短周期系统。我们表明，在参数空间中可以期望找到超软X射线源，提出了一个诊断，以区分不同的进化路径，形成AM CVn二进制文件，量化的最小轨道周期CV取决于化学成分的捐助者的明星，并更新$P_{\rm orb}(M_{\rm wd})$的关系包含白矮星的祖先失去了他们的信封，通过稳定的罗氏瓣溢出的二进制文件。最后，我们指出在$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$的吸积盘将趋于稳定的热粘性不稳定性，并与LISA的引力辐射签名可能会发现。
2016-10-10 astro-ph.SR
Interferometric Images of the Starspot Evolution of $ζ$ Andromedae
University of Michigan（密歇根大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Tennessee State University（田纳西州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Lehigh University（理海大学）；NASA Headquarters（美国国家航空航天局总部）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球与天文学研究中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；MTA-ELTE Lendület “Momentum” Milky Way Research Group（匈牙利科学院-布达佩斯罗兰大学“动量”银河系研究组）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过干涉成像研究ζ 容斥主星星斑演化，发现星斑结构随自转变化，难以确定差分自转，极区星斑随时间增长，未检测到次星，推测可能为白矮星。
2026-03-18 astro-ph.SR
New insights into the helium star formation channel of AM CVn systems with explanations of Gaia14aae and ZTFJ1637+49
我们模拟了富氦恒星与太阳金属丰度（$X=0.7,\:Z=0.02$）的祖星，通过氦星形成通道演化形成AM Canum Venaticorum系统，旨在解释Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49的观测特性。我们发现，半简并，H-耗尽（$X\leq 10^{-5}$），他丰富的（$Y\approx0.98$）捐助者可以形成一个共同的信封演变（CEE）阶段后，如果使用额外的能源来弹出共同的信封，或不同的形式主义的CEE实施。我们使用剑桥恒星演化代码跟踪了CEE阶段后此类双星系统的演化，当它们由He星和白矮星吸积器组成时，并报告了施主的质量，半径和质量转移率，系统的轨道周期以及Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49光谱中缺乏氢与我们模拟的轨迹匹配良好，其中，在CEE阶段之后，罗氏瓣溢出不仅由由于引力波辐射（$\mathrm{AML_{GR}}$）引起的角动量损失（AML）控制，而且还由由于施主中的$α-Ω$发电机引起的附加AML控制。这个额外的AML是仿照我们的双发电机（DD）模型的磁制动在捐助者的明星。我们解释说，这个额外的AML只是一个后果，扩展的DD模型从典型的灾难性的变量捐助者演变的捐助者。我们表明，我们的建模轨迹与Gaia 14 aae或ZTFJ 1637 +49匹配，如果系统仅用$\mathrm{AML_{GR}}$建模。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cataclysmic Variables and AM CVn Binaries in SRG/eROSITA + Gaia: Volume Limited Samples, X-ray Luminosity Functions, and Space Densities
本研究利用X射线+光学颜色图从SRG/eROSITA和Gaia中构建了CV与AM CVn的体积受限样本，首次发现X射线光度函数在低光度处变平，并指出观测数密度仍与星族合成估计存在矛盾。
2024-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A far-ultraviolet variable with an 18-minute period in the globular cluster NGC 1851
利用哈勃空间望远镜（HST）拍摄的球状星团NGC 1851的远紫外（FUV）图像，观测到一颗周期为$18.05$分钟的变星。一个候选的光学对应物位于星团的红色水平分支或渐近巨星分支星上，但统计上可能这是一个机会叠加。这一解释得到了HST/STIS获得的光学光谱的支持：光谱中不包含任何强烈的发射线，如果该物体是一颗共生星（即一颗由巨大供体提供能量的紧凑吸积体），则会出现这种情况。因此，我们考虑FUV变星的性质的另外两种可能性：（i）中间极性（即包含吸积磁白矮星的紧凑双星），或（ii）AM CVn星（即相互作用的双简并系统）。在中极情况下，物体预计是X射线源。然而，在{ \em Chandra}成像的$\simeq 65$ ~ksec中在其位置处没有检测到X射线，这将X射线光度限制为$L_X \leqslant 10^{32}$ ~erg~s $^{-1}$。因此，我们赞成AM CVn解释，但需要FUV光谱来决定性地区分这两种可能性。如果该天体是一颗AM CVn双星，那么它将是已知的第一个球状星团中的此类系统。
2016-05-17 astro-ph.SR
TIC 378898110: A Bright, Short-Period AM CVn Binary in TESS
本文报道TESS发现的明亮近距高态AM CVn双星TIC 378898110，结合测光、光谱和X射线观测确定其约22–23分钟周期、异常增亮及高质量转移率。
2023-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Properties of RS Canum Venaticorum Variables in VLASS and RACS
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Clemson University（克莱姆森大学）；University of Sydney（悉尼大学）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Australian Telescope National Facility, CSIRO Astronomy and Space Science（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO天文学与空间科学）
本研究在VLASS与RACS中搜寻到108个射电发射型猎犬座RS型变星候选体，发现部分系统射电光度极高，且两颗光学明亮的该类变星可产生与宁静黑洞双星相当的持续明亮射电信号，提示两类天体存在误认可能。
2026-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
