Testing the white dwarf mass-radius relationship with eclipsing binaries
我们提出了高精度，独立的模型，质量和半径测量的16个白矮星分离食双星，并结合这些与以前公布的数据来测试理论上的白矮星质量半径关系。我们的平均精度达到质量的2.4%和半径的2.7%，我们最好的测量精度达到质量的0.3%和半径的0.5%。我们发现在很宽的质量和温度范围内的测量和预测的半径之间的良好协议。我们还发现所有质量小于0.48 M $_\odot$的白矮星的半径与氦核模型完全一致，但它们平均比碳氧核模型大9%。相比之下，质量大于0.52 M的白矮星$_\odot$的半径都与碳氧核心模型一致。此外，我们发现除了一颗白矮星外，所有的白矮星都具有与厚表面氢包层（$10^{-5} \ge M_\mathrm{H}/M_\mathrm{WD} \ge 10^{-4}$）相一致的半径，这意味着这些白矮星的表面氢层没有受到共同包层演化的明显影响。
2017-06-15 astro-ph.SR
The white dwarf mass-radius relation and its dependence on the hydrogen envelope
本文研究了DA白矮星的质量-半径关系对氢包层质量的依赖性以及对log g值的影响，从而确定了恒星质量。我们采用了一套完整的进化碳氧核心白矮星序列与白矮星质量之间的0.493和1.05 Msun。对前白矮星演化的计算揭示了氢包层的最大质量与恒星质量的内在依赖关系，即，它随着总质量的增加而减小。我们发现，减少的氢信封质量可以导致减少的半径的模型高达~ 12%。这直接转化为固定恒星质量的log g增加，可以达到0.11 dex，主要是高估了从大气参数确定的恒星质量。最后，我们发现质量-半径关系的理论结果与双星系统中白矮星的观测结果符合得很好。特别是，我们发现40波江座B的薄氢质量为MH ~ 2 10^-8 Msun，这与先前的测定结果一致。天狼星B的光谱质量比动力学质量低4.3%。然而，对于MH = 2 10^-6 Msun的厚氢包层，由引力红移观测得到的质量和半径值与理论上的质量-半径关系是一致的。
2019-04-02 astro-ph.SR
Refining our knowledge of the white dwarf mass-radius relation
像天狼星这样的已分辨双星系统中存在白矮星，提供了一个机会，可以将天体测量和光谱学中关于质量的动力学信息与白矮星大气的引力红移测量和分光光度计相结合，以提供前所未有的精确度测试理论质量-半径关系。我们证明了这一点与天狼星B的第一个巴耳末线光谱获得免费的污染，从主要的，与STIS的HST。然而，我们也发现了光谱和引力红移质量测定之间的一个无法解释的差异。随着STIS的恢复，我们已经能够重新审视我们的观测天狼星B与改进的观测策略，旨在减少引力红移测量的系统误差。我们提供了一个初步的报告，改进精度的天狼星B质量半径测量和扩展这种技术，以更大的样本白矮星解决双星。这些数据可以提供准确的质量和半径测定，能够测试理论质量-半径关系并区分可能的结构模型。
2015-05-13 astro-ph.SR
The effective temperature -- radius relationship of M-dwarfs
M型矮星为在太阳系之外寻找可居住的世界提供了非常有利的条件。凌日系外行星基本参数的估计依赖于宿主M矮星半径和有效温度的理论预测的准确性，因此非常低质量恒星（VLM）模型（M矮星的理论对应物）的多个经验测试的重要性。最近对已知金属丰度的M矮星样本的质量、半径和有效温度的测定揭示了有效温度-半径图中对应于质量约为0.2Mo的恒星的假定不连续性，这被归因于从部分对流到完全对流的恒星的转变。在本文中，我们将现有的VLM模型与这些观测结果进行了比较，发现理论并没有预测在0.2Mo附近的任何不连续性，而是在这个质量值附近有效温度-半径关系的斜率的平滑变化。不连续性5的出现是由于用线性段天真地拟合经验数据。此外，它的起源与向完全对流结构的转变无关。我们发现，这一功能，而不是一个经验签名过渡到一个政权，电子简并提供了一个重要的贡献恒星EOS，并构成了额外的测试的一致性的理论框架VLM模型。
2019-05-09 astro-ph.SR
The Gaia DR1 Mass-Radius Relation for White Dwarfs
给出了盖亚数据发布1号（DR 1）白矮星双星样本，包括6颗直接观测的简并白矮星和46颗宽双星中的白矮星。将该数据集与光谱大气参数相结合，研究了白矮星的质量-半径关系（MRR）。盖亚的弛豫和G星等被用来推导出模型大气依赖的白矮星半径，然后可以与理论MRR的预测进行比较。我们发现一个很好的协议之间的盖亚DR 1弛豫，公布的有效温度（Teff）和表面重力（log g），和理论MRR。正如依巴谷的情况一样，数据的精确度不允许表征氢包层质量。光谱大气参数的不确定性被发现占主导地位的误差预算和目前的误差估计为著名的和明亮的白矮星可能会稍微乐观。有了更大的盖亚DR 2白矮星样本，就有可能在更宽的质量、Teff和光谱类型范围内探索MRR。
2016-11-02 astro-ph.SR
Radius constraints from high-speed photometry of 20 low-mass white dwarf binaries
我们对20个已知的最短周期的分离白矮星双星进行了高速测光，发现了具有食、椭球变化（由于可见白矮星的潮汐变形）和多普勒光束的系统。所有的双星都包含低质量的白矮星，轨道周期小于4 hr. Our观测识别的前八个潮汐扭曲的白矮星，其中四个是第一次在这里报告，我们使用的经验约束的质量-半径关系的极低质量（<0.30 Msun）的白矮星。我们还检测到多普勒波束在这些双星，这证实了高振幅的径向速度变化。所有这些系统都是强大的引力辐射源，对那些显示椭球变化的系统进行长期监测，可以用来探测由于轨道衰变而引起的潮汐隆起的自旋。
2014-07-14 astro-ph.SR
An accurate mass and radius measurement for an ultracool white dwarf
对太阳附近冷白矮星的研究将银河系圆盘的年龄限制在80 - 90亿年。然而，确定它们的冷却年龄需要了解它们的有效温度、质量、半径和大气成分。到目前为止，只能通过拟合光谱能量分布（SED）并结合理论质量-半径关系，对少数已知准确距离的超冷白矮星推断出这些参数。然而，质量半径关系仍然在很大程度上未经测试，因此，导出的冷却年龄依赖于模型。在这里，我们报告的直接测量的质量和半径的超冷白矮星的双线食双星SDSS J013851.54-001621.6。我们得到M（WD）=0.529+/-0.010Msol和R（WD）=0.0131+/-0.0003Rsol.我们的测量是一致的质量半径关系，我们确定了一个强大的冷却年龄为95亿年的3570 K白矮星。我们发现低质量伴星的质量和半径M（sec）=0.132+/-0.003Msol和R（sec）=0.165+/-0.001Rsol.我们还发现了这颗>9.5 Gyr的M5恒星仍然活跃的证据，远远超过了其光谱类型的恒星的活动寿命。这可能是由于恒星的高潮汐强迫旋转速率造成的。这颗伴星即将填满它的洛希叶，这个系统将在7000万年后演变成一个灾难性的变星。我们的直接测量表明，该系统可以用来校准超冷白矮星大气模型。
2012-08-21 astro-ph.SR
Observational Constraints on the Degenerate Mass-Radius Relation
白矮星的质量-半径关系是现代天体物理学的基础。它是从光谱温度和重力导出的DA白矮星质量的常规估算的核心。它也是观测确定白矮星初末质量关系的基础。然而，由于缺乏足够精确的白矮星质量和半径，质量-半径关系（MRR）的明确和详细的观测确认仍然难以捉摸。目前对质量和半径的最佳估计只允许关于退化恒星质量和半径之间预期的反比关系的广泛结论。在本文中，我们研究了一组有限的12个DA白矮星双星系统的精确（1）三角视差，（2）光谱有效温度和重力，（3）引力红移。我们认为这三个独立的质量和半径的限制，比较适当的演变MRR为每个明星。对于最佳确定的系统，发现DA白矮星在1-σ到2-σ水平上符合演化的理论MRR。对于白矮星40 Eri B（WD 0413 -077），我们发现了“薄”氢包层存在的强有力证据。对于其他恒星来说，在可能进行有意义的比较之前，需要改进的视差。对于几个系统来说，目前的测量精度接近于从盖亚任务中常规获得的最先进的质量和半径确定所需的精度。这里演示了如何使用这些预期的结果来严格约束理论质量半径测定的细节。
2012-01-18 astro-ph.SR
Measurements of Physical Parameters of White Dwarfs: A Test of the Mass-Radius Relation
我们提出了一个详细的光谱和光度分析219 DA和DB白矮星的三角视差测量。我们的目的是比较从分光和测光技术得到的物理参数，然后用这些结果检验白矮星的理论质量-半径关系。光谱和光度参数之间的协议被发现是优秀的，特别是有效的温度，表明我们的模型大气和拟合程序提供了一个准确的，内部一致的分析。分别从光谱学和光度学获得的表面重力和立体角的值与视差测量以各种方式相结合，从经验的角度研究质量-半径关系的有效性。在对我们的结果进行了全面的检验之后，我们发现73%和92%的白矮星分别在1和2个$σ$置信水平内与质量-半径关系的预言相一致，从而为恒星简并理论提供了强有力的支持。我们的分析还使我们能够确定15颗恒星，更好地解释未解决的双退化双星。在这些二元系统中的两个组件的大气参数获得使用一种新的方法。我们进一步确定了一些白矮星，可能是由一个铁的核心，而不是一个碳/氧的核心，因为他们是一致的铁核心的演化模型。
2017-09-07 astro-ph.SR
First semi-empirical test of the white dwarf mass-radius relationship using a single white dwarf via astrometric microlensing
2019年11月，附近的一颗孤立的DQ型白矮星LAWD 37（WD 1142 - 645）与一个遥远的背景源紧密对齐，并引起了一次天体测量微透镜事件。利用\Gaia{}的天体测量和\textit{Hubble Space Telescope}的后续数据，我们测量了背景源的天体测量偏转，并获得了LAWD~37的引力质量。该分析的主要挑战是提取隐藏在LAWD~37的点扩散函数侧翼中的微弱背景源的透镜信号。去除LAWD 37的点扩散函数会产生大量的相关噪声，我们发现这些噪声可以模拟天体测量透镜信号。我们发现，一个偏转模型，包括相关噪声所造成的LAWD~37的点扩展函数的删除最好的解释数据，并产生一个质量的LAWD~37的$0.56\pm0.08 M_{\odot}$。这个质量与理论上的质量-半径关系和预期的CO核心白矮星的冷却轨迹是一致的。此外，该质量与LAWD 37等富含氦大气的天体所预期的无氢或微量氢相一致。我们的结论是，进一步的天体测量的后续数据的来源可能会改善推断LAWD 37的质量在$\approx3$百分比水平，并明确排除纯粹相关的噪音解释的数据。这项工作提供了第一个半经验测试的白矮星质量半径的关系，使用一个单一的，孤立的白矮星，并支持目前的模型大气层的DQ白矮星和白矮星演化理论。
2023-01-28 astro-ph.SR
Equation of State of White Dwarfs and Mass-Radius Estimation in the Newtonian Limit
本文回顾了白矮星的费米气体模型状态方程，进行了质量-半径与压力密度分布的数值计算，并简要探讨了白矮星环境中电子的平均速度。
2025-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radii of 88 M Subdwarfs and Updated Radius Relations for Low-Metallicity M Dwarf Stars
M次矮星是低金属量的M矮星，通常居住在银河系的晕人口中。金属丰度控制着恒星大气的不透明度;在贫金属恒星中，流体静力平衡在较小的半径处达到，从而导致给定有效温度下的较小半径。我们编译了一个样本的88颗恒星，跨越光谱类K7到M6，包括恒星的金属丰度类从太阳金属丰度矮星最低的金属丰度超次矮星，以测试如何金属丰度改变恒星半径。我们拟合模型的帕洛玛双摄谱仪（DBSP）的光谱，以获得有效的温度（$T_\mathrm{eff}$），我们测量辐射热光度（$L_\mathrm{bol}$）相结合的宽波长覆盖光度与盖亚反射。然后通过使用Stefan-Boltzman定律组合$T_\mathrm{eff}$和$L_\mathrm{bol}$来计算半径。我们发现，对于给定的温度，超次矮星可以比太阳金属丰度对应物小五倍。我们提出的颜色半径和颜色表面亮度的关系延伸到[Fe/H]的$-$ 2.0 dex，以帮助半径的测定M亚矮星，这将是特别重要的WFIRST系外行星微透镜调查。
2018-10-17 astro-ph.SR
Constraints on White Dwarf Hydrogen Layer Masses Using Gravitational Redshifts
Boston University（波士顿大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）
通过引力红移测量白矮星质径关系，发现厚且质量依赖性氢包层模型更符合观测数据，为白矮星氢包层质量研究提供新方法。
2026-03-02 astro-ph.SR
A discontinuity in the $T_{\rm eff}$-radius relation of M-dwarfs
我们报告了13个新的高精度测量恒星直径的低质量的矮星通过近红外线长基线干涉测量与PIONIER在甚大望远镜干涉仪。加上来自盖亚DR 2的精确的测量，这些测量提供了它们的线性半径，有效温度，质量和光度的精确估计。这使我们能够改进有效温标，特别是对最冷的M矮星。我们测量晚型恒星的金属丰度略有膨胀的半径，而恒星的金属丰度降低，我们测量较小的半径。进一步证明了M矮星的Gaia DR 2有效温度被$\sim$低估了8.2%，并给出了一个经验的$M_{G}$ - $T_{\rm eff}$关系式，该关系式更适合于$T_{\rm eff}$在2600 ~ 4000 K之间的M矮星.最重要的是，我们能够观察到的不连续性，在$T_{\rm eff}$半径平面，这可能是由于过渡部分对流M-矮星的完全对流制度。我们发现这种转变发生在3200 K和3340 K之间，或者等价于质量为$\approx 0.23 M_{\odot}$的恒星。我们发现，在这个过渡区的恒星半径的范围从0.18到0.42 $R_{\odot}$相似的恒星有效温度。
2019-01-23 astro-ph.SR
Testing the mass-radius relation of white dwarfs in common proper motion pairs I.Hydrogen-dominated atmospheres
本文通过高分辨率光谱引力红移测量与贝叶斯光度分析，对50颗氢大气白矮星直接测定质量和半径，验证了0.38-1.3 Msun范围内理论质量-半径关系的可靠性，并将离散度降至6%。
2025-02-03 astro-ph.SR
Detection of the Temperature Dependence of the White Dwarf Mass-Radius Relation with Gravitational Redshifts
本研究利用SDSS中26,041颗DA型白矮星，通过分箱分离引力红移直接测量质量-半径关系，以大于6.1σ的显著性首次明确探测到其温度依赖性，为未来精确测试提供了新方法。
2024-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the white dwarf mass-radius relation and comparing optical and far-UV spectroscopic results with Gaia DR2, HST and FUSE
对白矮星质量-半径关系的观测测试一直受到可用距离测量的不确定性的限制。大多数研究都集中在巴耳末线光谱学上，因为这些光谱可以从地面观测站获得，而莱曼线只能通过太空紫外望远镜获得。我们目前的结果使用视差数据从盖亚DR 2结合基于空间的光谱从HST和FUSE覆盖巴耳末和莱曼线。我们发现，我们的样本支持的理论关系，虽然有至少一个明星，这是不一致的。比较了巴耳末谱和莱曼谱的结果，表明当使用最新的展宽表时，它们是一致的。我们还评估了导致质量半径计算误差的因素，并证实了其他研究的结果，这些研究表明，多个光谱可用的目标的结果的分布大于统计误差。在光谱导出的log g参数的不确定性，现在的主要来源的错误，而不是视差。最后，我们提出了新的结果，天狼星B的半径和光谱质量同意的动力学质量和质量半径关系在1西格玛。
2018-05-31 astro-ph.SR
Mass-radius relation of strongly magnetized white dwarfs: nearly independent of Landau quantization
计算了含有强极向磁场的白矮星的静态平衡，给出了由强极向磁场引起的白矮星质量-半径关系的修正。我们发现，如果内场的强度近似为$10^{10}$ T，则可以支持最大白矮星质量约为$1.9$ ~ $M\odot$.这一质量比传统的卡拉塞卡极限大30%以上。在如此高的磁场下，电子简并物质的状态方程可以由于朗道量子化而得到强烈的修正。然而，我们发现，这并没有显着影响白矮星的结构。
2014-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis
我们推导出精确的系统参数的前激变二进制，NN Ser。从光曲线拟合，我们发现一个轨道倾角为i = 89.6 +/- 0.2度。从HeII吸收线我们发现K_{WD} = 62.3 +/- 1.9 km/s。从次级恒星表面的辐射诱导发射线给出了一系列观测到的径向速度。经修正的值给出径向速度K_{sec} = 301 +/- 3 km/s，误差主要由模型的系统效应决定。这导致a = 0.934 +/- 0.009 R_{sun}的二元分离，R_{WD}的半径= 0.0211 +/- 0.0002 R_{sun}和R_{sec} = 0.149 +/-0.002@002 R_{sun}和M_{WD}质量= 0.535 +/- 0.012 M_{sun} ABMS和M_{sec} = 0.111 +/- 0.004 M_{sun}。NN Ser的两个组分的质量和半径独立于任何质量-半径关系进行测量。对于白矮星，测量的质量、半径和温度与质量分数M_{H} /{M}_{WD} = 10^{-4}的“厚”氢层非常吻合。测量的副恒星半径比模型预测的大10%，然而，辐射校正占了大部分的不一致，因此NN Ser中的副恒星是第一个精确测量的非常低质量的物体之一，与模型表现出良好的一致性。在主食期间拍摄的ULTRACAM r '，i'和z'测光确定了副恒星的颜色为（r'-i '）_{sec}= 1.4 +/…
2009-11-19 astro-ph.SR
Estimating $T_{\rm eff}$, radius and luminosity of M-dwarfs using high resolution optical and NIR spectral features
我们估计了作为CARMENES（Calar Alto high-Resolution search for M dwarfs with Exo-earth with Near-infrared and optical Echelle Spectrographs）径向速度行星巡天的一部分观测的271颗M矮星（M0 V-M7 V）的有效温度（$T_{\rm eff}$）、恒星半径和光度。首次利用同时观测到的光学（0.52 - 0.96 $μ$ m）和近红外（0.96 - 1.71 $μ$ m）波段的高分辨率（R $\sim90000$）光谱，导出了估算这些低质量恒星基本参数的经验定标关系。我们选择了一个附近的明亮的M-矮星作为我们的校准器，其物理参数是从高精度的干涉测量获得的。为了确定最合适的$T_{\rm eff}$、半径和光度（log $L/L_{\odot}$）指标，我们检查了一系列光谱特征，并评估它们的可靠相关性。我们进行了多元线性回归，发现光学Ca II 0.854 $μ$ m和Ca II 0.866 $μ$ m谱线以及近红外Mg I 1.57 $μ$ m谱线的伪等效宽度和等效宽度比的组合给出了恒星参数的最佳拟合线性函数关系，均方根误差（RMSE）为99 K，0.06 $R_{\odot}$和0.22 dex。我们还探讨和比较我们的结果与文献值使用其他不同的方法获得的相同样本…
2021-07-29 astro-ph.SR
A Gravitational Redshift Measurement of the White Dwarf Mass-Radius Relation
白矮星的质量-半径关系在很大程度上取决于简并电子的状态方程，这使得恒星半径随着质量的增加而减小。在这里，我们使用引力红移效应来观测这种关系，这是广义相对论的一个预测，它取决于恒星质量和半径之间的比值。利用斯隆数字巡天和盖亚空间天文台对3000多颗白矮星的观测，我们从吸收线得到视径向速度，从测光和散射得到恒星半径，通过拟合大气模型得到表面重力。通过对具有相似半径的白矮星的视径向速度进行平均，并独立地对表面引力进行平均，我们抵消了随机的多普勒频移，并测量了潜在的引力红移。利用这些结果，我们经验性地测量了白矮星在很大范围内的质量半径关系。我们的结果与领先的理论模型是一致的，我们的方法可以用于未来的观测，以经验约束白矮星核心的组成和演变。
2020-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolution-Corrected White Dwarf Gravitational Redshifts Validate SDSS-V Wavelength Calibration and Enable Accurate Mass-Radius Tests
Boston University（波士顿大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
通过修正分辨率影响的白矮星引力红移，验证SDSS-V波长校准并提高质量-半径测试的准确性。
2025-08-06 astro-ph.SR
Astro2020 Science White Paper: Fundamental Physics with Brown Dwarfs: The Mass-Radius Relation
最小质量的恒星、褐矮星和巨大的系外行星在质量-半径关系中的跨度最小，这一关系探索了物质、磁性和聚变的极端状态的基本物理学。本白皮书概述了在这一制度下建模和测量质量-半径关系的科学机会和必要资源。
2019-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Precise parameters for both white dwarfs in the eclipsing binary CSS 41177
我们目前的ULTRACAM测光和X-射手光谱的食双白矮星二进制CSS 41177，唯一这样的系统，也是一个双线光谱二进制。结合光变曲线和径向速度的模型可以得到两颗白矮星的质量和半径，而不需要假设质量-半径关系。我们发现主白矮星的质量为M1 = 0.38（2）Msun，半径为R1 = 0.0222（4）Rsun。次级白矮星的质量和半径分别为M2 = 0.32（1）Msun和R2 = 0.0207（4）Rsun，其温度和表面重力（T2 = 11678（313）K，log（g2）= 7.32（2））使其接近于白矮星不稳定带。然而，我们没有发现相对振幅约为0.5%的脉动的证据。质量和半径都与氦白矮星模型一致，其薄氢包层为0.0001 M星。由于引力波发射造成的角动量损失，这两颗恒星将在1.14 Gyr合并。
2014-01-07 astro-ph.SR
Seismic test of the mass-radius relationship of hydrogen-atmospheric white dwarf stars
Beijing Normal University（北京师范大学）；Universidad Andres Bello（安德斯·贝略大学）
本研究利用339个ZZ Ceti星样本的恒星参数和振荡特性，证实了温度与加权平均脉动周期的线性关系，并通过观测和星震学分析检验了白矮星的质量-半径关系，发现观测值普遍大于理论值。
2025-08-05 astro-ph.SR
Searching for Strange Quark Matter Objects Among White Dwarfs
物质的基态可能是奇异夸克物质（SQM），而不是强子物质。从奇异夸克星、奇异夸克矮星到奇异夸克行星，一系列的SQM天体都可以根据这个SQM假说稳定存在。一颗奇怪的矮星的质量与正常的白矮星相似，但在中心可能有一个密度极高的SQM核心（密度高达$\sim \rm 4\times10^{14}\,g\,cm^{-3} $），因此它的半径可以相应地变小。在本研究中，我们试图从观测到的“白矮星“中寻找质量-半径关系不同的奇异矮星。用这种方法确定了七个奇异的矮候选者，它们的质量在$\sim 0.02$- $0.12 M_{\odot}$的范围内，半径狭窄地分布在$\sim$ 9,000 - 15,000 km之间。这七个天体分别是LSPM J 0815 +1633、LP 240-30、BD+20 5125 B、LP 462-12、WD J1257+5428、2 MASS J13453297+4200437和SDSS J085557.46+053524.5。与类似质量的白矮星相比，这些候选者的半径明显更小。请求用大型射电/红外/光学望远镜对这些令人感兴趣的候选者进行进一步观测。
2022-07-01 astro-ph.SR
The Orbital Eccentricity-Radius Relation for Planets Orbiting M Dwarfs
本研究基于TESS和Kepler的236颗M矮星行星样本，发现轨道偏心率随行星半径增大而升高，且单次凌星行星在半径间隙处偏心率偏高，支持光蒸发机制。
2025-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The mass and radius of the M-dwarf companion in the double-lined eclipsing binary T-Cyg1-01385
我们对食双星系统T-Cyg 1 -01385进行了光谱观测，以确定其组成部分的物理性质。首次揭示了该系统的双线性质，并得到了两颗恒星的径向速度。我们导出了这两个分量的质量、半径和光度。对径向速度和KeplerCam和T $r$ ES光变曲线的分析得出，质量M $_1$ =1.059 $\pm$ 0.032 \Msun ~和M $_2$ =0.342 $\pm$ 0.017 { \Msun }，半径R $_1$ =1.989 $\pm$ 0.022 { \Rsun }和R $_2$ =0.457 $\pm$ 0.013 { \Rsun }。低质量伴星在质量半径和质量有效温度平面上的位置以及与其他低质量恒星的比较表明，次级恒星正好出现在M矮星从部分对流内部到完全对流内部的过渡处。与恒星演化模型相比，各组分的光度和有效温度与Z=0.004和年龄约为6 Gyr一致。使用BV和JHK星等计算到系统的距离为d=355 $\pm$ 7 pc。
2013-03-08 astro-ph.SR
The Dependence of Brown Dwarf Radii on Atmospheric Metallicity and Clouds: Theory and Comparison with Observations
采用现实和一致的大气边界条件，我们已经产生了不同的金属丰度（[Fe/H]），有云和无云的棕矮星和极低质量恒星（VLMs）的演化模型。我们发现，在一个给定的质量和年龄的半径的蔓延可以高达$\sim$ 10%至$\sim$ 25%，与较高的金属丰度，较高的云厚度的大气中产生的更大的半径相当自然。[Fe/H]每增加0.1 dex，半径增加$\sim$ 1%至$\sim$ 2.5%，这取决于年龄和质量。我们还发现，而较小的质量和年龄较大的褐矮星半径随氦分数（$Y$）的增加而减小（如预期的那样），对于更大质量的褐矮星和广泛的年龄范围内，他们增加与氦分数。从$Y=0.25$到$Y=0.28$的半径增加可高达$\sim$ 0.025 \rj \（$\sim$ 2.5%）。此外，我们发现，对于VLMs大气金属丰度从0.0增加到0.5 dex，半径增加$\sim$ 4%，从-0.5至0.5 dex增加$\sim$ 10%。因此，我们认为，由于较高的金属丰度的不透明度可能会自然地解释在一些食VLM系统的表观半径异常。半径的百分之十到二十五的变化超过了仅仅由状态方程的不确定性引起的误差。这有助于强调棕矮星半径的凌日和日食测量共同限制了许多效应，重要的是包括大气和冷凝云模型，而不仅仅是状态方程。在任何时候，我们都是在检验一个多参数理论，而不是一个普适的半径$-$质量关系。
2011-05-04 astro-ph.SR
The WIRED Survey I: A Bright IR Excess Due to Dust Around the Heavily Polluted White Dwarf GALEX J193156.8+011745
随着宽视场红外巡天探测器（WISE）的发射，一个探测白矮星周围行星碎片的新时代已经开始，这就是WISE环绕简并体的超红（WIRED）巡天。有线巡天将对白矮星周围的亚恒星物体和尘埃碎片敏感，其距离超过100 pc，远远超过当地WD的完整性水平，并覆盖SDSS DR 4白矮星目录检测到的大部分已知WD。在本文中，我们报告了有线调查的初步结果，在3.35和4.6 \micron的严重污染的氢白矮星（光谱型DAZ）GALEX J193156.8+011745的检测。我们发现，过量是一致的，无论是一个狭窄的尘埃环的内半径为29 $R_{\rm WD}$，外半径为40 $R_{\rm WD}$，和一个面对的倾角，或磁盘的倾角为70 $^\circ$，内半径为23 $R_{\rm WD}$，和外半径为80 $R_{\rm WD}$。我们还报告了初步的光学光谱监测存在于光球的几个金属线，并发现没有变化的线强度或径向速度的线。我们排除了所有，但行星质量的同伴GALEX 1931了0.5 AU。
2010-12-22 astro-ph.SR
Ultra low-mass and small-radius white dwarfs made of heavy elements
针对七颗超低质量和小半径白矮星的传统模型解释难题，提出它们可能由重元素组成，利用AME 2020数据计算表明重元素降低电子数密度与压力，其状态方程导出的质量与半径与观测吻合。
2023-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suppression of luminosity and mass-radius relation of highly magnetized white dwarfs
我们探讨了磁化白矮星的光度L及其对质量-半径关系的影响。我们自洽地得到了电子简并气体为主的内核和外部的理想气体的表面层或信封之间的界面，通过将整个模型白矮星的气体成分。这是通过求解牛顿框架中的静磁平衡、光子扩散和质量守恒方程组，针对不同的光度和磁场组而获得的。我们适当地使用磁性不透明度，而不是克莱默的不透明度，在需要的地方。我们证明，如果界面内的温度保持不变，即使在高光度到大约10^{-2}太阳光度，但没有磁场，仍然保持了Sirrasekhar极限。然而，大半径的白矮星的质量会增加，这是光子扩散的结果。然而，在中心强度约为10^{14} G的强磁场的存在下，即使界面内的温度保持不变，也会得到质量约为1.9个太阳质量的超级白矮星白矮星。最有趣的是，即使小半径磁性白矮星的光度降低到太阳光度的10^{-20}倍左右，它们仍然是超白矮星。然而，在相同的质量-半径关系中，它们的大半径对应物在低L时与Eschrasekhar的结果合并。因此，我们认为，高磁化，低亮度的超白矮星质量白矮星的可能性，由于他们的微弱，实际上可以隐藏。
2020-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
M dwarf luminosity, radius, and $α$-enrichment from $I$-band spectral features
尽管M矮星无处不在，而且它们对于系外行星、星系演化和恒星结构的研究越来越重要，但精确测量它们基本恒星性质的方法仍然难以捉摸。现有的测量M矮星光度、质量、半径或成分的技术都是在有限的恒星参数范围内校准的，或者需要昂贵的观测。我们发现，在没有强H $α$发射的M矮星中，$K_S$带亮度（$M_K$）、观测到的$I$带钠双重吸收特征强度和[Fe/H]之间存在很强的相关性。我们表明，这种功能的强度，加上[Fe/H]和光谱类型，可以用来获得M矮星$M_K$和半径，而不需要视差。此外，我们发现有希望的证据表明，$I$带钠的双重峰和附近的$I$带钙的三重峰的强度可能共同表明$α$元素富集。使用这些$I$波段的特征只需要中等分辨率的近红外光谱就可以提供关于M矮星周围系外行星的潜在可居住性以及整个银河系M矮星的表面重力和距离的有价值的信息。这种技术具有直接的适用性为目标选择和候选行星主机系统表征的系外行星任务，如\textit{TESS}和\textit{K2}。
2015-03-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-Interacting Dark Matter in Brown Dwarfs
Universidad Politécnica de Cartagena（卡塔赫纳理工大学）
本文研究自相互作用暗物质对褐矮星内部结构的影响，通过两流体框架模型分析暗物质对质量-半径关系和动态特性的作用。
2026-05-14 astro-ph.SR
UBVRI observations of the flickering of the dwarf nova RX And
我们报告的闪烁变化的矮新星RX和五个波段（UBVRI）的两个晚上的观测。在2019年10月25日，恒星的亮度为$B\approx 13.9$等，闪烁的幅度为0.47等，我们估计闪烁源温度$T_{fl} = 10700 \pm 400$ K和半径$R_{fl} =0.046 \pm 0.004$ $R_\odot$。在2020年1月2日，这颗恒星的亮度约为3等（$B \approx 10.7$），闪烁的幅度明显较低（0.07等），我们推导出闪烁源$T_{fl} = 9600 \pm 700$ K和半径$R_{fl} = 0.098 \pm 0.009$ $R_\odot$。结果表明，恒星的3个星等增亮使闪烁源的半径增加了一倍。这些数据可应作者的要求提供。
2021-04-26 astro-ph.SR
A search for radius inflation among active M-dwarfs in Praesepe
开普勒K2的自转周期与WIYN 3.5米望远镜的预计自转速度相结合，以确定Praesepe星团中快速旋转的低质量（$0.15 \leq M/M_{\odot} \leq 0.6$）成员的预计半径。考虑到观测的不确定性、双星和删失数据的极大似然分析得出了半径膨胀的边际证据-在给定光度下，这些恒星的平均半径比常用的演化模型预测的大$6\pm4$ %。这一超半径小于（在2-sigma置信度下）使用类似的分析在年轻的昂星团中发现的类似恒星;任何下降都是由于更高质量（$>0.25 M_{\odot}$）恒星发生的变化。模型结合磁抑制对流预测超半径，但不重现这种质量依赖性，除非超均分表面磁场存在于较低的质量。模型纳入通量阻塞的恒星黑子可以解释质量的依赖性，但没有证据表明，点覆盖范围之间的昴宿星和Praesepe样本减少，伴随着过半径的下降。在Praesepe和Pleiades中，旋转最快的恒星比旋转最慢的恒星要小得多，因为它们的投影半径是可以测量的。这可能是一种选择效应，因为较大恒星的角动量损失更有效，导致它们逐渐被排除在分析样本之外。我们的分析假设自旋轴方向是随机的;正如Kovacs（2018）所建议的那样，Praesepe中的任何排列都强烈不利于投影半径的广泛分布。
2018-11-27 astro-ph.SR
Exploring the M-dwarf Luminosity--Temperature--Radius Relationships using Gaia DR2
越来越多的证据表明，与理论模型相比，M矮星遭受半径膨胀，这表明模型缺少一些关键的物理学，这些物理学需要完全描述有效温度$(T_{\rm SED})$小于4000 K的恒星。盖亚DR 2距离的出现最终使大型数据集可以确定这种影响的性质和程度。我们使用由$>$ 15，000颗恒星组成的全天空样本来确定亮度、温度和半径之间的经验关系。这是通过利用修改后的光谱能量分布拟合方法，仅使用几何距离和多波段光度学来完成的。与模型相比，我们测量的半径显示出$3 - 7\%$的膨胀，但不超过膨胀序列中的$1 - 2\%$内在扩散。我们表明，我们目前能够确定M-矮星半径的精度为$2.4\%$使用我们的方法。然而，我们确定，这是有限的金属丰度测量，这有助于$1.7\%$测量的半径散射的精度。我们还提出的证据表明，恒星磁性目前无法解释半径膨胀的M-矮星。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Correcting for Activity Effects on the Temperatures, Radii, and Estimated Masses of Low-Mass Stars and Brown Dwarfs
我们目前的经验关系，以确定的有效温度和半径-因此估计的质量-低质量恒星和褐矮星的量被改变，由于色球活动。恒星半径的精确估计在搜寻凌日系外行星时尤其重要，因为凌日系外行星依赖于假设的恒星半径/密度来推断行星半径/密度。我们的关系是基于一个大的研究领域的低质量恒星和一组基准的低质量食双星。这些关系将活动物体的温度被抑制的量，以及它的半径膨胀，与它的阿尔法发射强度联系起来。这些关系被发现近似保存热光度。我们将这些关系应用于特殊的棕矮星食双星2 M0535 -05，其中活动的高质量棕矮星的温度比其不活动的低质量伴星低。这些关系式正确地再现了2 M0535 -05在考虑了H α发射后观测到的温度和半径;如果2 M0535 -05不活跃，它将与理论等时线精确一致。我们提出的关系式适用于质量低于0.8 Msun的褐矮星和低质量恒星，它们的活动（用H α测量）在-4.6 < log Lha/Lbol <-3.3范围内。我们希望这些关系是最有用的校正半径和质量估计的低质量恒星和褐矮星在其活跃的生命周期（几陀螺仪）。我们还讨论了这项工作的影响，年轻的集群IMF的决心。
2012-09-08 astro-ph.SR
Landau quantization and mass-radius relation of magnetized White Dwarfs in general relativity
最近，有几颗白矮星被提出，它们的质量大大超过了克拉塞卡极限，被称为超级克拉塞卡白矮星，用来解释过亮的Ia型超新星。基于带电粒子在磁场中的朗道量子化，建立了完全简并的相对论电子气在磁场中的状态方程。通过求解Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程，得到了磁化白矮星的质量-半径关系。适当地处理了密度相关的磁场所贡献的磁能密度和压力的影响，以找到实际磁性白矮星的稳定位形。
2015-08-27 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Testing the radius scaling relation with ${\it Gaia}$ DR2 in the ${\it Kepler}$ field
我们比较半径的基础上${\it Gaia}$的扩张，以行星地震的比例关系为基础的半径的$\sim 300$矮$\&$次巨星和$\sim 3600$首次上升的巨人从${\it Kepler}$任务。由于温度、测热校正、消光、星震半径和空间相关的${\it Gaia}$视差零点的系统学，导致${\it Gaia}$ -星震半径一致性上的$2\%$系统不确定性。我们发现，在$-2.1 \% \pm 0.5 \% {\rm \ (rand.)} \pm 2.0\% {\rm \ (syst.)}$水平（矮星）和$+1.7\% \pm 0.3\% {\rm \ (rand.)} \pm 2.0\% {\rm \ (syst.)}$水平（巨星）上，矮星和巨星的标度半径都在视差尺度上，支持了该领域标度关系的准确性和精确性.总的来说，我们发现的$2\%$协议适用于半径介于$0.8R_{\odot}$和$30 R_{\odot}$之间的恒星。然而，我们确实看到了$\textit{relative}$在$4\% \pm 0.6\%$水平上对矮星和巨星之间的半径标度存在误差的证据，并且发现了在$30 R_{\odot}$以上的半径偏离简单标度关系的证据。相对于天体物理学的先验，非常贫金属恒星的星震质量仍然被高估，但水平降低了。对于$-0.5 <$ [Fe/H] $< +0.5$的恒星，我们没有看到金属丰…
2019-11-19 astro-ph.SR
Accurate mass-radius ratios for Hyades white dwarfs
本研究利用ESPRESSO摄谱仪测量毕星团8颗白矮星的引力红移得到高精度质径比，验证了测光拟合质径比的准确性，发现光谱法参数存在系统偏差，还识别出可能为蓝离散星遗迹的EGGR 29。
2023-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Host Star Dependence of Small Planet Mass-Radius Distributions
M矮星周围的行星形成环境与G矮星周围的不同。M矮星较长的热原恒星相、活动水平和较低的原行星盘质量都可能在行星的成分分布上留下印记。我们使用分层贝叶斯建模条件上的样本过境行星径向速度质量测量探索小行星的质量半径分布，取决于主机恒星质量。我们发现，目前的质量半径数据集是一致的，没有主机星质量的依赖。然后将这些模型应用于\textit{Kepler}行星半径分布，以计算近轨道行星的质量分布以及它如何随宿主恒星质量而变化。我们发现，在短轨道的平均每颗恒星的重元素质量是较高的M矮星相比，FGK矮星，在协议与以前的研究。这项工作将促进微透镜行星巡天和\textit{Kepler}之间的比较，并将提供一个分析框架，随着\textit{K2}和\textit{TESS}等正在进行和未来的巡天发现更多的M矮行星，该框架可以随时更新。
2019-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The shortest period detached white dwarf + main-sequence binary
本文介绍了最近发现的94分钟轨道周期食白矮星/主序星双星SDSS J085746.18+034255.3（CSS 03170）的高速ULTRACAM和SOFI测光和X-射手光谱，并利用这些观测结果测量了系统参数。我们探测到一个浅的二次日食，因此能够确定轨道倾角为85.5 +/- 0.2度。白矮星的质量为0.51 +/- 0.05 Msun，半径为0.0247 +/- 0.0008 Rsun。白矮星的温度为35，300 +/-400 K，如果它有一个碳氧核心，那么它是高度过度膨胀的，但是如果它有一个氦核心，那么它的质量和半径与进化模型是一致的。因此，SDSS J 085746.18 +034255.3中的白矮星极有可能是一颗氦核白矮星，其质量接近演化所预期的上限。主序星是一颗质量为0.09 +/- 0.01 Msun，半径为0.110 +/- 0.004 Rsun的M8矮星，接近氢燃烧极限。该系统在约2000万年前从一个共同的包层中出现，并将在约4亿年后达到半分离状态，成为一个周期为66分钟的灾难性变量，低于周期最小值。
2011-08-25 astro-ph.SR
Mass-radius relation of strongly magnetized white dwarfs
我们以自洽的方式研究了强磁化白矮星组态作为超亮Ia型超新星的祖先。计算了含有强磁场的白矮星的静态平衡，给出了由强磁场引起的白矮星质量-半径关系的修正。从静力平衡研究，我们发现，一个最大的白矮星质量约为1.9 M $_\odot$可能是支持的，如果内部极向场是一样强的约$10^{10}$ T。另一方面，如果场是纯环形的，则最大质量可以大于5 M $_\odot$。这些变化主要是由于洛伦兹力的存在。还考虑了i）由于Landau量子化修改状态方程，ii）由于离子静电相互作用，iii）广义相对论计算对恒星结构和iv）场几何的影响。这些强磁化的配置是敏感的磁不稳定性的扰动增长在相应的阿尔芬时间尺度。
2017-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
An M dwarf Companion to an F-type Star in a young main-sequence binary
目前已知的只有少数几颗质量非常低的M矮星。我们对M矮星的了解至关重要，因为它们是太阳系附近最常见的恒星。我们的目标是描述一个罕见的F+dM恒星系统的性质，以便更好地理解赫兹-罗素图的低质量端。我们使用光度光变曲线和径向速度跟踪测量来研究双星。光谱分析结合等时线拟合来表征主星。主星是一颗早期F型主序星，质量为（1.493 +- 0.073）Msun，半径为（1.474 +- 0.040）Rsun。伴星是一颗M矮星，质量为（0.188 +- 0.014）Msun，半径为（0.234 +- 0.009）Rsun。轨道周期为（1.35121 +- 0：00001）d。这颗次级恒星是迄今为止已知质量最低的M矮星之一。该双星还没有达到1：1的自旋轨道同步。这表明一个年轻的主序星双星，年龄低于2.5亿年。这两个分量的质量-半径关系与这一发现一致。
2016-02-04 astro-ph.SR
Mass-Radius Relation of Strongly Magnetized White Dwarfs: Dependence on Field Geometry, GR effects and Electrostatic Corrections to the EOS
最近的文献已经看到了对强磁化白矮星的极限质量的持续讨论，因为这样的物体可能被证明是过度发光的Ia型超新星的来源。在较早的文章中，我们已经给出了牛顿引力下具有强极向磁场的白矮星的质量-半径关系。在状态方程中加入广义相对论引力和多体修正等效应可以改变质量-半径关系和最大质量。在这项工作中，我们估计在何种程度上，这些影响可能会修改早期的结果。我们发现，广义相对论效应倾向于减少约2%的最大质量和多体修正的另一个额外的$\sim$ 2%，对于一个假定的碳成分。我们还探讨了场的几何形状，是纯粹的环形或极向和环形的混合物，并发现这种平衡配置的极限质量可以大大高于在一个纯粹的极向场的情况下。
2015-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
BO Ceti: Dwarf Nova Showing Both IW And and SU UMa-Type Features
IW和恒星是最近被确认的矮新星的一个亚群，其特征是（经常重复）缓慢上升的静止，以增亮结束，但这种变化的确切机制尚未确定。根据2019-2020年的行为，我们已经将被认为是新星激变变星的BO Cet确定为IW And星的新成员。除此之外，该天体在2020-2021年还显示出矮新星型爆发，并且至少在一次长爆发期间形成了周期比轨道长7.8%的超级驼峰。该天体已被证实是一颗SU UMa型矮新星，具有异常长的轨道周期（0.1398 d）。因此，BO Cet是第一个同时显示SU UMa型和IW And型特征的激变变星。我们从生长阶段的超峰（A阶段超峰）中获得了0.31-0.34的质量比（q）。在这个q值下，导致潮汐不稳定和超级驼峰的3：1共振半径与潮汐截断半径非常相似。我们解释说，在某些情况下，该对象显示IW和型变化时，磁盘的大小是不够大，但3：1的共振半径可以达到作为热不稳定性的结果。我们还讨论了在q=0.30以上存在SU UMa型矮新星，这高于先前考虑的数值模拟极限（q~0.25），这是可能的，因为3：1共振的半径在潮汐截断半径内。我们将白矮星的质量限制在1.0Msol以上，这可能是造成IW和型行为和观测到的He II发射强度的原因。然而，这个天体之所以独特的确切原因是它同时显示了SU UMa型和IW And型的特征，这一点仍然没有得到解决。
2021-06-28 astro-ph.SR
Double-lined M dwarf eclipsing binaries from Catalina Sky Survey and LAMOST
双星系统提供了一个独特的机会来确定基本的恒星属性。在宽视场照相机和全天空成像巡天的时代，通过光变曲线分类已经报道了数千个食双星，但由于需要在光谱上进行广泛的努力，它们的基本性质仍然没有被探索。本文研究了由Catalina巡天的食双星与大天区多目标光纤光谱望远镜巡天数据释放1和释放2的光谱分类为M的矮星交叉匹配发现的3个M2-M3型双线食双星。由于这三个M矮双星是暗淡的，我们进一步获得径向速度测量使用GMOS的双子座北望远镜与R~40000，使我们能够确定单个恒星组件的质量和半径。通过对这三个系统的光速和径向速度曲线的联合拟合，我们得到了这三个系统的主分量和次分量的质量和半径，其范围分别为0.28-0.42 Msun和0.29-0.67 Rsun。未来使用高分辨率光谱仪进行的观测将帮助我们确定其恒星参数的不确定性，并提供这些系统基准来研究m矮星，为改进低质量区域的恒星模型或建立经验质量半径提供输入M矮星。
2017-02-10 astro-ph.SR
Multiple Scattering Polarization of Substellar-mass Objects : T-dwarfs
虽然有多个观测计划旨在探测超冷矮星发射的光辐射的线性偏振，但对这个问题的理论分析相对较少。一般的预期是，那些具有凝结云的亚恒星质量物体的大气层将由于散射而产生线性偏振。由于旋转引起的非球性，预计将不完全抵消盘集成的净极化，从而有限的极化。然而，对于无云的物体，只有分子瑞利散射将有助于任何净偏振，这个限制还没有得到很好的研究。因此，在本文中，我们提出了一个详细的多重散射分析的偏振预期从这些T-矮星的光谱显示没有凝聚。为此，我们发展并求解了线偏振辐射的完整辐射转移方程。只有原子和分子的瑞利散射被认为是偏振源。我们计算在不同的角度方向上的局部偏振在一个平面平行的大气中计算的有效温度范围内的T矮星，然后平均在整个表面的对象。重力和临边暗化以及旋转引起的非球性的影响包括在内。结果表明，极化量随有效温度的升高而减小。还发现，在大气中的任何局部点的显着的偏振只出现在光学（B波段）。然而，磁盘集成偏振-即使在B波段-是可以忽略的。因此，我们得出结论，与多云L矮星的情况不同，由原子和分子散射引起的无云T矮星的偏振可能是不可检测的。
2009-10-22 astro-ph.SR
Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI
利用VLTI干涉仪及其VINCI和AMBER近红外复合器，用长基线干涉测量了7颗低质量和极低质量恒星的半径。我们使用这些新的数据，与文献测量一起，检查K和M矮星的光度半径和质量半径的关系。新的干涉半径的精确度现在可以与双线食双星竞争。干涉测量法提供了对不太活跃的恒星以及具有更好的测量距离和光度的恒星的访问，因此补充了从食系统获得的信息。磁宁静的晚K到M矮星的半径与恒星演化模型的预测非常吻合，直接证实了磁活动解释了最近发现的磁活动食系统的差异。早期K矮星的半径很好地再现了混合长度参数，接近太阳值，定性预期。
2009-06-02 astro-ph.SR
How to Constrain Your M Dwarf: measuring effective temperature, bolometric luminosity, mass, and radius
晚型（晚K型和晚M型）矮星的精确参数对于描述任何轨道行星都很重要，但这些恒星复杂的光谱和与太阳的不同阻碍了这种测定。我们利用经验校准的方法来估计光谱有效温度（$T_{\rm{eff}}$）和Stefan-Boltzmann定律，以2- 5%的精度确定183个附近的K7-M7单星的半径。我们改进的恒星参数使我们能够开发模型无关的关系之间的$T_{\rm{eff}}$或绝对星等和半径，以及颜色和$T_{\rm{eff}}$。推导出的$T_{\rm{eff}}$ -半径关系强烈依赖于[Fe/H]，如理论预测。绝对$K_S$星等与半径的关系可预测半径，精确度可达$\simeq$ 3%。我们推导出作为颜色函数的$VR_CI_CgrizJHK_S$和盖亚通带的热辐射校正，精确到1- 3%。我们面对的可靠性预测达特茅斯恒星演化模型使用马尔可夫链蒙特卡罗找到不可观测的模型参数（质量，年龄）的值，最好地再现所观察到的有效温度和热通量，同时满足距离和金属丰度的贝叶斯先验的约束。与推断的质量，我们得到一个半经验的质量绝对星等关系与2%的质量分散。最佳一致性模型对恒星$T_{\rm{eff}}$ s的预测平均高出2.2%，对恒星半径的预测低出4.6%，与低质量食双星的差异相似。这些差异与金属丰度、质量或活动指标无关，表明潜在模型假设存在问题，例如，不透明或对流混合长度。
2015-06-02 astro-ph.SR
Low-mass eclipsing binaries in the WFCAM Transit Survey: the persistence of the M-dwarf radius inflation problem
本文描述了WFCAM凌日巡天中发现的5个新的短周期低质量食双星的特征。通过使用测光WFCAM J-mag数据和附加的低和中分辨率光谱数据进行分析，以获得所研究样品的轨道和物理性质。光变曲线和实测径向速度曲线同时建模与JKTEBOP代码，与马尔可夫链蒙特卡罗模拟的误差估计。最佳模型拟合表明，所研究的分离双星在非常接近的轨道上，轨道间隔为$2.9 \leq a \leq 6.7$ $R_{\odot}$，周期约为$0.59 \leq P_{\rm orb} \leq 1.72$ d。我们已经推导出恒星质量介于$0.24$和$0.72$ $M_{\odot}$之间，半径介于$0.42$和$0.67$ $R_{\odot}$之间。在我们的样本中，绝大多数的LMEBs的估计半径远离根据进化模型的预测值。衍生质量为$M < 0.6$ $M_{\odot}$的组件的半径膨胀为$\sim$ $9\%$或更大。这种一般行为遵循先前提出的部分辐射恒星的膨胀趋势。这些系统增加了越来越多的低质量恒星半径样本，而恒星模型无法很好地再现这些半径。他们进一步强调了了解小恒星的磁活动和物理状态的必要性。像TESS这样的任务将提供许多这样的系统来执行高精度的半径测量，以严格限制低质量恒星演化模型。
2018-02-28 astro-ph.SR
Evidence of Radius Inflation Based on 50 Transiting Brown Dwarfs and Low-mass Stellar Companions
Walter Payton College Preparatory High School（沃尔特·佩顿大学预科高中）；Northwestern University（西北大学）；University of California San Diego（加州大学圣地亚哥分校）
通过分析50颗具有可靠年龄和模型约束的凌星褐矮星及低质量恒星伴星，发现其半径比模型预测平均膨胀8.7±1.9%，且在短轨道周期（≤0.05 au）下膨胀更显著（中位数16±6%），证实了凌星褐矮星群体层面存在半径膨胀现象。
2026-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The inflated radii of M-dwarfs in the Pleiades
开普勒卫星获得的旋转周期与WIYN 3.5米望远镜对投影旋转速度的精确测量相结合，确定了数百个低质量（$0.1 \leq M/M_{\odot} \leq 0.8$）快速旋转的昴星团成员的投影半径分布。极大似然建模技术考虑了观测不确定性、选择效应和删失数据，并考虑了差分旋转和未解析双星的影响，已被用于发现这些恒星的平均半径在给定光度下比Dotter等人（2008）和Baraffe等人（2015）的进化模型预测的大$14 \pm 2$ %。相同的模型是一个合理的匹配，以干涉半径的老年人，磁不活跃的领域M-矮星，这表明超半径可能与年轻的，磁活跃的性质，昴星团的对象。没有发现任何证据表明，在这个过度半径以上和以下的边界标志着过渡到充分对流的任何变化。已发表的演化模型，包括对流的磁抑制效应或暗恒星黑子对通量的阻挡效应，并不能单独解释半径膨胀，但这两种效应的结合可能。投影半径的分布与所采用的自旋轴随机空间取向的假设一致;可以排除自旋矢量与开顶角为$<30^{\circ}$的锥体的强对齐。任何合理但较弱的对齐都会增加推断的超半径。
2018-02-12 astro-ph.SR
