Apsidal Motion of the Massive, Benchmark Eclipsing Binary V578 Mon
V578 Mon是玫瑰星云恒星形成区（NGC 2244）的两颗早期B型恒星系统，是仅有的9颗组成质量大于10 M \odot的食双星之一，其物理参数的测量精度优于3%。因此，它是新形成的大质量恒星的演化和恒星结构模型的基准系统。结合我们的多波段光变曲线跨越40年与以前的光变曲线数据从文献中，我们拟合模型光变曲线，第一次包括拱点运动的系统的影响。我们测得的拱点周期为33.48 ± 0.10-0.06年。作为一个结果，将拱点运动到系统的轨道参数的建模，我们确定更新的偏心率为e = 0.07755+0.00022-0.00027，这与文献中以前报道的值显着不同。显然，在光变曲线建模中包含拱点运动会显著影响偏心率的确定。将这些关键参数纳入系统物理参数（包括内部结构约束）的综合模型中，将使V578 Mon的基准精度和实用性更上一层楼。
2011-05-11 astro-ph.SR
A Photometric, Spectroscopic, and Apsidal Motion Analysis of the F-type Eclipsing Binary BW Aquarii from K2 Campaign 3
双星是研究恒星演化和恒星内部的重要工具。它们精确的基本参数可用于测试演化模型，而显示拱点运动的系统也可用于测试模型的内部结构预测。为此，我们提出了一个光度和光谱分析的食双星BW宝瓶座，一个演变的F-型二进制与缓慢的拱点运动。我们的模型K2 C3光变曲线使用的光变曲线代码，以确定几个轨道和恒星参数，以及测量的日食时间，以确定更新的拱点运动参数的系统。此外，我们获得了高分辨率的光谱BW Aqr使用CHIRON阶梯光谱仪上的CTIO 1.5米的径向速度分析。然后，我们使用多普勒层析重建每个组件的光谱，以确定大气参数。我们发现BW Aqr的两个组成部分都是晚期F型星，M1 = 1.365 +/- 0.008 Msun，M2 = 1.483 +/- 0.009 Msun，R1 = 1.782 +/- 0.021 Rsun，R2 = 2.053 +/- 0.020 Rsun。然后，我们将这些结果与几个恒星演化模型的预测进行比较，发现这些模型不能再现在相同年龄下观测到的两个组分的性质。
2018-05-07 astro-ph.SR
Apsidal motion and proximity effects in the massive binary BD+60 497
本研究针对大质量双星BD+60 497，结合二十年光谱与空间测光数据，测得其拱线运动速率并约束系统年龄，发现伴星光谱型随时间变化及难以用近星效应解释的光变，推测光变源于近星效应与潮汐振荡的共同作用。
2025-10-02 astro-ph.SR
Apsidal motion in massive eccentric binaries: The case of CPD-41$^\circ$7742, and HD 152218 revisited
本文是近偏心大质量双星系统拱线运动研究的一部分，其目的是为了约束恒星的内部结构。我们将重点放在CPD-41°7742上，并重新访问HD 152218。过去对CPD-41°7742的独立研究显示，轨道的近星点经度有很大的差异，暗示了拱点运动的存在。我们对所有观测数据进行了一致的分析，明确地解释了拱点运动。我们使用CPD-41°7742的光谱和光度观测来推断基本恒星和双星参数的值。我们应用一种解缠方法的光谱，同时获得的RV在观测时间和重建的个人恒星光谱。这些都是通过CMFGEN分析，以确定恒星的属性。我们确定拱点运动速率有两种方式：我们补充我们的RV与文献中报道的，我们使用的相移之间的主要和次要的日食。光变曲线的分析是通过黄昏来限制轨道倾角和恒星质量。用Cles建立了恒星结构和演化模型。采用不同的配方进行混合。分析了HD 152218的测光数据，建立了恒星演化模型。CPD-41°7742的拱点运动速率为15.38+0.42-0.51° yr-1。我们对CPD-41°7742的观测数据的分析明确地解释了拱点运动，使我们能够解释近星点运动的差异。的年龄估计是在良好的协议与其他大规模的双星在NGC 6231获得的估计。这项研究证实，需要增强混合的恒星演化模型重现观测恒星的属性，这指向更大的对流核心比通常认为的。
2022-05-25 astro-ph.SR
Apsidal motion in massive eccentric binaries in NGC 6231: The case of HD 152219
近偏心大质量双星系统拱点运动的测量为探索组成系统的恒星的内部结构提供了必要的信息。在确定了基本的恒星和双星参数之后，我们利用潮汐引起的拱点运动来推断组成双星系统HD 152219的恒星内部结构的约束。广泛的光谱，光度和径向速度的观测，使我们能够约束的基本参数的恒星一起的拱点运动的系统。恒星结构和演化模型进一步建立与克莱斯代码测试不同的处方内部发生的恒星混合。恒星自转轴不对准相对于正常的轨道平面上我们的解释拱点运动的内部结构常数的影响进行了研究。由一颗O9.5 III主星组成（M1 = 18.64+/-0.47 M ${_\odot}$，R1 = 9.40+0.14- 0.15 R ${_\odot}$，Teff，1 = 30900+/-1000 K）和一颗B1-2 V-III二级星（M2 = 7.70+/-0.12 M ${_\odot}$，R2 = 3.69+/-0.06 R ${_\odot}$，Teff，2 = 21697+/-1000 K），双星系统HD 152219显示拱点运动速率为（1.198+/-0.300）°yr-1。二元系统内部结构常数的加权平均值为：k2 = 0.00173+/-0.00052。为了让克莱斯模型重现主星的k2值，需要一个显著增强的混合，特别是通过湍流混合，但代价是其他恒星参数不能同时重现。很难同时重现k2值与恒星参数，以及不相容的年龄估计的主要和…
2022-02-04 astro-ph.SR
Apsidal motion of the eclipsing binary AS Camelopardalis: discrepancy resolved
我们提出了一个光谱研究的食双星系统AS Camelopardalis，第一个这样的研究的基础上相位分辨CCD阶梯光栅光谱。通过光谱解缠分析，我们测得这些恒星的最小质量分别为M_A sin^3 i = 3.213 +/- 0.007 M_sun和M_B sin^3 i = 2.323 +/- 0.006 M_sun，它们的有效温度分别为T_eff（A）= 12840 +/- 120 K和T_eff（B）= 10580 +/- 240 K，它们的投影自转速度分别为v_A sini_A = 14.5 ± 0.1 km/s和v_B sini_B = 4.6 ± 0.1 km/s。这些预计的旋转速度似乎比同步值低得多。我们发现，测量的拱点运动的系统遭受从轨道偏心率和拱点运动速率之间的简并。我们使用光谱测量的e = 0.164 +/- 0.001来打破这种简并，并测量（d omega_obs / dt）= 0.133 +/- 0.010 deg/yr。减去相对论贡献（d omega_GR / dt）= 0.0963 +/- 0.0002 deg/yr得到潮汐力矩的贡献：（d omega_cl / dt）= 0.037 +/- 0.010 deg/yr。这个值比恒星理论预测的0.40- 0.87度/年的速率小得多。我们将其解释为近距离双星的轨道轴与其组成恒星的旋转轴之间的不对准，这也解释了它们明…
2011-04-12 astro-ph.SR
Apsidal motion in massive binaries
Observatoire de Genève（日内瓦天文台）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）
本文研究大质量双星中的近星点运动以探测恒星内部结构，发现标准模型预测的密度对比偏小，而在模型中增加混合可部分解决该差异，并提出一种利用近星点运动方程结合光谱观测推导非食双星质量的原创方法。
2025-11-03 astro-ph.SR
Apsidal Motion in O-Star Binaries: GENEC rotating binary models put to the k2-test
针对大质量恒星模型的k2偏差问题，研究构建含潮汐混合的定制GENEC模型分析HD 152248双星，发现平流-扩散模型更优，需大超射但仍不足，高氦丰度可改善但缺乏观测支持，指出需引入减缓恒星径向膨胀的过程。
2025-10-30 astro-ph.SR
Long uninterrupted photometric observations of the Wolf-Rayet star EZ CMa by the Toronto {\em{BRITE}} satellite reveal a very fast apsidal motion
上下文沃尔夫-拉叶星EZ CMa的变率已经被记录了将近半个世纪，并且确定了$\sim$ 3.7天的明显周期。然而，所有试图证明它是一个双星的尝试都失败了，因为它的光度、光谱和偏振变化在几个轨道周期内并不一致。目标。在这封信中，我们表明，缺乏连贯性的变化，可以解释一个非常快速的拱点运动的双轨道。方法.我们测量了多伦多{ \emph{BRITE} }卫星最近发表的异常长的光度学光变曲线中的极小值。拱线运动和系统偏心率是由这些极小值之间的时间间隔长度确定的，这些极小值在其持续时间上交替，遵循与拱线运动明显相关的模式。这些极小值叠加在激波区发射的亮度增强上，激波区发射的亮度增强发生在近星点阶段。结果我们确定轨道周期$P_{a}=3.63\, $ d和拱点运动周期$U\simeq 100\, $ d，它们共同产生平均恒星周期$P_{s}=3.77\,$ d。发现偏心率接近0.1。在观察期间，近心点后退的速率发生显著变化，在观察期开始时确定为$-16^\circ\,\mathrm{P}^{-1}_a$，在观察期结束时确定为$-10^\circ\,\mathrm{P}^{-1}_a$。结论.我们证明，通过引入一个快速拱线运动，基本的光度变化是很好的解释。EZ CMa的二元性质现在已经建立。这可能意味着其他明显的单沃尔夫-拉叶星发射硬X射线，类似于EZ CMa，也是双星。
2019-03-22 astro-ph.SR
Modeling Apsidal Motion in Eclipsing Binaries using ELC
本文使用ELC程序模拟食双星的拱线运动，通过积分含广义相对论和潮汐项的牛顿方程预测食变时刻，并用15个真实系统验证了数值进动速率与标准公式一致。
2023-08-28 astro-ph.SR
The Beauty of k2: Probing Stellar Interiors Using Apsidal Motion. I. The Benchmark Massive Binary HD 152248
University of Geneva（日内瓦大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechen-Institut（海德堡大学天文学中心，天文计算研究所）；Keele University（基尔大学）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学 Kavli 宇宙粒子与宇宙学前沿研究中心（WPI））
通过研究HD 152248双星的轨道进动，作者利用恒星内部结构常数k2来约束大质量恒星的内部密度分层和对流边界混合，揭示了k2偏差问题及内部混合机制的复杂性。
2026-05-21 astro-ph.SR
Improving circumbinary planet detections by fitting their binary's apsidal precession
本文将双星拱点进动纳入 kima 轨道拟合包，证明拟合进动可将环双星行星探测灵敏度提高达一个数量级，并在真实系统中实现了进动测量与行星探测。
2023-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
One century data of τ CMa: a (2+1)+1 system with a short-period overcontact binary and an eccentric intermediate orbit with probably no apsidal motion
研究结合AstraLux成像、STIS光谱和TESS测光，厘清τ CMa为(2+1)+1系统，并指出1.28天食双星最可能位于Aa2中，百年轨道变化源于质心运动而非近星点运动。
2025-10-17 astro-ph.SR
Dynamics of Apsidal Motion in Non-Synchronous Binary Pulsars Coupled Orbit and Spin Evolution
Physics Department, Faculty of Science, Al Balqa Applied University（巴拉克应用大学理学院）
研究非同步双脉星轨道与自转演化的apsidal运动，揭示相对论效应主导轨道演化，潮汐作用影响有限。
2026-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Underestimation of the tidal force and apsidal motion in close binary systems by the perturbative approach: Comparisons with non-perturbative models
本文提出非微扰3D建模方法，发现微扰方法在密近强形变双星系统中低估潮汐力和近星点运动，影响约42%观测系统的建模，揭示了现有双星模型在低轨道间距下的不精确性。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
First apsidal motion and light curve analysis of 162 eccentric eclipsing binaries from LMC
我们提出了一个广泛的研究162早型双星系统位于大麦哲伦星系，显示拱点运动，以前从未研究过。对于大量的系统，我们首次进行了光变曲线和拱点运动建模。这些系统的中位轨道周期为2.2天，而拱点运动的典型周期则为数十年。我们发现了两个破纪录的系统。第一个是OGLE LMC-ECL-22613，它显示了已知的具有主序分量的系统中最短的拱点运动周期（6.6年）;它包含第三个分量，轨道周期为23年。第二个是OGLE LMC-ECL-17226，是一个已知轨道周期最短（0.9879天）的偏心系统，其拱点运动周期相当快（11年）。在所研究的系统中，36个新的三星候选人被确定的基础上，额外的周期变化。这占所有研究系统的20%以上，这与我们银河系中倍数的统计数据一致。然而，由于我们的探测方法，数据覆盖范围和日食单个时间的有限精度，该分数只应被视为LMC中这些早期类型恒星的下限。
2020-08-20 astro-ph.SR
Updating the theoretical tidal evolution constants: Apsidal motion and the moment of inertia
理论拱点运动常数是研究密近偏心双星系统恒星内部结构的重要工具。此外，这些常数和转动惯量对研究近距离双星和系外行星系统的潮汐演化也很重要。本文的目的是提出新的演化模型，MESA包的基础上，包括内部结构常数（k $_2$，k $_3$，和k $_4$），回转半径，和重力势能的配置计算从前主序（PMS）的第一个上升巨星分支或超越。计算结果可用于三种金属丰度[Fe/H]= 0.00，-0.50和-1.00，其中考虑了最近在较少金属环境中的研究。这套新的模型取代了大约15年前发布的旧模型，使用代码GRANADA。核心超调考虑使用质量-f $_{ov}$关系，这是半经验推导出的模型更大规模超过1.2 M $_{\odot}$。控制拱点运动常数、转动惯量和引力势能的微分方程通过五阶龙格-库塔法同时积分，公差水平为10 $^{-7}$。由此产生的模型（从0.8到35.0 M $_{\odot}$）的三个金属丰度的54个表格中，包含了演化模型的通常特征（年龄、初始质量、log T $_{\rm eff}$、log g和log L）、内部结构常数（k $_2$、k $_3$和k $_4$）、回转半径$β,$和与重力势能相关的因子$α$。
2019-07-26 astro-ph.SR
Absolute Dimensions and Apsidal Motion of the Young Detached System LT Canis Majoris
本文首次报道了短周期（P~1.76天）年轻离体双星LT CMa的新的高分辨光谱。通过结合新的径向速度曲线和已发表的光变曲线的分析结果，我们确定了质量，半径和温度的值如下：M_1= 5.59（0.20）M_o，R_1=3.56第二次反应M_2=3.36（0.14）M_0，R_2= 2.04（0.05）R_0，T_eff2= 13140（800）K。静态吸收功能，除了那些来自紧密的二进制组件被检测到的几个光谱区域。如果像光变曲线解所支持的那样，这些吸收特征来自第三颗恒星，那么它的径向速度被测量为RV_3=70（8）km s^-1。证明了该双星系统的轨道是偏心的（e=0.059），因而存在拱点运动。估计的近星点经度线性推进对应于该系统的拱点运动U=694+/-5 yr。发现LT CMa的平均内部结构常数logk_2，obs =-2.53比其理论值logk_2，theo =-2.22小，表明恒星的质量更集中.发现LT CMa的光度距离（d=535+/-45 pc）远小于CMa OB 1星协的距离（1150 pc），这排除了成员资格。与目前太阳金属丰度的恒星演化模型的比较表明，LT CMa（3500万年）比CMa OB 1协会（300万年）要古老得多，证实LT CMa不是CMa OB 1的成员。运动学和动力学分析表明，LT CMa是在银河系的圆形轨道，属于年轻的薄盘人口。
2010-08-24 astro-ph.SR
V456 Ophiuchi and V490 Cygni: Systems with the shortest apsidal-motion periods
我们的主要目标是对两颗食双星V456 Oph和V490 Cyg进行首次详细分析。系统V456 Oph已经通过分析INTEGRAL/OMC观察到的光变曲线和所有可用的最小值时间的周期分析进行了光度学研究。V490 Cyg仅通过周期分析进行了研究。许多新的时间为这两个系统的最小值最近已被观察和推导。这使我们第一次能够详细研究影响这两个二进制文件的过程。主要结果是发现两个系统都有偏心轨道。对于V456 Oph，我们处理的是已知轨道周期最短（约1.016天）的偏心食双星系统，而拱点运动周期约为23年。天鹅座V490代表了拱点运动周期最短的食系统（大约只有18.8年）。V456 Oph的两个成分可能是F型光谱。我们比较和讨论了V456 Oph的光变曲线和周期分析结果，但需要更详细的光谱学来更精确地确定组件的物理参数。
2011-01-27 astro-ph.SR
Accretion process, magnetic fields, and apsidal motion in the pre-main sequence binary DQ Tau
经典金牛座T型星（CTTS）是一种年轻的恒星，在强磁场的影响下，从其吸积盘中吸积物质。磁压在几个恒星半径处截断圆盘，迫使物质离开圆盘平面，并沿着磁场线落在恒星表面。然而，这一全球计划可能会受到干扰的存在下，一个同伴的引力相互作用的吸积组件。本工作旨在研究紧偏心双星DQ Tau的吸积和磁场，该双星由两个等质量的（$\sim$ 0.6 \msun）CTTS组成，在不同的轨道相位下相互作用.我们研究了系统的可变性，使用高分辨率光谱和光谱偏振监测与ESPaDOnS在CFHT。我们提供了有史以来第一次磁场分析这个系统，塞曼-多普勒成像显示了一个更强的磁场的次级比初级（1.2 kG和0.5 kG，分别），但小规模的领域分析，通过塞曼强化产生类似的强度（约2.5 kG）。磁场拓扑结构和强度与CTTS上的吸积过程是相容的。这个系统的两个组成部分都是吸积的，在轨道运动过程中主吸积体发生了变化。此外，该系统在近星点和远星点的质量吸积率也有很强的增强。我们还发现，第一次在这个系统中，拱点运动的轨道椭圆。
2022-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
KIC 3749404: A heartbeat Star with Rapid Apsidal Advance Indicative of a Tertiary Component
心跳星是偏心的（e > 0.2）椭球变星，其光变曲线类似于心电图。我们提出的观测和相应的模型KIC 3749404，一个高偏心率（e = 0.66），短周期（P = 20.3 d）的心跳星潮汐诱导脉动。使用PHOEBE创建了一个双星模型，我们对其进行了修改，以包括潮汐引起的脉动和多普勒增强。测光近星点变化（心跳）的形态强烈地依赖于近星点的偏心率、倾角和幅角。我们发现，潮汐引起的脉动模型中的列入显着改变的参数值，特别是倾斜度和依赖于它的那些参数。此外，我们确定的拱点前进的速度建模的近星点的变化在开始和结束的4年开普勒数据集，并除以经过的时间。我们比较模型与经典和广义相对论拱点运动的理论预期，发现观测到的速率比理论速率大两个数量级。我们发现，所观察到的速率不能单独解释潮汐引起的脉动，因此假设在系统中存在第三个机构。
2016-08-08 astro-ph.SR
Stellar tidal systematics in apsidal-motion searches for circumbinary planets: CH Ind and SW CMa
本研究重新评估两颗食双星CH Ind和SW CMa的近点运动，发现其恒星贡献可解释观测结果，表明环双星行星候选体需先经目标特定双星模型验证，才能归因于第三体效应。
2026-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
DI Her as a test of internal stellar structure and General Relativity: New apsidal motion rate and evolutionary models
在过去的三十年里，直到最近，偏心食双星DI Her的拱点运动速率dw/dt的观测值和理论值之间一直存在严重的差异，这甚至偶尔被解释为广义相对论（GR）的可能失败。最近对罗斯特-麦克劳克林效应的观测令人信服地表明，异常的原因是恒星的旋转轴和轨道轴不对齐，这会显着改变预测的岁差率。虽然由于这些测量的结果，现在的分歧大大减小，但它仍然保持在50%的水平，可能是由于测量的拱点运动速率的误差，过时的恒星模型，或恒星参数的不准确。在此，我们将逐一讨论这些问题，以便进一步改进协议。为了重新确定拱点运动速率，收集了新的最小时间。我们计算了新的恒星演化模型与更新的物理输入，并推导出改进的拱点运动常数的组件。我们已经进行了蒙特卡罗模拟来推断dw/dt的理论分布，包括来自GR以及潮汐和旋转畸变的贡献。所有的观测误差都已计算在内。我们的模拟产生了一个逆行拱点运动速率，由于旋转引起的扁率为-0.00056度/周期（分布模式），GR贡献为+0.00068度/周期，潮汐贡献为+0.00034度/周期，导致总预测速率为+0.00046度/周期。这与最新测量值+0.00042度/循环非常一致。形式上的差异现在减少到10%，这只是观测不确定性的一小部分。（节略）
2010-02-15 astro-ph.SR
Absolute dimensions and apsidal motion of the eclipsing binaries V889 Aql and V402 Lac
双线食双星允许直接确定质量和半径，这是测试恒星模型的关键。随着TESS任务的发射，许多著名的食双星已经在更高的光度精度下被观测到，从而可以改进绝对尺寸的测定。利用TESS数据和新获得的光谱观测资料，我们的目标是确定偏心食双星V889 Aql和V402 Lac的质量和半径，以及它们的拱点运动参数。我们同时模拟每个目标的径向速度曲线和日食时间，以精确确定系统的轨道参数，我们用来分析光变曲线，然后获得它们的绝对尺寸。我们比较了所获得的值与理论模型预测的值。我们确定的质量和半径的两个系统的组件的相对不确定度低于2%。V889 Aql由两颗恒星组成，质量分别为$2.17\pm0.02$ M $_{\odot}$和$2.13\pm0.01$ M $_{\odot}$，半径分别为$1.87\pm0.04$ R $_{\odot}$和$1.85\pm0.04$ R $_{\odot}$。我们发现了确凿的证据，证明存在第三个机构围绕V889 Aql运行，周期为67年。基于探测到的第三个光和光谱中没有信号，我们认为这第三个身体可能是由两个$\sim$ 1.4 M $_{\odot}$星组成的双星。V402 Lac由两颗恒星组成，质量分别为$2.80\pm0.05$ M $_{\odot}$和$2.78\pm0.05$ M $_{\odot}$，半径分别为$2.38\pm0.03$ R $_{\odot…
2022-06-27 astro-ph.SR
Absolute parameters of the eclipsing binary V821 Cas from UBVRI light curves and radial velocities
本文介绍了双线食双星V821 Cas的UBVRI测光和分光观测结果。径向速度是通过互相关技术获得的。多波段光变曲线和RV的同时分析给出了恒星的绝对参数：M $_1$ =2.05 $\pm$ 0.07 M $_{\odot}$，M $_2$ =1.63 $\pm$ 0.06 M $_{\odot}$，R $_1$ =2.31 $\pm$ 0.03 R $_{\odot}$，R $_2$ =1.39 $\pm$ 0.02 R $_{\odot}$，T $_{eff_1}$ =9 400 $\pm$ 400 K，T $_{eff_2}$ =8 600 $\pm$ 400 K。对O-C残差的分析表明，双星的拱点运动速率为$\dotω$ =0 $^{\degr}$. 0149 $\pm0^{\degr}$. 0023周期$^{-1}$，对应的拱点周期为U=118 $\pm$ 19年。减去相对论贡献后，得到$\log k_{2obs}$ =-2.590，与理论模型预测值一致。与现有的恒星演化模型比较，给出了该系统的年龄为$5.6\times10^{8}$ yr。
2009-02-18 astro-ph.SR
Internal Structure and Apsidal Motions of Polytropic Stars in Close Binaries
我们考虑一个同步的，圆轨道的二进制组成的多面体与指数n和一个点质量的对象，并使用自洽场方法来构建的多面体下的旋转和潮汐扰动的平衡结构。我们的自洽场方法与其他方法的不同之处在于，平衡轨道的角速度是自动计算的，而不是规定的，这是至关重要的，准确地获得拱点运动速率。我们发现，离心力和潮汐力使扰动恒星更集中和更大的尺寸。对于n=1.5且熵固定的多面体，当mu=1和sim 0.1 -0.9时，恒星半径的增强因子分别约为23%和4-8%，其中mu是多面体相对于总质量的分数。当n > 1.5时，当mu > 0.13-0.14时，离心力在决定平衡结构时起主导作用.只要n > 2，相应的罗氏模型就能很好地描述旋转和潮汐扰动的多面体的形状和尺寸。在平衡潮汐条件下计算的圆轨道双星的拱点运动速率仅在自转和潮汐扰动较弱时才与经典公式的预言相符合。当扰动很强时，如在临界位形中，经典理论对n=1.5多面体的实际拱点运动速率低估了50%，尽管这种差异随着n的增加而变小。对于实际应用，我们提供了拟合公式的各种数量，包括密度浓度，体积半径，和有效的内部结构常数，作为功能的μ和微扰参数。
2009-04-20 astro-ph.SR
Apsidal motion and physical parameters in the eclipsing system V490 Sct
本文报道了高偏心率12.04天的离体食双星V490 Sct（V =13.1，B9.5+A0，e = 0.40）的长期UBVRIRcIc测光，并利用它确定了它的相对和绝对参数。主星的绝对质量、半径和温度分别为Ma = 2.33+/-0.1 Msun，Ra = 1.91+/-0.04 Rsun，Ta = 9960+/-60 K;而次星的绝对质量、半径和温度分别为Mb = 2.24+/-0.1 Msun，Rb = 1.86+/-0.04 Rsun，Tb = 9700+/-80 K。该系统显示出一个缓慢的近星点推进，由广义相对论（GR）主导。我们的测量，dw/dt = 0.86度/世纪，是32%，低于预期的速率，dw/dt = 1.24度/世纪，其中有83%的贡献，从GR。与目前的恒星演化模型的比较显示出良好的匹配，在年龄约1.3亿年的测量属性。年和太阳丰度。系统的光度视差pi = 0.77 +/- 0.02 mas，与GAIA DR 2值pi = 0.76 +/- 0.04 mas相当匹配。
2021-09-08 astro-ph.SR
A Strict Test of Stellar Evolution Models: The Absolute Dimensions of Massive Benchmark Eclipsing Binary V578 Mon
我们测定了玫瑰星云NGC 2244恒星形成区中的食双星V578 Mon的绝对尺寸。V578 Mon是由两颗早期B型恒星（B 0 V + B1 V，$=$ 2.40848 d）组成的分离系统。根据40年测光的光变曲线分析和HERMES光谱分析，得到$5.41\pm0.04$ Rsun和$4.29\pm 0.05$ Rsun的半径，温度分别为$ 30000\pm 500$ ~K和$ 25750\pm 435$ K。我们发现，我们的解纠缠组分光谱V578 Mon同意以及以前的光谱解纠缠从文献中。我们还重新确认了V578 Mon的光谱轨道，发现$ 14.54\pm 0.08$ Msun和$ 10.29\pm 0.06$ Msun的质量与新的分析完全兼容。我们将绝对尺寸与日内瓦和乌得勒支集团的旋转模型以及格拉纳达集团的模型进行了比较。我们发现，所有三套模型边际复制的绝对尺寸的两颗恒星有一个共同的年龄范围内的重力有效温度等时线的不确定性。然而，相应的质量半径等时线存在一些明显的年龄差异。具有较大对流超调$>0.35$的模型效果最好。结合我们先前确定的$0.07089^{+0.00021}_{-0.00013}$度周期$^{-1}$的拱点运动，我们分别计算了$\log{k_2}=-1.975\pm0.017$和$\log{k_2}=-3.412\pm0.018$对拱点运动的牛顿和广义相对论贡献的…
2014-05-04 astro-ph.SR
Analysis of apsidal motion in eclipsing binaries using TESS data: I. A test of gravitational theories
食双星近星点辐角的变化，由经典效应和相对论效应引起的拱点运动，可以从一次日食和二次日食的最小光照时间差的变化来测量。差的拱点运动速率测定和经典项中的大的不确定性阻碍了以前的尝试，以足够的精度来确定广义相对论项，以测试广义相对论的预测。作为TESS任务的产物，现在可以获得数千个来自食双星的高精度光变曲线。使用一个合适的研究良好的偏心食双星系统的选择，我们的目标是确定他们的拱点运动速率和关键的引力参数的限制。我们计算时间的最小光从TESS光变曲线的15个食双星精确的绝对参数和预期的广义相对论贡献的总拱线运动速率大于60%。我们使用随时间变化的主日食和次日食时间差来计算拱点运动速率，如果可能的话，或者根据主日食和次日食计算的线性周期之间的差异。为了获得更大的时间基线，我们将高精度TESS计时与存档可靠计时相结合。本文测定了9颗食双星的拱点运动速率，其中5颗为首次报道。由此，我们能够测量6个系统的广义相对论拱点运动速率，其精度足以首次检验广义相对论。这个测试探索了一个以前没有探测过的引力和势能的机制。我们发现完美的协议与理论预测，我们能够设置严格的约束参数化后牛顿形式主义的两个参数。
2021-03-12 astro-ph.SR gr-qc
Reanalysis of the Radii of the Benchmark Eclipsing Binary V578 Mon
V578 Mon是一个食双星系统，其中两颗恒星的质量都超过10 Msun，精确度优于3%。它是仅有的五个已知的大质量食双星之一，也具有偏心轨道和测量拱点运动，因此使其成为理论恒星演化模型的重要基准。然而，最近报道的V578 Mon半径的测定与以前报道的值有很大不同。我们重新分析了V578 Mon的已发表数据，并追踪了最近分析中使用不正确的恒星势公式的差异。在这里，我们报告了这个重要的基准食双星的校正半径。
2013-04-04 astro-ph.SR
TESS Photometry of the Eclipsing $δ$ Scuti Star AI Hydrae
AI Hya被认为是一颗拥有单周期$δ$星的食双星。我们提出的结果，从它的{ \it TESS}光度观测期间部门7。包括我们的五个最小历元，日食时序图显示了拱点运动的速率为$\dotω$ = 0.075 $\pm$ 0.031 deg year $^{-1}$，对应于拱点周期U = 4800 $\pm$ 2000 year。双星模型表明，较小的、质量较小的主星比脉动的主星热427 K，我们的距离612 $\pm$ 36 pc与$Gaia$距离644 $\pm$ 26 pc非常一致。我们从观察到的{ \it TESS}数据中减去二进制效应，并对这些残差进行多频分析。结果表明，艾哈的脉动是多周期的。在检测到的14个信号中，四个（$f_1$、$f_2$、$f_3$、$f_6$）可以被认为是独立的脉动频率。周期比$P_{\rm pul}/P_{\rm orb}$ = 0.012 $-$ 0.021和脉动常数$Q$ = 0.30 $-$ 0.52天对应于双星中的$δ$ Sct脉动。我们发现，AI Hya的二次分量在径向基本$F$模式（$f_2$和$f_3$）和非径向$g_1$模式与低程度的$\ell$ = 2（$f_1$和$f_6$）脉动。
2020-02-24 astro-ph.SR
Eclipse Timing Variation Analyses of Eccentric Binaries with Close Tertiaries in the Kepler field
我们报告的食时序变化分析的26个紧凑的层次三星组成的偏心食（“内”）二进制和一个相对接近的第三个组成部分，发现在{ \em开普勒}领域。我们同时适合每个系统的初级和次级$O-C$曲线的光旅行时间效应（LTTE），以及动力学扰动所造成的第三在不同的时间尺度上。这是第一次，我们包括那些贡献的三体相互作用起源于偏心性质的内部二进制。这些效应在三元系周期$P_2$和更长的“后交点”时标上都表现出来。我们表明，考虑的动态强制快速拱线运动产生一个有效的和独立的工具，用于确定的二进制轨道的偏心率和方向，以及三维配置的三重。强迫拱点运动的建模也有助于解决LTTE的形状和$P_2$时间尺度上的动力学延迟项之间的简并，由于拱点运动周期对三重体的质量比的强烈依赖。这可以导致独立的确定的二元和三元的质量，而不需要独立的径向速度测量。通过使用我们的分析方法来拟合$O-C$曲线，我们已经获得了我们的样品的十个最理想的三元组的系统参数的鲁棒解决方案，只有稍微不太强大，但仍然可以接受，适合其余系统。最后，我们研究了我们的26个系统参数拟合的结果，通过一组分布的各种物理上重要的参数，包括相互倾斜角，质量和周期比。
2014-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Combined effects of tidal and rotational distortions on the equilibrium configuration of low-mass, pre-main sequence stars
在密近双星系统中，恒星的自转力和潮汐力相互作用，破坏了它们的球对称性。我们提出了新的模型，低质量，前主序星，包括合并的变形效应的潮汐力和旋转力的平衡配置的恒星。我们研究了潮汐和自转相互作用对恒星结构和演化的影响。Kippenhahn & Thomas（1970）近似以及自引力物体引力势的Clairaut-Legendre展开被用来考虑畸变效应。我们得到的内部结构常数的值为低质量，前主序星恒星的恒星演化模型，考虑到旋转和潮汐力的综合影响，由于伴星。我们还推导出一个新的潮汐和旋转扭曲的恒星的转动惯量的表达式。我们的变形模型被成功地用于分析食双星系统EK Cep，再现恒星半径，有效温度比，锂耗尽，旋转速度，和拱点运动速率的年龄间隔为15.5-16.7百万年。在低质量范围内，大于j=2的谐波可以忽略的假设似乎并不完全合理，尽管它在分析双星系统的拱点运动时被广泛使用。非标准演化轨道比标准轨道温度低，主要是低质量恒星。扭曲的模型比标准模型预测了更多的质量集中的恒星在零年龄的主序星。
2009-04-16 astro-ph.SR
Theoretical tidal evolution constants for stellar models from the pre-main sequence to the white dwarf stage Apsidal motion constants, moment of inertia, and gravitational potential energy
本文利用MESA包构建了从主序前至白矮星阶段的恒星演化模型网格，涵盖三种化学成分，提供了近星点运动常数、转动惯量和引力势能等潮汐演化常数，以支持食双星与系外行星系统的理论研究。
2023-05-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Interior Structure Constants as an Age Diagnostic for Low-Mass, Pre-Main Sequence Detached Eclipsing Binary Stars
本文提出了一种利用低质量分离食双星拱点运动来确定低质量主序星前恒星系统年龄的新方法。具有偏心轨道的双星系统的拱点运动提供了关于单个恒星内部结构常数的信息。这些常数与归一化的恒星内部密度分布有关，可以从恒星演化模型的预测中提取。我们证明，低质量，主序前恒星进行辐射核心收缩显示快速变化的内部结构常数（大于5%每10万年），当结合观测测定的内部结构常数（5 - 10%的精度），允许一个强大的年龄估计。这种年龄估计，不像那些基于表面数量，是在很大程度上不敏感的表面层的磁活动的影响可能是最显着的。在年龄敏感性最小的主序星上，内部结构常数为低质量恒星结构模型中使用的物理学提供了一个有价值的测试。目前还没有已知的系统可以应用这种技术。尽管如此，强调时域天文学与当前的任务，如开普勒，和未来的任务，如LSST，有可能发现系统，所提出的方法将是观测可行的。
2013-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Using CHIRON Spectroscopy to Test the Hypothesis of a Precessing Orbit for the WN4 star EZ CMa
通过分析 CHIRON 光谱中 N v λ4945 谱线测试 WN4 星 EZ CMa 的快速进动双星假说，发现最佳轨道解为 3.751 天且无近星点运动，共转相互作用区假说比进动双星模型更受数据支持。
2023-10-24 astro-ph.SR
Eclipsing Binary Stars in the OGLE-III Fields of the Small Magellanic Cloud
我们提出了一个大样本的食双星在小麦哲伦云领域，覆盖约14平方度，已监测了八年的OGLE调查的第三阶段。这是此类变量的最大集合，包含6138个对象，其中777个是接触式二进制文件，5361个是非接触式二进制文件。该样本的估计完整性约为82%。我们分析了样本的统计特性，并提出了选定的有趣的对象：32个系统具有偏心轨道与可见拱线运动，一个瞬变双星，10个RS CVn型恒星，22个仍然无法解释的双周期变星，和15个候选人的双食四倍系统。基于OGLE-III自行，我们从我们的样本中分类为前景银河系恒星47联星。我们还列出了适合SMC距离确定的候选人。
2013-10-11 astro-ph.SR
Revised physical elements of the astrophysically important O9.5+O9.5V eclipsing binary system Y Cyg
由于其悠久而丰富的观测历史和快速的拱点运动，大质量食双星Y Cyg代表了大质量恒星恒星演化理论的关键测试之一。然而，基本物理性质的确定不如现有的光谱和光度观测数量准确。我们的目标是分析所有这些数据，同时与我们自己的光谱和光度观测的新的专用系列，从天文台广泛分离的经度。我们在当地时间间隔的三个观测站获得了一系列新的UBV观测，以获得天鹅座Y轨道周期接近3天的完整光变曲线。使用HEC 22程序将这种新的光度法简化并仔细转换为标准UBV系统。我们还获得了新的一系列红色光谱，并重新分析了先前获得的蓝色电子光谱。我们的分析提供了迄今为止最准确的拱点周期值47.805 +/- 0.030年和以下物理要素：M1=17.72+/-0.35$Msun，M2=17.73+/-0.30 Msun，R1=5.785+/-0.091 Rsun，R2=5.816+/-0.063 Rsun。因此，解缠后得到的质量比之前所有的测量结果都要高，而且两颗恒星的质量几乎相同，而光变曲线则暗示2号恒星的半径和光度略高。上述经验值意味着内部结构常数的对数log k2 =-1.937。与Claret的恒星内部模型相比，这两颗恒星的年龄都接近200万年。声称现代元素测定的精度为1- 2%似乎仍然有点过于乐观，获得新的高色散和高分辨率光谱是可取的。
2014-03-04 astro-ph.SR
On the non-dissipative tidal evolution of the misalignment between spin and orbital angular momenta
本文扩展了密近双星中自旋与轨道角动量失准的非耗散潮汐演化研究，通过纳入拱点运动的所有物理效应，揭示了失准角与拱点运动的耦合振荡机制，并给出了振荡幅度的解析估计，为异常双星和系外行星研究提供了参考。
2023-09-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Brightness Oscillations in Models of Young Binary Systems with Low-Mass Secondary Components
我们考虑一个模型的周期性亮度变化的年轻恒星与低质量的同伴，吸积物质的残余物的原恒星云。在双星轨道与视线的小倾角处，环双星盘中激发的物质流和密度波可以从观测者那里屏蔽双星的主要成分。为了研究这些现象，我们已经计算网格的流体动力学模型的二元系统的SPH方法的基础上，我们已经构建的相位光变曲线作为一个函数的旋转角的拱线相对于观察者。模型参数在以下范围内变化：组分质量比q = 0.01-0.1和偏心率e = 0-0.5。我们采用了星周尘埃的典型光学颗粒特征。我们的计算表明，亮度振荡与轨道相位可以有一个复杂的结构。光变曲线的振幅和形状强烈地依赖于双星轨道的倾角和它相对于观测者的方向以及吸积率。我们的计算结果被用来分析UX Ori星的周期活动。
2011-05-16 astro-ph.SR
Analysis of Spin-Orbit Misalignment in Eclipsing Binary DI Herculis
已知双星武仙座DI（DI Her）的拱点进动非常缓慢，低于广义相对论预测的速度。最近对罗西特-麦克劳格林效应的测量表明，DI Her中的恒星自旋几乎与轨道角动量正交，这解释了与Shakura早期理论建议一致的异常岁差。然而，这些测量只产生自旋-轨道角在天空平面上的投影，而自旋在我们视线上的投影不受约束。在这里，我们描述了一种方法来确定全三维自旋方向的二进制组件依赖于使用的重力暗化效应，这是显着的快速旋转的恒星在DI Her。重力暗化引起不均匀的亮度分布在恒星表面，其图案取决于恒星的自旋方向。利用几十年来多次日食期间获得的档案测光数据，我们能够用这种方法约束DI Her中未知的自旋角，发现两颗恒星的自旋轴都靠近天空平面。我们的程序充分考虑了在长时间的观测跨度恒星自旋的岁差。
2013-03-27 astro-ph.SR
Absolute dimensions of the metallic-line eclipsing binary V501 Monocerotis
我们报告了对一颗7.02天的偏心食分双星V501 Mon（A6 m +F0）的高分辨率光谱观测和V波段差示光度测量，我们用它来高精度地确定它的绝对尺寸（质量为0.3%，半径为1.8%或更高）。主星系的绝对质量、半径和温度分别为：M（A）= 1.6455 +/- 0.0043 M（太阳），R（A）= 1.888 +/- 0.029 R（太阳），T（A）= 7510 +/- 100 K，M（B）= 1.4588 +/- 0.0025 M（太阳），R（B）= 1.592 +/- 0.028 R（Sun），次级的T（B）= 7000 +/- 90 K。拱点运动已被检测到，其中广义相对论贡献约70%。发现主星是一颗金属线A星。对解开的光谱进行详细的化学分析，可以得出每颗恒星中十几种元素的丰度。根据次级恒星，该系统的金属丰度接近太阳：[Fe/H] = +0.01 +/- 0.06。在次级线圈中检测到锂，但在初级线圈中未检测到锂。与目前的恒星演化模型的比较表明，在约1.1 Gyr的年龄测量的属性很好的匹配。
2015-09-25 astro-ph.SR
The massive binary population of the starburst cluster Westerlund 1
我们目前的初步结果，从长基线径向速度调查的大规模双星在集群韦斯特隆德1。检查了四个系统：产生尘埃的WC双星W239，双线食双星W13，单线超巨星W43a和W3003。最后，讨论了Westerlund 1中大质量恒星的演化意义。
2010-10-29 astro-ph.SR
Signatures of binary evolution processes in massive stars
在双星相互作用之前，它们会像单个恒星一样演化。因此，我们首先批判性地讨论了影响其演化的大质量单星过程，特别是恒星风质量损失和旋转。接下来，我们考虑二进制的过程中，并专注于旋转的影响，对二进制的演变和质量传递过程中罗氏瓣溢出。第三部分强调了密近双星对理解星暴区恒星星族演化的重要性。
2010-10-14 astro-ph.SR
DI Herculis Revisited: Starspots, Gravity Darkening, and 3-D Obliquities
武仙座DI是一颗食双星，以理论和观测之间长期存在的拱点进动率的分歧而闻名，当发现两颗恒星与轨道严重偏离时，这一分歧得到了解决。我们使用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的数据来完善我们对恒星进动的了解，并加强观测和理论进动率之间的比较。TESS数据显示的变化周期为1.07天，我们将其解释为主星上恒星黑子的旋转调制。这一解释得到了支持的光度异常检测期间的主食一致的星点交叉。二次日食的光变曲线显示了一种可重复的不对称性，我们将其解释为重力变暗的影响。通过将TESS数据与先前获得的数据相结合，我们确定了两颗恒星的三维自旋方向。利用这些信息，理论拱点进动率（包括潮汐、自转和广义相对论的影响）的更新值为$1.35^{+0.58}_{-0.50}$ arcsec/cycle。观测速率的更新值（包括新的TESS日食时间后）为$1.41^{+0.39}_{-0.28}$ arcsec/cycle。考虑到观测值和理论值之间的一致性，我们同时拟合了所有相关数据，假设理论是正确的。这使我们能够对恒星的平行度施加更严格的限制，主星和副星的平行度分别为$75^{+3}_{-3}$和$80^{+3}_{-3}$度。
2022-01-27 astro-ph.SR
Exciting Stellar Eccentricity in Gaia BH3 via a Hidden Black Hole Binary
Tsinghua University（清华大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过隐藏的黑洞双星激发Gaia BH3中恒星偏心率，揭示其动力学形成新视角。
2025-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Light elements in massive single and binary stars
我们强调的作用，轻元素（Li，Be，B）在大规模的单星和双星的演化，这在很大程度上是限制在诊断价值，最重要的是元素硼。然而，我们表明，硼表面丰度在大规模的早期型恒星包含的关键信息，他们的上述演变是无法获得的，否则。特别是，它允许限制内部混合过程和潜在的双星先前的质量转移事件（即使同伴已经消失）。它也可能有助于解开缓慢旋转的富含氮的大质量主序星之谜。
2010-03-08 astro-ph.SR
The Evolutionary State of the Massive Interacting Binary BD+36 4063
本文对大质量双星BD +36 4063进行了光谱和光度分析。我们认为，可见的ON星正在经历一个快速的质量转移插曲，结果在一个厚厚的和不透明的磁盘，周围，并使其巨大的同伴不可见。一个投影的旋转速度和可见星的轨道半振幅的比较表明，质量比接近1。保守的质量转移模型表明，相等的质量状态发生在最小的分离点，我们认为，BD +36 4063可能代表了第一个系统，在这个快速和罕见的大规模二元演化阶段确定。
2009-04-23 astro-ph.SR
Evolution of intermediate mass and massive binary stars: physics, mass loss, and rotation
在本综述中，我们讨论了相互作用的OB型二进制频率的过去和现在的状态。我们批判性地研究流行的想法，Be星和超巨星sgB[e]星是二进制进化的产物。将评估旋转对恒星演化的一般影响，特别是对恒星星族研究的影响，以及与双星的联系。最后讨论了大规模的双致密星双星合并可能的主要网站的化学富集的r-过程元素和最近的ALIGO GW事件的起源。
2016-09-08 astro-ph.SR
Excitation of Spin-Orbit Misalignments in Stellar Binaries with Circumbinary Disks: Application to DI Herculis
武仙座DI双星系统中的大的自旋-轨道错位解决了数十年来令人不安的缓慢拱点岁差速率的难题，但提出了关于拱点起源的新问题。本文研究了具有适度倾斜的环双星盘的恒星双星系统的演化。当盘轴和双星轴相互岁差时，每颗扁圆星都会受到来自伴星的扭矩，因此自转轴和轨道轴会相互岁差。当盘在风和吸积的作用下失去质量时，系统可能会被捕获到高密度的卡西尼状态（自旋轨道共振）。最终的一致性取决于磁盘分散的细节。我们构建了一个简单的磁盘模型来模拟磁盘分散由于粘性吸积和光蒸发，并确定必要的磁盘属性，生产所观察到的DI武仙座。盘必须是巨大的（至少是双星质量的$10 \%$）。如果双星的吸积被抑制，观测到的高恒星质量会以双星盘的倾角$\sim 5^\circ - 10^\circ$再现，但如果大量的吸积发生，倾角必须更大，$\sim 20^\circ - 30^\circ$。如果发生适度的吸积，最初盘必须缓慢地失去质量，但最终会突然失去剩余的质量，类似于观察到的金牛座T星周围盘的两个时间尺度行为。双星轨道上的自旋反馈导致双星盘的倾角随着双星度的变化而衰减，这是标准卡西尼状态处理所没有的特征。
2020-11-24 astro-ph.SR
Interactions in massive binary stars as seen by interferometry
随着大收集面积仪器的出现，光学长基线干涉测量法可探测的物体数目正在稳步增加。在这里，我们提出了一些大质量双星的结果，显示使用这种技术的兴趣，研究这些系统中的相互作用的洞察力。事实上，许多具有扩展环境的大质量恒星拥有或怀疑拥有伴星。这些伴星可能在塑造系统的星周环境方面发挥重要作用。这些例子提供了一个观点，其中双星可能是这些恒星活动的一个因素。
2012-01-08 astro-ph.SR
Beyond Mergers: the Role of Metallicity in Forming a Reservoir of Massive and Detached Binary Black Hole Systems
Harvard Society of Fellows（哈佛学者会）
本研究利用$\texttt{POSYDON}$模拟不同金属丰度下的双恒星系统，发现低金属丰度下大质量黑洞多以分离式双黑洞存在，该种群或可通过动力学作用形成并合双黑洞。
2026-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Aluminium-26 from massive binary stars I: non-rotating models
铝-26是一种半衰期为720万年的短寿命放射性核素，目前在银河系中通过伽马射线光谱法观测到，并通过对陨石的分析推断其存在于早期太阳系中。大质量恒星被认为是Al 26的主要贡献者。虽然大多数大质量恒星都是在双星系统中发现的，但是自从Braun & Langer（1995）以来，还没有研究过双星相互作用对Al 26产额的影响。我们的目标是填补这一空白。我们用MESA恒星演化程序计算了太阳金属丰度Z=0.014的大质量（10 Msun <=M<= 80 Msun）、非自转的单星和双星。我们计算的风产量的单星和双星系统的质量转移起着重要作用。根据主星的初始质量和轨道周期，Al 26产额在双星系统中可以增加或减少。对于一次质量在~35- 40 Msun的双星系统，产额可以显著增加，特别是在低质量端，而在~ 45 Msun以上，产额变得与单星产额相似，甚至下降。我们的初步结果表明，相比超新星爆炸，在双星系统中的质量损失产生的总Al 26丰度的贡献是轻微的恒星星族。另一方面，如果大质量恒星的质量损失是早期太阳系中Al 26的起源，我们的研究结果将对识别潜在的恒星或恒星星族源具有重要意义。
2019-09-10 astro-ph.SR
Detection of intrinsic variability in the eclipsing massive main sequence O+B binary HD 165246
我们提出了29.77天的K2空间测光的良好分离的大质量4.6 d O+B二进制HD 165246（V=7.8）在Campaign 9b期间获得的分析。该分析揭示了在频率范围[0，10] $d^{-1}$内减去二元模型后残留光变曲线的内在变异性。这使得HD 165246成为第二个具有星震潜力的O+B食双星。虽然有些频率与主星的旋转有关，但其他频率则被解释为周期数为天的振荡。当前数据集的频率分辨率不允许区分由于驻波相干振荡模式或行波引起的频率。进一步的时间分辨的高精度光谱学将涵盖几个双星轨道，将揭示HD 165246是否是一个罗塞塔石碑，用于协同双星和O型星的地震建模。
2017-04-25 astro-ph.SR
