The cataclysmic variable QZ Lib: a period bouncer
虽然高度进化的激变变星（CV）与褐矮星供体，通常被称为“周期保镖”，预计将弥补$\simeq40-70$ %的银河系CV人口，只有少数这样的系统是目前已知的。因此，鉴定和表征额外的周期反弹物对于探索CV进化的这一知之甚少的阶段是重要的。我们调查的CV QZ库的演变后，其2004年的超级爆发，使用多历元光谱。从时间分辨的光谱观测，我们测量系统的轨道周期，$P_\mathrm{orb}= 0.06436(20)$ d，它与超级驼峰周期$P_\mathrm{SH}= 0.064602(24)$ d相结合，产生系统质量比，$q = 0.040(9)$。通过对谱能量分布的分析，我们确定了吸积盘的结构和白矮星的有效温度$T_\mathrm{eff} = 10\,500 \pm 1500\,\mathrm{K}$。我们还推导出一个上限的有效温度的次级，$T_\mathrm{eff} \lesssim 1700\,\mathrm{K}$，对应于一个棕矮星的T光谱类型。白矮星的低温、小的质量比以及施主在近红外辐射中不占主导地位的事实都是后弹跳系统的线索。虽然它是可能的，QZ Lib可能已经形成了一个白矮星加上一个棕矮星的二进制，二进制人口合成研究清楚地表明，这种情况是不太可能比一个周期弹跳检测和我们的结论是，QZ Lib是一个CV，已经通过最小周期的演变。
2018-09-28 astro-ph.SR
A Method for the Study of Accretion Disk Emission in Cataclysmic Variables I: The Model
我们发展了一种光谱合成方法，用于从激变变星（CV）模拟吸积盘的紫外辐射。圆盘被分成同心环，内部结构来自Wade & Hubeny圆盘-大气模型。对于每一个环，风大气计算的共同移动的框架与从欧拉方程的解获得的垂直速度结构。使用简单的假设，关于旋转和风流线，这些1D模型被组合成一个单一的2.5D模型，我们计算合成光谱。我们发现，所产生的线和连续的行为作为轨道倾角的函数是一致的观测，并验证吸积率影响风的温度，导致相应的趋势，在紫外线的强度。在一般情况下，我们还发现，初级质量有一个强大的影响P-Cygni吸收轮廓，合成发射线轮廓是强烈敏感的风温结构，和质量损失率的增加增强共振线强度。将合成光谱与两个高轨道倾角新星样CV- RW Tri和V347 Pup的UV数据进行了比较。我们需要包括磁盘区域与任意增强的质量损失，以重现合理的宽度和线的轮廓。这一事实以及某些高电离线中通量的缺乏可能是风中密度增强区存在的标志，或者可能是由于我们某些简化假设的不足。
2011-05-04 astro-ph.SR
The Silent Majority: The Interacting Post-Common-Envelope Binaries Underlying Cataclysmic Variables
本研究利用Gaia DR3与TESS交叉识别107个后共包层WDMS周期双星，经完备性校正揭示短周期峰和长周期尾，并约束共包层效率及前激变变星种群。
2025-10-20 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
Inclusion of sdBs in evolutionary population synthesis for binary stellar populations and the application: the determinations of photo-z and galaxy morphology
亚矮B星（sdBs）在t~1Gyr年龄时能显著改变星族的紫外光谱，Han等（2007）甚至将其纳入演化星族合成（EPS）模型。本文结合Han et al.（2007）和Zhang et al. 2004，005的EPS模型，给出了双星恒星星族（BSP）的光谱能量分布（SED）。这套社会经济发展报告可应作者的要求提供。利用这组BSPs的SEDs，我们利用Bruzual & Charlot（2003，BC 03）的软件包建立了Burst、E、S 0-Sd和Irr型星系的光谱。利用Bolzonella等人（2000）的Hyperz程序，结合光度数据（滤波器和星等），计算了1502个星系的光度红移和形态。这个星系样本是通过从Fukugita et al.（2007）的目录中删除那些与SDSS/DR 7和GALEX/DR 4不匹配的物体而获得的。通过与SDSS光谱红移和Fukugita et al.（2007）的形态指数的比较，我们发现光zs随SDSS光谱红移而波动，而Fukugita et al.（2007）星表中的Sa-Sc星系较早被分类为Burst-E星系。
2010-06-23 astro-ph.SR
The incidence of magnetic cataclysmic variables can be explained by the late appearance of white dwarf magnetic fields
本研究假设白矮星磁场在固定年龄晚期出现，通过BSE种群合成和MESA轨迹模拟，成功再现了磁性激变变星的观测比例，并解释了吸积周期反弹者数量较少的原因。
2025-05-30 astro-ph.SR
Breaking the degeneracy in magnetic cataclysmic variable X-ray spectral modeling using X-ray light curves
我们提出了一个分析的模拟X射线光谱和光变曲线的磁激变变量使用升级版本的三维CYCLOPS代码。这3D表示的吸积流使我们能够正确地模拟总的和部分掩星的后激波区域的白矮星，以及调制的X射线光变曲线由于相位相关的消光的前激波区域。通过改变白矮星质量、磁场强度、磁层半径和比吸积率，在四维参数空间中对激波后区域进行了详细的模拟。为了计算激波后区域的温度和密度分布，我们假设离子和电子之间的均分，考虑到白矮星引力势，磁层的有限大小和偶极状磁场几何形状，并考虑由韧致辐射和回旋辐射过程冷却。通过研究所得到的X射线连续谱的参数的影响，我们表明，有一个不可避免的退化在这里研究的四维参数空间，妥协X射线连续谱拟合策略，并可能导致不正确的参数估计。然而，包含在不同的能量范围内的X射线光变曲线可以打破这种简并性，因此，在原则上，仍然可以使用X射线数据来导出磁激变变量的基本参数，这是理解它们的形成和演化的重要一步。
2021-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Volume Limited Sample of Cataclysmic Variables from $\mathit{Gaia}$ DR2: Space Density and Population Properties
我们提出了第一个体积有限的样本的激变变量（CV），使用欧空局$\mathit{Gaia}$空间任务的第二次数据发布（DR 2）提供的准确的检索选择。该样本由$150\,$ PC中的42个CV组成，包括使用$\mathit{Gaia}$数据发现的两个新系统，并且完成了$(77 \pm 10)\,$ %。我们使用这个样本来研究银河系CV人口的内在属性。特别是，我们得到的CV空间密度，$ρ=(4.8^{+0.6}_{-0.8}) \times10^{-6}\,\mathrm{pc}^{-3}$，是低于大多数二进制人口合成研究的预测。我们还发现了一个低比例的周期反弹CV，百分之七，和一个平均白矮星质量的$\langle M_\mathrm{WD} \rangle = (0.83 \pm 0.17)\,\mathrm{M}_\odot$。这两项发现都证实了以前的结果，排除了影响这些测量的观察偏差的存在，正如过去所建议的那样。所观察到的周期反弹CV的分数远低于理论预测，至少是5倍，并且仍然是当前理解CV演化的开放性问题之一。相反，平均白矮星质量支持角动量损失的额外机制的存在，这些机制已经在最新的演化模型中得到了解释。在$150\,$ pc样本中，磁性CV的比例非常高，达到了$36\,$ %，这与CV祖先的分离群体中缺乏磁性白矮星形成了鲜明的对比，并强调了磁性系统的演化必须包括在下一代群体模型中…
2020-05-06 astro-ph.SR
White dwarf masses in cataclysmic variables
最近发现激变变星（CV）的白矮星（WD）质量分布与标准CV形成模型的预测大相径庭。CV中的高平均WD质量在当前观察到的CV祖细胞样品中没有印记，并且不能归因于选择效应。已经提出了两种可能性：无论是WD增长的CV演变过程中的质量，或在一个显着的分数的情况下，CV形成之前的热时间尺度的质量传递（TTMT）的（短）阶段，其中WD获得足够的质量。我们调查，如果这两种情况下，可以使理论预测和观察到的协议。我们采用二进制人口合成模型来模拟目前的内在CV人口。我们纳入了特定的CV演变方面，如适当的质量半径关系的捐助者的明星和更详细的处方的临界质量比动态不稳定的传质。我们还实施了以前建议的风从表面的WD在TTMT和测试的想法WD质量增长在CV阶段通过任意改变吸积效率。我们比较了模型的预测与来自观察到的样本的CV的特性。我们发现，质量增长的WD在CV未能重现所观察到的WD质量分布。在TTMT的情况下，我们能够产生大量的大规模WD，如果我们假设显着的质量损失从表面的WD在TTMT阶段。然而，该模型仍然产生太多的CV与氦WD。此外，施主星在许多这些后TTMT CV中演化，这与观测结果相矛盾。我们的结论是，在我们目前的框架CV演变TTMT也WD质量增长不能完全解释所观察到的WD质量或CV的周期分布。
2015-04-16 astro-ph.SR
Galactic model parameters of cataclysmic variables: Results from a new absolute magnitude calibration with 2MASS and WISE
为了确定激变变星（CV）的空间分布、银河系模型参数和光度函数，利用新建立的周期-光度-颜色（PLC）关系，建立了一个包含2 MASS和WISE光度计$J$、$K_{s}$和$W1$带星等以及系统轨道周期的$J$带星等限制样本263个CV。假设该CV样品在距离方面是均匀的，因为新的PLC关系是用新的或重新测量的三角函数校准的。我们的分析表明，CV的标度高度是增加向更短的周期，虽然选择效应的周期短于2.25小时显着降低的标度高度：标度高度的系统从192 pc增加到326 pc的轨道周期从12到2.25小时减少。样本中所有CV的$z$ -分布与标度高度为213 $^{+11}_{-10}$ pc的指数函数拟合良好。然而，我们建议，在太阳附近的CV的标度高度应该是$\sim$ 300 pc，并使用sech $^2$功能导出的标度高度也应考虑在人口合成模型。太阳附近的CV空间密度为5.58（1.35）$\times 10^{-6}$ pc $^{-3}$，这是在以前推导的空间密度范围内，与人口模型的预测不一致。通过对白矮星的光度函数与CV的光度函数的比较分析，发现白矮星的光度函数除以350-450的因子，可以得到最佳拟合。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic Model Parameters and Space Density of Cataclysmic Variables in Gaia Era: New Constraints to Population Models
利用重新估算的{ \it Gaia} DR 3的三角函数建立了激变变量的空间分布、银河系模型参数和光度函数。本研究中的1，587个CV的数据样本声称适合于银河系模型参数估计，因为距离是基于三角函数的，并且在创建样本时考虑了{ \it Gaia} DR 3光度完整性限制。根据分析，所有CV的标度高度从248 $\pm$ 2增加到430 $\pm$ 4 pc向更短的周期附近的周期间隙的下限，突然下降到300 $\pm$ 2 pc的最短的轨道周期CV。所有CV和磁性系统的指数标度高度分别为375 $\pm$ 2和281 $\pm$ 3 pc，比以前的观测研究中提出的要大得多。样品中所有CV和磁性系统的局域空间密度分别为$6.8^{+1.3}_{-1.1}\times$ 10 $^{-6}$和$2.1^{+0.5}_{-0.4}\times10^{-6}$ pc $^{-3}$。我们的测量加强了1-2个数量级的CV空间密度预测的人口合成模型和观测之间的差异。这种差异可能是由于CV调查未检测到的对象，例如具有非常低的$\dot{M}$的系统和处于周期间隙中的系统。比较了白矮星的光度函数和所有CV的光度函数，发现CV的500倍光度函数与白矮星的光度函数非常吻合。我们的结论是，本研究中的估计和数据样本可以自信地用于进一步的CV分析。
2023-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary Population Synthesis
双星的相互作用导致了有趣的天体的形成，如致密双星、超新星、伽马射线暴、X射线双星、双星、新星、激变变星、热亚矮星、钡星和蓝离散星。为了研究二元种群的演化和这些对象的形成，多年来已经开发了许多方法，其中一个强大的方法称为二元种群合成（BPS）值得特别注意。这种方法在天体物理学的许多领域都得到了广泛的应用，包括但不限于分析星系的恒星成分，研究星系的化学演化，以及研究恒星形成和宇宙再电离。在这篇综述中，我们讨论了BPS的作用，它的全貌，以及组成它的各个组成部分。我们特别注意的质量传递的稳定性标准在二进制，因为这种稳定性在很大程度上决定了二进制系统的命运。最后，我们对这一领域的未来展望。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Stellar Population Synthesis Model
利用云南演化星族合成（EPS）模型，给出了一组具有相互作用的瞬时爆发双星恒星星族（BSP）的积分颜色、积分光谱能量分布（ISEDs）和吸收线指数。通过比较有和没有相互作用的人口的结果，我们表明，包含二进制相互作用使人口的外观显着蓝色。这种效应提高了人口的衍生年龄和金属丰度。为了用于现代光谱星系调查的研究中/高光谱分辨率，我们还提出了中（3A）和高分辨率（~0.3A）ISED和利克/IDS吸收线指数的BSP。为了直接与观测结果进行比较，还通过直接从ISED测量Lick/IDS吸收指数来呈现它们。
2010-06-23 astro-ph.SR
Three in one go: consequential angular momentum loss can solve major problems of CV evolution
激变变星（CV）中的平均白矮星（WD）质量已被测量到明显超过单个WD的质量，这与理论预期相反。我们提出的二进制人口合成模型的结果，考虑到相应的角动量损失（CAML），假设随着WD质量的减少而增加。这种方法不仅可以解决WD质量问题，而且可以使理论预测和观测的轨道周期分布和CV的空间密度相一致。我们推测新星爆发后的摩擦角动量损失可能会导致这种CAML，因此可能是CV进化中缺失的成分。
2015-10-14 astro-ph.SR
Accretion disk coronae of Intermediate Polar Cataclysmic Variables - 3D MagnetoHydro-Dynamic modeling and thermal X-ray emission
IPCV包含一颗磁性旋转的白矮星，周围环绕着一个磁性截断的吸积盘。为了解释它们强烈的闪烁X射线发射，吸积已经被成功地考虑在内。然而，观测结果表明，吸积现象可能不是其背后的唯一过程，盘表面发生的强烈耀斑活动可能产生日冕，有助于热X射线发射，影响系统的稳定性。我们的宗旨是：调查由于吸积盘表面发生的强烈耀斑活动而在吸积盘上方形成的扩展日冕;研究其对吸积盘和恒星磁层的影响;评估其对观测到的X射线通量的贡献。我们已经开发了一个三维MHD模型的IPCV。该模型考虑到重力、盘粘性、热传导、辐射损失和日冕耀斑加热。为了进行参数空间探索，考虑了几种系统条件，具有不同的磁场强度和磁盘密度值。根据模型演化的结果，我们合成了热X射线辐射。模拟显示了一个扩展的日冕的形成，连接磁盘和恒星。耀斑活动能够强烈地影响盘的结构及其稳定性，有效地使磁场线变形。热等离子体蒸发现象发生在盘的正上方。耀斑活动引起[0.1-2.0] keV和[2.0-10] keV波段的热X射线发射。强烈的日冕活动发生在盘表面的IPCV可以影响盘的结构明显取决于磁盘的密度和磁场的中心对象。此外，合成的热X射线通量表明，这种耀斑活动可能有助于所观察到的热X射线发射。
2017-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Joint SRG/eROSITA + ZTF Search: Discovery of a 97-min Period Eclipsing Cataclysmic Variable with Evidence of a Brown Dwarf Secondary
通过联合SRG/eROSITA和ZTF巡天发现了一颗新的食双星激变变星SRGeJ0411，其轨道周期约97.5分钟，供体星质量和温度特征表明它是一颗拥有棕矮星伴星的周期反弹星。
2024-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population and spectral synthesis: it doesn't work without binaries
在这一章中，我们讨论了恒星星族的布居和光谱合成。我们描述了实现这种合成所需的方法，并讨论了例子，其中包含相互作用的双星是至关重要的再现所观察到的恒星系统的属性。这些例子包括赫兹-罗素图、大质量恒星数量计数、核心坍缩超新星和来自恒星星族的电离辐射，这些辐射为附近的HII区域和再电离时代提供动力。最后对光谱合成的未来研究方向进行了展望。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Evidence for reduced magnetic braking in polars from binary population models
考虑到白矮星（WD）磁场对角动量损失的影响，我们提出了同步磁激变变量（称为极）的第一个人口合成。我们实现了减少磁制动（MB）模型提出的李，吴和Wickramasinghe到恒星演化（BSE）代码最近校准的激变变量（CV）的演变。然后，我们分别比较了我们的预测极性和非磁性CV与一个大的和均匀的样本观测到的CV从斯隆数字巡天。我们发现，如果排除周期反弹，预测的轨道周期分布和空间密度与观测一致。对于极性，我们还发现预测和观察到的传质速率之间的协议，而非磁性CV的周期${\gtrsim3}$小时的传质速率急剧不同意来自观测。我们的结果提供了强有力的证据，简化MB模型的高度磁化吸积WD的演化可以解释所观察到的极性的性质。剩余的主要问题，在我们的理解CV的演变是起源的大量的高磁性WD，所观察到的非磁性系统的质量传递速率与周期${\gtrsim3}$小时的大分散，并在所观察到的样品中没有周期的保镖。
2019-12-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Yunnan-III models for Evolutionary population synthesis
利用MESA恒星演化程序、BaSeL恒星光谱库以及Kroupa和Salpeter的初始质量函数，建立了云南III演化星族合成（EPS）模型，给出了1 Myr-15 Gyr范围内太阳金属丰度恒星星族（SP）的颜色和积分谱能量分布（ISED）.云南-Ⅲ EPS模型的主要特点是采用了一套自洽的太阳-金属丰度恒星演化轨迹（恒星质量为0.1 ~ 100 Msun）。这组轨迹是通过使用最先进的MESA代码获得的。MESA程序可以通过热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段为低质量和中等质量恒星演化恒星模型。通过比较，我们确认TP-AGB星的加入使SP的V-K、V-J和V-R色变红，红外辐射通量在log（t/yr）>7.6时变大（log（t/yr）~8.6时差异最大，色变大~0.5-0.2mag，K波段通量变大~2倍）。恒星演化轨迹、等时线、颜色和ISED可向第一作者索取或从我们的网站（http：//www1.ynao.ac.cn/zhangzhangfh/）获得。使用等时线，您可以构建EPS模型。现在恒星演化轨迹的格式与STARBURST 99代码中的格式相同，您可以将它们放入STARBURST 99代码中并获得SP的结果。此外，还可以根据要求获得涉及其他通带或其他系统的颜色（例如AB系统上的HST $F439W-F555W$颜色）。
2012-10-24 astro-ph.SR
Using population synthesis of massive stars to study the interstellar medium near OB associations
我们为大质量恒星群开发了一个新的人口合成代码，在那里我们模拟了来自该协会恒星的不同形式的能量和物质的发射。特别是，两种放射性同位素26 Al和60 Fe的喷射，以及氢电离光子的发射，以及恒星风和超新星爆炸的动能。我们调查各种替代天体物理输入和由此产生的输出灵敏度，特别是由于包括旋转恒星模型的影响。由于代码的目的是应用于相对较小的大质量恒星群体，因此特别注意解决其统计特性。我们的代码结合了适用于小群体的分析统计方法，以及广泛的蒙特卡罗模拟。我们发现，在恒星模型中包含旋转有很大的影响之间的相互作用OB协会和周围的星际介质。与具有相同质量损失处方的非旋转模型相比，在恒星风中26 Al的发射强烈增强。这弥补了最近由于聚集效应而对大质量恒星质量损失率估计的减少。尽管质量损失率较低，风的力量实际上是增强旋转恒星模型。由于旋转恒星的寿命较长，超新星的能量（其喷出物的动能）降低，因此在恒星形成爆发后的前600万年，风能占主导地位。对于附近恒星形成区的典型种群，统计不确定性很大，而且明显是非高斯的。
2009-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 astro-ph.SR
dart_board: Binary Population Synthesis with Markov Chain Monte Carlo
通过采用蒙特卡罗随机抽样，传统的二进制人口合成（BPS）提供了一个显着的提高效率的蛮力，基于网格的研究。即便如此，BPS模型通常需要大量的模拟实现，计算上昂贵的努力，以产生统计上鲁棒的结果。统计方法的最新进展使我们重新审视了对基本生产资料统计的传统方法。在这项工作中，我们描述了我们的公开代码飞镖板结合快速二进制进化码，通常用于传统的BPS，与现代马尔可夫链蒙特卡罗方法。dart_board采用了一种新颖的方法，将初始双星参数和超新星反冲矢量作为模型参数。这种提法有几个优点，包括能够模拟人口的系统或个别的二进制，自然包括观测的不确定性，并灵活地增加了新的约束，这是有问题的，包括使用传统的BPS。在使用模拟系统测试了我们的代码之后，我们通过将其应用于三个示例来展示dart_board的灵活性：（i）一个大质量X射线双星（HMXB）的总体，（ii）大麦云（LMC）中的HMXB总体，其中空间分辨的恒星形成历史被用作先验，（iii）LMC中的一个特定的HMXB，Swift J0513.4-6547，其中包括对系统组成质量和轨道周期的观测。虽然这项工作的重点是HMXB，dart_board可以应用于各种恒星双星，包括最近的合并紧凑的物体双星的引力波天文台的检测。
2018-06-01 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
Population synthesis to constrain Galactic and Stellar Physics- I- Determining age and mass of thin-disc red-giant stars
盖亚的基石任务，加上补充调查，将彻底改变我们对银河系形成和历史的理解，提供准确的恒星质量，半径，年龄，距离，以及化学性质的非常大的样本恒星在不同的银河系恒星星族。使用改进的人口合成方法和新的恒星演化模型，我们试图评估的可能性，推导年龄和根据化学性质计算团簇星的质量。贝桑松星系模型（BGM）的新版本使用STAREVOL计算的新恒星演化轨迹。这些轨迹提供了从PMS到早期AGB的化学和地震性质。这是第一次，BGM可以探索发生在红色中的额外混合的效果-特别是，我们关注热盐不稳定性对化学性质的影响，以及利用表面[C/N]测定恒星的年龄和质量丰度比。额外混合对3 He，12 C/13 C，N和[C/N]丰度的影响是量化的。我们强调了星震学对区分属于银河系盘的场巨星演化状态的关键贡献。包含热盐不稳定性对12 C/13 C，3 He和[C/N]值的变化，揭示了不同金属丰度下热盐混合的效率及其对由[C/N]值确定恒星质量和年龄的影响。根据这些模型，我们提出了由化学丰度确定恒星年龄和质量的简单关系式，并强调了星族合成工具在检验恒星模型和内部输运过程中的作用恒星。我们表明，运输过程中发生的红巨星应考虑在确定年龄为未来的银河系考古学研究。（节略）
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Adiabatic Mass Loss in Binary Stars. II. From Zero-Age Main Sequence to the Base of the Giant Branch
在极快质量转移的极限下，相互作用双星中施主星的响应渐近地变为绝热膨胀。我们在这里调查绝热质量损失从人口I星的质量0.10 Msun到100 Msun从零年龄的主序的基地的巨大的分支，或中央氢耗尽较低的主序星。对于中等质量和高质量的恒星，动力学质量转移之前是一个扩展阶段的热时间尺度的质量转移，因为恒星被剥夺了大部分的信封质量。临界质量比qad以上，这种延迟动力学不稳定性发生增加与先进的捐助者恒星的演化年龄，不断增加的因素，更大的捐助者。大多数具有非简并吸积体的中质量或高质量双星在表现出这种不稳定性之前可能会演化为接触。然而，当它们接近巨星分支的底部，并开始形成一个对流包层时，qad在中等质量恒星中急剧下降，达到统一阶的值，并迅速发生动力学不稳定性。在低质量恒星中，瞬发不稳定性贯穿于主序星演化的始终，qad随质量的减小而下降。我们计算的qad与Chen & Han（2003）的含时模型的行为非常吻合，该模型认为中等质量恒星在Hertzsprung间隙中引发了质量转移。应用我们的研究结果的激变变量，作为系统，必须是稳定的快速传质，很好地限制了qad的范围作为一个功能的轨道周期，在其中发现，这些结果是为了推进人口合成模型的逼真的密切的二元演化。
2015-07-17 astro-ph.SR
Effects of Rotationally-Induced Mixing in Compact Binary Systems with Low-Mass Secondaries and in Single Solar-Type Stars
许多星族合成和恒星演化的研究都涉及到密近双星系统的演化，在这种系统中，主星是一个紧凑的残余物，而次级星充满了它的洛希瓣，从而引发了质量转移。虽然潮汐锁定预计在这样的系统，大多数研究都忽略了旋转引起的混合可能发生。在这里，我们研究的质量损失的恒星混合的范围内的二级恒星质量和金属丰度的可能影响。我们发现，潮汐锁定可以诱导旋转混合之前的接触，从而影响次要恒星的演化，如果包括角动量和化学运输的Spruit-Tayler发电机的影响。一旦接触，传质的效果往往比演化的时间尺度更快，因此混合的效果不再直接重要，但传质带对可能受到混合影响的内层很重要。这些效应在1-1.2 Msun的秒数和较低的金属丰度下增强。我们讨论了可能的影响，在第二次的激变变量SS Cyg和黑洞候选人XTE J1118+480和Ia型超新星的祖先进化的碳的缺乏。我们还讨论了球状星团和疏散星团中蓝离散星的起源问题。我们发现，模型，包括旋转与观察到的一些蓝色离散星一致，演化是化学均匀的。这导致HR图中的轨迹比非旋转主序关断点更亮更蓝。因此，旋转混合可能是促成蓝离散星形成的因素之一。
2012-06-21 astro-ph.SR
Tight multi-messenger constraints on the neutron star equation of state from GW170817 and a forward model for kilonova light curve synthesis
我们提出了一个快速分析框架，用于预测中子星（NS）合并后的千诺瓦光变曲线，其中主要输入参数是引力波探测器可测量的基于二进制的属性（啁啾质量和质量比、轨道倾角）和依赖于核的属性状态方程（潮汐变形性、最大NS质量）。这使得能够合成任何NS源群体的千诺瓦样本，或者确定在低延迟下检测给定重力波源参数的活千诺瓦所需的观测深度。我们通过将其适配到GW 170817来验证在公共MOSFiT包中实现的此代码。一个贝叶斯因子分析压倒性的（$B>10^{10}$）赞成列入一个额外的光度源，除了镧系元素贫乏的动态喷出物在第一天。这是很好地符合冲击加热茧模型，虽然在喷出物的结构，不透明度或核加热率的差异不能排除作为替代品。此后的排放主要是由一个镧系元素丰富的粘性风。我们发现二元体系的质量比为$q=0.92\pm0.07$（90%可信区间）。我们对最大稳定NS质量$M_{\rm TOV}=2.17^{+0.08}_{-0.11}$ M $_\odot$施加严格约束。对于潮汐变形性的均匀先验，1.4 M $_\odot$ NS的半径为$R_{1.4}\sim 10.7$ km。基于支持$M_{\rm TOV}$中的可信范围的状态方程，使用先验重新加权，得到最终测量值$R_{1.4}=11.06^{+1.01}_{-0.98}$ km。将我们的代码应用于第二次引力探测到的中子星合并，GW 190425，我们估计…
2021-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
