An ultra-massive fast-spinning white dwarf in a peculiar binary system
白矮星的质量通常在一个很窄的范围内，中心质量约为0.6太阳质量（Msun）。只有少数超大质量的白矮星（M>1.2 Msun）是已知的。双星系统中的那些特别令人感兴趣，因为少量的吸积质量可以将它们驱动到阿布拉塞卡极限之上，超过这个极限，它们就会变得引力不稳定。利用来自XMM-牛顿卫星的数据，我们仅基于动力学测量，证明X射线衍射仪RX J 0648.0 -4418是一颗质量> 1.2 Msun的白矮星。这颗超大质量的白矮星与一颗热的亚矮星在后共包层双星系统中可以达到克拉塞卡极限，并可能爆炸为Ia型超新星，当它的富氦伴星通过洛希瓣溢出以更快的速度转移质量时。
2010-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fading of the X-ray flux from the black hole in the NGC 4472 globular cluster RZ 2109
本文报道了室女星系团NGC 4472中球状星团RZ 2109中黑洞XMMU 122939.7+075333的X射线观测结果。在最近几次斯威夫特和钱德拉观测中，未探测和边缘探测的组合表明，在过去6年中，源至少变化了20倍，而且变化似乎不仅仅是“闪烁”。“这种变化可以用源固有的吸收柱的变化来解释，吸收柱的变化不大于以前在1989年银河系BH X射线双星V404 Cyg爆发的峰值附近看到的吸收柱的变化。大幅度的变化也是一个自然的预期，从一个层次的三重系统与Kozai周期-机制最近提出的产生BH-白矮星（WD）的双星在球状星团。另一方面，在几年而不是几个世纪的时间尺度上，如此大的因子的变化很难与XMMU 122939.7+075333的X射线发射是由于潮汐破坏或引爆WD的物质回落的情况相一致。
2010-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The CO White Dwarf + Intermediate Mass/Massive Star Binary Evolution: Possible Merger Origins for Peculiar Type Ia and II Supernovae
双星恒星演化是引发超新星等瞬变事件的重要途径。虽然双星的共同包层（CE）、CE的结果和CE阶段SN爆炸的条件都不确定，但有人认为CE阶段可以触发SN爆炸。在这项工作中，我们探索的形成和演化路线的碳/氧（CO）WD的二进制为了调查合并的CO WD和核心的非简并恒星在CE阶段作为可能的起源SNe下的核心合并爆炸（CMD）的情况下，考虑几个二进制物理模型。CO WD +中等质量正常（非简并和富氢）恒星双星的演化导致CE阶段的合并仍然可能触发Ia型SNe（SNe Ia）在不同的模型下与星周物质的相互作用。与其他CE合并事件相比，CE阶段内CO WD与He（非简并和富氦）恒星核心之间的合并是罕见的。这两个通道可能会产生特殊的超新星Ia，如过亮/超钱德拉塞卡质量超新星Ia，因为它们中的某些部分具有组合的核心质量$\geq2M_\odot$。在CO WD +大质量恒星（$\geq8M_\odot$）CE事件通道中，我们发现CO WD与大质量恒星He核的合并速率为（0.85 - 12.18）$\times10^{-5}{M_\odot}^{-1}$，可能引发类似SN 2006 gy的II型超亮超新星，其延迟时间在34 - 120 Myr之间。我们基于CMD模型的结果与奇异SNe的观测结果是一致的。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three new high-mass X-ray binaries in the Large Magellanic Cloud
麦哲伦云中有大量的高质量X射线双星（HMXB），虽然大麦云（LMC）的质量比小麦哲伦云大一个数量级，但已知的HMXB却少得多。我们在XMM-牛顿观测中进行了新的HMXB搜索，我们进行了调查超巨星壳LMC 5和LMC 7中的超新星遗迹候选者。这三个观测场位于以前很少在X射线中探索的区域。我们分析了XMM-牛顿数据，以寻找具有硬X射线光谱的源以及具有HMXB典型的光学颜色和亮度的对应物。本文报道了三个新的Be/X射线双星的发现，其中两个在其X射线通量中显示出脉动。LMC 7中的XMMU J045315.1-693242的光度为6.5e34 erg/s，X射线相对较弱。V = 15.5等的OGLE I波段长期光变曲线显示该双星系统的轨道周期为49.6天或24.8天。XMMU J045736.9-692727也位于LMC 7，亮度为5.6e35 erg/s，硬光谱的幂律光子指数为0.63。X射线通量显示出明显的脉动，周期为317.7 s。我们用SALT-HRS摄谱仪获得了V = 14.2等对应物的光学高分辨光谱。在发射中观察到H α和H β，其具有复杂的谱线轮廓和分别为-8.0 A和-1.3 A的等效宽度。从OGLE获得的I波段光变曲线显示了一系列的四次强烈爆发，然后在73-165天内亮度突然下降超过1等，然后恢复到爆发前的水平。RX J0524.2-6620，先前被分类为X射线二元候选，…
2022-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital parameters and evolutionary status of the highly peculiar binary system HD 66051
光谱双星系统HD 66051（V414 Pup）由一颗非常奇特的CP 3（HgMn）星和一颗A-型恒星组成。它还显示了日食外的变化，这是由于化学斑点。这种组合允许推导出严格的约束条件，用于测试时间依赖的扩散模型。我们使用两种不同的方法分析了径向速度和光度数据，以确定天体物理参数和系统的轨道。适当的等时线被用来推导系统的年龄。轨道解和等时线的估计值与先前光谱研究的估计值非常一致。该系统非常接近零年龄的主序，年龄小于1.2亿年。HD 66051是一个重要的光谱双星系统，它可以用来检验解释CP 3星表面丰度的扩散理论的预言。
2018-02-27 astro-ph.SR
A peculiar interacting Be star binary in the Small Magellanic Cloud
我们发现，OGLEJ005039.05-725751.4，星系团OGLE-CL SMC 64的成员，具有独特的光变曲线图案重复的重现时间为141.45天。光变曲线类似于占空比为20%的周期性爆发。在光度数据集中还检测到第二个2500天的长周期。两个X-SHOOTER光谱获得的最低和最高揭示了Be星主导的最低光类似的经典Be星48自由。较大的H $α$发射、较强的NaD吸收和最大红外Ca II三重态发射的出现可能表明复杂二元体系中的周期性传质。
2018-07-02 astro-ph.SR
The peculiar outburst activity of the symbiotic binary AG Draconis
AG Draconis是一个强相互作用的双星系统，表现出交替的静止和活动阶段的特征共生活动。后者包括一系列的个人爆发重复在大约一年的时间间隔。在经历了2006-2008年的大爆发之后的七年平静之后，在2015年春末，共生系统AG Dra开始变得更加明亮，似乎是一次新的小爆发。AG Dra目前的爆发活动由2016年4月，2017年5月和2018年4月的三次爆发证实。测光和分光观测表明，这些爆发都是热型爆发。在对该天体近130年的观测历史中，这种行为是相当奇特的，因为在活动阶段开始时的主要爆发通常是冷的。在目前的工作中，目前特有的活动的共生二元AG Dra的详细描述。
2019-05-10 astro-ph.SR
A yellow giant, a peculiar A-type dwarf and an interstellar dust cloud unravel the eclipsing binary TYC 4481-358-1
通过结合BVIc测光结果和已知的恒星模型以及恒星光谱能量分布（SED），首次找到了食双星TYC 4481-358-1的解。这对双星在一个90天的圆形轨道上显示了日全食和日环食。质量，半径和有效温度已经得到：大约3.01 Msun，14.29 Rsun和4950 K的巨人，大约2.39 Msun，2.39 Rsun和9600 K的矮星。奇特的矮星是变色的，并显示出Teff -通带的依赖性从9000 K的Ic到9800 K的B带。这颗巨星正处于核心氦燃烧的最后阶段。在我们的视线中，星际消光是相当可观的（在Rv升高到3.58时，Av约为1.44等）。
2023-03-11 astro-ph.SR
The Intermediate Luminosity Optical Transient SN 2010da: The Progenitor, Eruption and Aftermath of a Peculiar Supergiant High-mass X-ray Binary
本文介绍了NGC 300（d=1.86 Mpc）中SN 2010 da的光谱学、紫外-红外成像和X射线观测结果，相对于2010年爆发时间，其时间跨度为-6至+6年。根据SN 2010 da的光变曲线和多历元的SEDs，我们认为SN 2010 da的前身星是一颗约10-12 Msol的黄超巨星，可能正在向蓝圈相过渡。在爆发期间，SN 2010 da的峰值绝对星等为M<-10.4等，比其他超新星和伪装者暗。我们检测到多组分的氢Balmer，Paschen，和钙II的发射线在我们的高分辨率光谱，这表明一个尘土飞扬的和复杂的拱星环境。自2010年爆发以来，这颗恒星的亮度增加了约5倍，并且在光学上保持高度可变。此外，我们在Swift和Chandra的观测档案中发现SN 2010 da是一个超亮的X射线源（L~ 6 × 10 ^{39} erg/s）。我们还将He II 4686埃和日冕Fe发射线以及~10^{37} erg/s的稳定X射线光度归因于致密伴星的存在。
2016-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solid-phase C_60 in the peculiar binary XX Oph?
本文介绍了用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪获得的双星XX Oph的红外光谱。这些数据显示了固体C_60存在的一些证据-第一次在固相中检测到C_60-以及众所周知的“未鉴定的残留物”发射特征。我们认为，在XX Oph的情况下，C_60位于热组分附近，一般来说，它优先被有效温度在15，000 - 30，000 K范围内的恒星激发。C_60在环星环境中可能很常见，但在缺乏合适的激发源的情况下不被注意。
2011-12-23 astro-ph.SR
Spin and Spectral Variations of Peculiar High-Mass X-ray Binary 4U 2206+54
利用INTEGRAL硬X射线长期观测研究了高质量X射线双星4U 2206+54的自旋性质和光谱变化。在4U 2206+54中发现了一颗长周期X射线脉冲星P_spin \sim 5558 s。用INTEGRAL/IBIS数据探测了4U 2206+54中中子星的自旋演化。从2005年到2011年，4U 2206+54中子星的自旋周期在\sim 5558 s到5588 s之间变化。过去20年的平均自旋下降速率为\sim 5 \times 10^{-7} s^{-1}。4U 2206+54是一个在3 - 100 keV范围内亮度为\sim 10^{35} - 10^{36} erg s^{-1}的可变源。它的光谱可以用指数衰减的吸收幂律模型来描述。氢柱密度和光子指数与硬X射线亮度呈反相关关系：在最大亮度时，氢柱密度低，光子指数小。这种光谱变化模式表明4U 2206+54可能是一个高度模糊的双星系统。此外，在不同光度的光谱中寻找可能的回旋线特征。在30 keV附近可能的回旋吸收特征在我们的工作中没有得到证实。这颗非常慢脉动的中子星的物理起源和演化轨迹至今仍不清楚。我们认为，4U 2206+54将是一个年轻的系统，具有长期的自旋下降趋势，将演变到一个更长的自旋周期范围和过渡到自旋上升阶段类似的2S 0114+65。这些非常缓慢的脉动X射线星体将属于一类新的致密天体--吸积磁星。
2013-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
NSVS 2569022: a peculiar binary among the W UMa stars with extremely small mass ratios
本文介绍了W UMa双星NSVS 2569022的测光观测结果。光变曲线解表明，两个组分都是F光谱型（温度$T_1$ = $T_2$ = 6100 K）。NSVS 254037经历了W亚型的全食，质量比得到了很好的确定。其唯一的小值仅为0.077，这意味着目标可能走向不稳定和可能的合并。这个数值使NSVS 2569022在质量比最小的双星中排名第六。根据低质量比双星周期-总质量的经验关系，我们估算了NSVS 2569022的整体参数：质量$M_1$ = 1.17 M $_{\odot}$和$M_2$ = 0.09 M $_{\odot}$，半径$R_1$ = 1.19 R $_{\odot}$和$R_2$ = 0.38 R $_{\odot}$;光度$L_1$ = 1.73 L $_{\odot}$和$L_2$ = 0.17 L $_{\odot}$。分析了极低质量比双星的特征。NSVS 2569022在W UMa星中是一颗特殊的双星，它的质量比非常小，因为它的填充因子非常小，只有0.014（稍微过接触的配置）。
2018-06-06 astro-ph.SR
Spectral analysis of BD+30$^{\circ}$623, the peculiar binary central star of the planetary nebula NGC 1514
NGC 1514是一个复杂的行星状星云，有一颗奇特的中央双星（BD+30 $^{\circ}$ 623），由一颗冷恒星和一颗热伴星组成。到目前为止，这两颗恒星的参数还没有完全确定。基于中分辨率CAFOS光谱和IUE紫外光谱对BD+30 $^{\circ}$ 623进行了详细的光谱分析，并对两颗恒星的参数进行了推导。为此，我们使用了一个广泛的复合网格库鲁茨和蒂宾根NLTE模式大气光谱。根据最小$χ^{2}$方法的拟合过程，获得的最佳模型对应于水平分支A0星，其$T_{\rm eff}$ = 9850 $\pm$ 150 K，log g = 3.50 $\pm$ 0.25，以及热伴星，其$T_{\rm eff}$在80000 K和95000 K之间，log g $\simeq$ 5.5。据我们所知，这是第一次通过详细的光谱分析准确地确定了这两颗恒星的参数。
2015-01-28 astro-ph.SR
Rare events of a peculiar thermonuclear supernova that precedes a core collapse supernova
我们研究恒星双星演化，导致形成一个白矮星（WD），爆炸的热核超新星在一个共同的信封演化（CEE）的终止前不久，其同伴的核心爆炸作为核心坍缩超新星（CCSN）。核心的CCSN爆炸是红超巨星（RSG）的残余，可能发生在WD作为热核超新星爆炸后的几个月到几年，即，Ia型奇特超新星（奇特SN Ia）。使用演化代码MESA-binary，我们模拟了初始质量为6-7.5Mo的双星系统的演化。质量更大的恒星，主星，将质量转移到次级恒星，并留下CO WD残留物。次级粒子变得足够大，以CCSN结束。当次级双星演化到RSG相时，它吞没了WD，系统经历了一个CEE，最终以WD-核心双星系统结束，轨道间距为a_f ~ 1- 5 Ro。我们的模拟结果表明，在CEE之后的t_{CEE-CCSN} ~ 3000 - 10^5年，地核爆炸为CCSN。我们假设，如果WD吸积来自核心的富氦气体，它可能会爆炸为超新星Ia的双重爆炸方案的框架内的超新星Ia和奇特的超新星Ia。我们预测一个奇特的Ia超新星在几个月到几年内会发生CCSN。
2021-06-10 astro-ph.SR
A chemically peculiar Be-shell star in a sub-solar metallicity solution for the post-mass-transfer eclipsing binary V658 Car
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)（德国变星爱好者协会）
V658 Car中一个化学异常的Be壳星：一个亚太阳金属含量解决方案的后质量转移食双星系统
2026-02-01 astro-ph.SR
Masses and age of the Chemically Peculiar double-lined binary $χ$~Lupi
本文对周期为15.25天的B9.5Vp HgMn + A2Vm双线分光双星HD 141556的两个化学特殊组分的恒星参数进行了测量。我们结合历史的径向速度测量与新的空间分辨天体测量观测PIONIER/VLTI重建的三维轨道的二进制，从而获得个人的质量。我们将可用的测光点与干涉测量提供的通量比拟合在一起，以约束个体大小，并将其与进化模型的预测进行比较。组件的个体质量为$\Ma = 2.84 \pm 0.12\ \Msun$和$\Mb = 1.94 \pm 0.09\ \Msun$。动力学距离与依巴谷视差相容。我们发现线性恒星半径的$\Ra=2.85 \pm 0.15\ \Rsun$和$\Rb=1.75 \pm 0.18\ \Rsun$。这一结果验证了先前详细丰度研究中使用的通量比的后验。我们确定了亚太阳初始金属丰度$Z=0.012\pm0.003$和年龄为$(2.8\pm0.3)\times10^8\ $年。我们的研究结果意味着，主要的旋转速度比它的同步速度慢，而次级可能是同步的。我们表明，强潮汐耦合在前主序列的演变，然后在零年龄的主序列完全解耦提供了一个合理的解释，这些非常低的旋转速率。
2013-02-20 astro-ph.SR
The evolutionary status of chemically peculiar eclipsing binary star DV Boo
双星系统是研究和理解恒星演化和形成的独特天体。由于这些系统，可以非常精确地获得基本的恒星参数（质量，半径）。在双星系统中存在金属线（Am）星是非常普遍的。然而，目前已知的食双星中的Am星数量较少，食双星中的Am星对于深入研究Am星的性质是非常有用的，因为食双星是唯一可以直接获得基本恒星参数的工具。此外，还可以通过详细的光谱研究获得大气参数和二元组分的金属丰度。因此，在这项研究中，我们提出了一个全面的光度和光谱分析的食双星系统DV\，Boo，其中有一个可能的Am组件。通过对径向速度和光度光变曲线的分析，确定了恒星的基本参数。利用解纠缠谱计算了DV、Boo两个双星分量的大气参数。并进行了化学丰度分析。结果表明，主成分说明了一个典型的Am星化学丰度分布。还得到了双星各组成部分的基本恒星参数，质量精度<1%，半径精度$<$ 3%.利用精确获得的恒星参数对DV，Boo的演化状态进行了检验。测得该系统的年龄为1.00 ± 0.08 μ gyr。
2020-04-27 astro-ph.SR
On the natal kick of the black hole X-ray binary H 1705--250
本研究通过种群合成分析黑洞X射线双星H 1705--250，发现仅质量损失产生的冲力不足以解释其高本征速度，推断其形成时受到约295 km/s的额外诞生冲力，表明此类冲力也存在于黑洞。
2023-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field, chemical composition and line profile variability of the peculiar eclipsing binary star AR Aur
AR Aur是已知唯一包含HgMn恒星的食双星，使其成为详细研究HgMn现象的理想案例。HgMn星是一类化学性质特殊的恒星，人们对它知之甚少，传统上认为它不具有明显的磁场。然而，最近发现的线轮廓变化在一些汞锰恒星，显然是由于表面丰度补丁，使这一信念的问题。在本文中，我们调查的化学丰度，线轮廓的变化，和磁场的初级和次级的AR Aur系统，使用一系列的高分辨率光谱偏振观测。我们发现的主要确实是一个HgMn星，目前最精确的丰度尚未确定这颗星。我们发现这颗伴星是一颗弱的Am星，并且可能仍在主序前。线轮廓的变化，观察到在一系列的线在小学，是由于不均匀的表面分布的一些元素。在对这两颗恒星的任何观测中都没有检测到磁场，两颗恒星的纵向磁场上限都是100 G。相位分辨纵向场测量的建模导致约400 G的任何偶极表面磁场上的3 sigma上限。
2010-05-20 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 astro-ph.SR
The Galactic neutron star population II -- Systemic velocities and merger locations of binary neutron stars
本研究利用银河系双中子星样本分析其运动学并预测并合位置，发现其系统速度和特殊速度符合对数正态分布，且观测样本存在偏差，但预测的并合位置仍能重现短伽马射线暴的偏移量范围。
2023-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
V772 Cas: an ellipsoidal HgMn star in an eclipsing binary
晚B型恒星V772 Cas（HD 10260）以前被怀疑是食双星系统中一颗罕见的磁性化学特殊恒星。TESS卫星对这颗恒星的光度观测显示，它的食周期为5.0137 d，并伴随着相同周期的食外变化。高分辨率光谱显示V772 Cas是一个SB1系统，其主要组成部分的旋转速度比轨道周期慢2倍，并显示出非磁性HgMn化学特殊恒星的典型化学特性。这是已知的第三颗食HgMn星，由于它的亮度，它是极少数具有特殊化学成分的食双星之一，可以进行详细的后续研究。利用V772 Cas的光度和光谱观测，我们用PHOEBE代码对该系统进行了建模。这项分析提供了组件的基本参数，并证明了出日食亮度变化的椭圆形的演变，异步旋转的主要解释。这是第一个HgMn恒星，这种变化已被明确确定。
2020-11-03 astro-ph.SR
Peculiar SN Ic 2022esa: An explosion of a massive Wolf-Rayet star in a binary as a precursor to a BH-BH binary?
Kyoto University（京都大学）；University of Turku（图尔库大学）；Aalto University（阿尔托大学）
研究发现Ia型超新星2022esa可能是大质量沃尔夫-拉叶星在双星系统中的爆炸，最终形成黑洞-黑洞双星，并提出Ia型超新星-CSM可能由多种通道组成。
2026-01-07 astro-ph.SR
Neglected X-ray discovered polars: II: The peculiar eclipsing binary HY Eridani
我们报告的X射线观测的食极HY Eri（RX J 0501 -0359），随着其光度，分光光度计，分光光度计和分光偏振光学变化，收集了超过30年。HY Eri的轨道周期为2.855小时，落在2-3小时周期间隔的上边缘附近。2011年之后，系统进入了一个长期的低状态，继续在低水平上增生。我们提出了一个准确的无别名长期轨道星历，并报告了从2011年到2018年的时间间隔内发生的10毫秒的高度显著的周期变化。我们获得了一个高质量的日食光谱，显示二级恒星是一个dM 5 -6的矮星，距离$d = 1050 \pm 110$ pc。基于相位分辨回旋加速器和塞曼谱，我们确定了HY Eri中的白矮星（WD）是一个两极吸积体，其吸积点几乎相反，分别为28和30 MG。低态谱的塞曼分析揭示了一个复杂的磁场结构，我们拟合的多极模型。我们检测到狭窄的发射线从照射面的次级恒星，其中镁I $λ5170$的径向速度振幅为$K_2' = 139 \pm 10$公里/秒（90%的信心）跟踪次级更可靠的比窄H $α$线。结合动力学分析和光谱测量的角半径的WD，我们得到了$M_1 = 0.42 \pm 0.05$ $M_\odot$的主要质量（90%置信误差），确定它是一个可能的He WD或混合HeCO WD。第二颗是$M_2 = 0.24 \pm 0.04$ $M_\odot$的一颗主序星，看起来有点膨胀。HY Er…
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
HD66051, an eclipsing binary hosting a highly peculiar, HgMn-related star
HD 66051是一个轨道周期约为4.75 d的食系统，其食外变比也是相同的。新的多色测光观测证实了二次变化的寿命，我们将其解释为其中一个组件上表面不均匀性的签名。使用档案和新获得的高分辨率光谱，我们进行了详细的丰度分析。其主要成分是一颗缓慢旋转的晚期B型恒星（$T_{\rm eff} = 12500\pm200$ K; $\log g = 4.0$，$v\sin i = 27\pm2$ km s $^{-1}$），具有非常奇特的组成，让人想起与HgMn相关的奇异恒星HD 65949，这似乎是它最接近的类似物。He、C、Mg、Al等轻元素亏损，Si、P等元素富集。除Ni外，所有铁族元素和大部分重元素，特别是稀土元素都是过剩的。第二部分估计是一颗缓慢旋转的A型恒星（$T_{\rm eff} \sim 8000$ K; $\log g = 4.0$，$v\sin i \sim 18$ km s $^{-1}$）。HD\，66051的独特构型为未来的研究开辟了有趣的可能性，这可能最终对理解诸如大气结构、质量传递、磁场、光度变化以及在HgMn星和相关天体中观察到的化学异常的起源等多种现象做出重大贡献。
2017-08-19 astro-ph.SR
AU Pegasi revisited: period evolution and orbital elements of a peculiar Type II Cepheid
对造父变星II型AU Peg的周期变化进行了新的分析。用各种方法收集和分析了现有的最近光度测量结果。在某些时间间隔内，这一周期被发现是恒定的，尽管总体上有所增加，与先前的预期相反，这表明这一周期会发生逆转。叠加在整体周期变化上，在AU Peg的$O-C$图中发现了一种以前未知的周期性行为，它不能与径向速度变化相匹配。由于造父变星是双星系统的一员，所以这种不寻常的周期变化很可能与伴星的潮汐力有关。还修订了涉及AU Peg的双星系统的轨道根数。
2019-09-03 astro-ph.SR
The peculiar chemical pattern of the WASP-160 binary system: signatures of planetary formation and evolution?
具有相似成分的宽双星为探索恒星-行星的化学联系提供了有利的机会。我们进行了详细的描述太阳型恒星的WASP-160双星系统。WASP-160 A周围还没有行星被报道，而WASP-160 B已知拥有一颗过境土星质量的行星WASP-160 B b。对于这颗行星，我们还从文献和新的观测中获得了更新的属性。此外，使用TESS测光，我们限制了WASP-160 A周围的凌日行星和WASP-160 B周围的其他行星的存在。恒星定性包括首次根据高质量Gemini-GRACES光谱计算25种元素的高精度差分大气和化学丰度。我们的分析揭示了差异丰度和冷凝温度的元素之间的相关性的证据。特别是，我们发现一个小的，但显着的赤字的挥发性和增强的难熔元素在WASP-160 B相对于WASP-160 A。在WASP-94之后，这是第二个显示这种特殊化学模式的行星宿主双星名单中的恒星对。虽然我们讨论了几个合理的行星形成和演化的WASP-160 A和B的情况下，可以解释所观察到的化学模式，他们都不能被最终接受或拒绝。未来对WASP-160 A和B进行高精度的光度和光谱跟踪以及高对比度成像观测，可能会进一步限制所检测到的化学差异的真正来源。
2021-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Binary Stars in the Orion OB1 Association, Subgroup $\textit{a}$
对猎户座OB1星协中化学奇特（CP）恒星的详细光谱调查是迄今为止在SAO进行的恒星磁性领域最全面的观测计划。截至2018年底，我们已经完成了对该协会最古老的子组$\textit{a}$中CP星的测量。在本文中，我们给出了一个简短的概述CP成员的子群显示直接和间接的多重签名。在全部11颗被归类为特殊的恒星中，我们发现了几颗很好的候选恒星，可以进行进一步的详细研究。
2019-05-22 astro-ph.SR
The peculiar light curve of the Symbiotic Star AX Per of the last 125 years
通过对共生星AX Per的功率谱的一些显著相关性，分析了其近125年的光学光变曲线。这些数据来自文献和AAVSO数据库。一系列的6个主要爆发占据了光变曲线。它们在功率谱中表示为基频的13个谐波fa=1/Pa=1/23172天-1。我们称之为“红色”频率。在光变曲线中也可以看到系统Pb=1/fb=681.48 d的二进制周期振荡，在爆发期间具有特别大的振幅。功率谱中的fb峰值在每一侧都伴随着其他13个峰值，我们称之为“蓝色”频率。在蓝色峰值的频率分布中的一个独特的结构，以及在它们的峰值功率中，最好被解释为反映了13个“红色”频率与二进制频率的跳动。我们认为，继其他人，该系统的主要爆发的结果从巨恒星的强烈质量损失的事件。在过去的125年里，部分通过系统的L1点，以与fa频率的13个第一谐波振荡的速率，发生了质量吸积到热分量上。双星轨道是轻微偏心的，近星点通道引起的调制的L1吸积的二进制频率。因此，恒星亮度的fb振荡幅度是由系统的“红色”频率调制的。
2013-08-16 astro-ph.SR
The SDSS/APOGEE Catalog of HgMn Stars
本文报道了通过SDSS/APOGEE巡天获得的化学性质特殊的汞锰（HgMn）星的$H$带光谱。与其他化学性质特殊的恒星，如经典的Ap/Bp型恒星不同，HgMn型恒星缺乏强磁场，并由Mn、Hg和其他重元素的极度过剩所定义。丰度模式的令人满意的解释仍有待确定，但低旋转速度是一个要求，参与二元/多元系统也可能是一个要求。远地点HgMn样品目前由269颗恒星组成，这些恒星在大地标准星中被确定为金属吸收含量仅限于或主要由$H$带Mn II线组成。由于与过去的研究相比，APOGEE调查探测到的星等较暗，样本中只有9/269颗恒星以前被称为HgMn类型。新发现的260颗HgMn恒星是已知样本的两倍多。至少有32%的APOGEE样本被发现是二进制或多个系统，并从多历元光谱，我们能够确定至少有一个组件在32个二进制的轨道解决方案。许多多线系统都有化学上特殊的伴星，值得注意的例子是HgMn+Ap/Bp二元系HD 5429、HgMn+HgMn二元系HD 298641和HgMn+BpMn+Am三元系HD 231263。作为进一步的特点，大约一半的样品产生窄发射在C I 16895埃线，宽度和径向速度，匹配那些的Mn II线。
2020-06-03 astro-ph.SR
A Wind-Driven Model: Application to Peculiar Transients AT2018cow and iPTF14hls
提出了一种适用于特殊瞬态的风力驱动模型，并将该模型应用于AT 2018 cow和iPTF 14 hls。在风驱动模型中，我们假设像恒星风一样的连续外流从中心系统注入。虽然这些瞬变具有不同的观测特性，但这个模型可以解释它们的光度特性，而这些特性是超新星般的瞬时爆炸所无法再现的。此外，该模型预测了特征光谱特征和演变，这与AT 2018 cow和iPTF 14 hls的特征光谱特征和演变非常一致。尽管观测性质不同，但风模型显示它们具有一些共同的特征;大质量损失率（AT 2018 cow高达$\sim 20M_{\odot}{\rm ~yr^{-1}}$，iPTF 14 hls高达$\sim 75M_{\odot}{\rm ~yr^{-1}}$），以及$\sim 10^{13}{\rm ~cm}$的特征半径。这表明两者都可能与涉及红超巨星（RSG）的事件有关，其中RSG包层被恒星核心尺度的事件迅速喷出。另一方面，主要的区别是动能，总喷射质量和时间尺度。然后，我们认为，iPTF 14 hls可能代表了一个动态的共同包络演化引起的大质量双星系统（$\sim 120M_{\odot}+100M_{\odot}$）。AT 2018 cow可能是低质量RSG被黑洞（BH）的潮汐破坏事件，也可能是BH形成失败的超新星。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiplicity of A-type and related stars
化学性质特殊的恒星的起源仍然是个谜，特别是关于它们在“正常”恒星中的频率。除了磁场和旋转外，多重性也可能为这个问题提供线索。我们提到的主要调查的三种执行到目前为止的中等质量的恒星，无论是正常的或化学奇特的，磁性或没有：成像，光谱和光度。通过Mermilliod对疏散星团成员的径向速度监测，我们还考虑了红巨星的多重性，因为它们中的许多是A型星的后代。我们简要地回顾了双星系统的轨道特性的化学奇特的恒星。其中提到了一些值得进一步研究的特别感兴趣的具体对象。最后，我们回顾了一些由A型恒星组成的双星系统是Ia型超新星的祖先，并唤起了未来调查的潜力，如盖亚。
2013-09-29 astro-ph.SR
The hot white dwarf in the peculiar binary nucleus of the planetary nebula EGB6
EGB 6是一个扩展的、暗淡的古老行星状星云（PN），拥有一个神秘的核心。中心恒星（PG 0950 +139）是一颗热的DAOZ型白矮星（WD）。在距离WD 0.166”处发现了一个未解的致密发射结，它被证明是围绕着一颗被尘埃笼罩的低光度恒星。有人认为，伴星周围的尘埃盘和蒸发气体（被热WD光电离）是WD前身星作为渐近巨星分支（AGB）恒星时捕获的风物质形成的盘的残余。在本文中，我们评估热WD，以确定其大气和恒星参数。我们进行了一个模型大气分析的紫外线（UV）和光学光谱。我们发现Teff = 105，000 +/- 5000 K，log g = 7.4 +/- 0.4，太阳氦丰度（He = 0.25 +/- 0.1，质量分数）。我们测量了另外10种物质（C、N、O、F、Si、P、S、Ar、Fe、Ni）的丰度，发现基本上是太阳的丰度值，表明辐射驱动的风质量损失，理论速率为log（dot-M/M_sun/yr）= -11.0（+1.1）（-0.8），阻止了光球中元素的引力分离。WD的质量为M/M_sun = 0.58（+0.12）（-0.04），其AGB后年龄（log（t_evol/yr）= 3.60（+1.26）（-0.09））与PN运动学年龄log（t_PN}/yr）= 4.2一致。此外，我们检查了具有紧凑发射区的类似物体TOL 26（PN G298.0+34.8）的热核的紫外光谱，…
2018-07-31 astro-ph.SR
HD 99458: First time ever Ap-type star as a $δ$ Scuti pulsator in a short period eclipsing binary?
我们提出了一个独特的对象的发现，一个化学奇特的AP型星显示$δ$盾牌脉动，这是在一个食双星系统的轨道周期短于3天的约束。因此，HD 99458是一个复杂的天体物理实验室，为同时研究各种往往相互矛盾的物理现象打开了大门。它是第一颗在食双星中发现的Ap星。它的轨道周期为2.722天，是所有已知的化学奇特双星（CP2）中第二短的。$δ$ Scuti类型的脉动在CP 2恒星中也是极其罕见的，并且没有明确的候选者被报道。HD 99458以前被认为是一颗拥有系外行星的恒星，但我们通过使用K2任务的光度观测和新的径向速度测量结果明确拒绝了这一假设。伴星是一颗低质量的红矮星（$M_{2}=0.45(2)$ M $_{\odot}$），在一个倾斜的轨道（$i=73.2(6)$度）上，只显示掠食。旋转和轨道周期是同步的，而旋转和轨道轴是错位的。HD 99458是一个值得深入研究的有趣系统。
2019-06-05 astro-ph.SR
HD 34736: An intensely magnetised double-lined spectroscopic binary with rapidly-rotating chemically peculiar B-type components
该研究全面表征了双线光谱双星HD 34736，确定了其轨道参数、子星自转周期变化及强磁场特征，并探讨了磁场在系统形成中的作用。
2024-11-08 astro-ph.SR
Optical and X-ray Variability of the Peculiar Cataclysmic Variable FS Aur with a Magnetic and Freely Precessing White Dwarf
我们提出了在2010-2011年观测季节进行的特殊的激变变量FS御夫座长期监测的初步结果。天文学家的观测首次在测光数据中揭示了白矮星的岁差周期，而以前只能通过光谱观测。这在（B-I）颜色指数中最好地看到，并且反映了光谱能量分布的可变性。钱德拉和斯威夫特对X射线观测的分析也揭示了光变曲线中轨道周期和岁差周期的存在。我们还表明，FS Aur的长期变化和其爆发活动的特点可能是由于从第二颗星的质量转移率的变化，作为一个紧密的双星轨道的偏心率调制的结果诱导的存在下，第三个机构的环双星轨道。
2011-11-28 astro-ph.SR
High-resolution spectroscopic analysis of four new chemically peculiar stars
我们提出了四颗恒星的详细化学成分的第一次上升红巨星分支，被归类为化学奇特，但缺乏全面的分析，在高光谱分辨率。对于BD+03°2688、HE 0457-1805、HE 1255-2324和HE 2207-1746，我们分别推导出了金属丰度[Fe/H] $=-1.21$、$-0.19$、$-0.31$和$-0.55$，表明银河系人口成员的范围。除了大气参数，我们提取了28种元素的元素丰度，包括演化敏感的CNO组和$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值。新的结果也提出了重元素钨和铊。所有四颗恒星都有非常大的中子捕获元素增强，高[La/Eu]比率表明来自慢中子捕获（$s$ -过程）的富集。为了解释这些丰度，所有的[ $s$ /Fe] $> 1.0$的指示，我们比较了我们的结果与文献中的数据，以及从莫纳什和FRUITY $s$ -过程核合成模型的预测。BD+03°2688、HE 1255-2324和HE 2207-1746显示C/O $>1$，而HE 0457-1805显示C/O $<1$。由于HE 0457-1805和HE 1255-2324是双星，它们的特殊性可归因于质量转移。我们确定HE 0457-1805是一颗新的钡巨星，HE 1255-2324是一颗新的CH星，实际上是一颗金属丰度更高的类似$r/s$星;到目前为止，文献中报道的具有类似特征的单一天体是钡星HD 100503（…
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large spectroscopic sample of L and T dwarfs from UKIDSS LAS: peculiar objects, binaries, and space density
我们介绍了来自UKIDSS的大量晚M、L和T矮星样本的光谱分析。使用ULAS的YJHK测光和SDSS的红光测光，我们选择了262个褐矮星候选者的样本，并使用VLT上的X-射手跟踪了其中的196个。X-shooter的大波长覆盖范围（0.30-2.48 $μ$ m）和中等分辨率（R~5000-9000）使我们能够识别出包括22颗蓝L矮星、2颗蓝T矮星和2颗低重力M矮星在内的奇特天体。使用光谱指数为基础的技术，我们确定了27个未解决的二进制候选人，我们确定了光谱类型的潜在成分，通过光谱反卷积。光谱使我们能够测量显著吸收特征的等效宽度，并将其与大气模型进行比较。将光谱与径向速度标准互相关，我们测量了目标的径向速度，并确定了样品的分布，其中心为-1.7 $\pm$ 1.2 km s $^{-1}$，色散为31.5 km s $^{-1}$。利用我们的结果，我们估计了场褐矮星的空间密度，并与数值模拟的结果进行了比较。根据二进制分数，我们发现有（0.85 $\pm$ 0.55）x 10 $^{-3}$至（1.00 $\pm$ 0.64）x 10个$^{-3}$物体/立方秒差距，范围为L4-L6.5，（0.73 $\pm$ 0.47）x 10 $^{-3}$至（0.85 $\pm$ 0.55）x 10个$^{-3}$物体/立方秒差距，在L7-T0.5范围内，以及在T1-T4.5范围内，每立方秒差…
2015-03-17 astro-ph.SR
A Cross-Match of 2MASS and SDSS. II. Peculiar L Dwarfs, Unresolved Binaries, and the Space Density of T Dwarf Secondaries
我们提出了一个程序的完成，以交叉相关的SDSS数据发布1和2MASS点源目录中寻找极红的L和T矮星。该计划由Metchev和合作者发起，他们提出了SDSS DR 1中所有新发现的T矮星的发现，并估计了太阳附近孤立的T0-T8矮星的空间密度。在目前的工作中，我们提出了大部分的L矮星的发现。我们的红敏感（z-J> 2.75等）交叉匹配被证明是有效的，在检测特殊的红色L型矮星，增加了两个新的，包括一个最红的已知L型矮星。我们的搜索还发现了一颗新的蓝色L7矮星，令人惊讶的是，还有两颗M8矮星。我们进一步扩大我们的分析，以检测未解决的二进制L或T矮星通过光谱模板拟合所有L和T矮星在这里和Metchev和合作者的早期工作。我们确定了九个可能的双星，其中六个是新的和八个港口可能T矮星secondaries。我们将这个结果与目前对亚恒星伴星的质量比分布和频率的了解相结合，估计出单个T0-T8矮星的总空间密度为0.005 - 0.05 pc ^{-3}。
2011-03-06 astro-ph.SR
X-ray Observations of the Peculiar Cepheid V473 Lyr Identify A Low-Mass Companion
天琴座V473是一颗典型的造父变星，其独特之处在于它的振幅变化周期约为3.3年，被认为与天琴座RR型星的Blazhko变化相似。我们获得了这颗恒星的{ \it XMM-Newton}观测，以跟踪先前的X射线探测。与造父星$δ$本身在最大半径附近看到的X射线爆发和快速下降不同，V473 Lyr中的X射线通量在观测所涵盖的脉动周期的三分之一内保持恒定。因此，X射线很可能不是由脉动周期周围的变化产生的。X射线光谱是软的（kT = 0.6 keV），X射线的性质与年轻的低质量伴星一致。以前没有证据表明在径向速度或{ \it盖亚}和{ \it依巴谷}自行中有伴星存在。虽然这排除了非常接近或非常遥远的伴星，但距离在30到300 AU之间的双星伴星是可能的。这是一个X射线观测的例子，揭示了低质量伴星的证据，这对完成造父变星的质量比统计很重要。此外，一颗年轻的X射线亮伴星的发现进一步表明造父变星（主星）是一颗第I星族恒星，尽管它的脉动行为与其他经典造父变星不同。
2020-01-07 astro-ph.SR
The VLT-FLAMES Tarantula Survey V. The peculiar B[e]-like supergiant, VFTS698, in 30 Doradus
本文分析了位于大麦云星云剑鱼座30星区的一颗特殊的超巨星B型星（VFTS 698/Melnick 2/Parker 1797），它具有与B[e]星类似的特征。我们分析了VLT火焰调查的光谱，以及存档的光学和红外测光和X射线成像来验证系统。我们发现径向速度的变化约400公里/秒的高激发Si IV，N III和He II的光谱，和光度变化的~0.6马格的周期为12.7天。此外，我们检测到长期光度变化的~0.25等，这可能是由于一个长期的变化周期约400天。我们的结论是，VFTS 698可能是一个相互作用的双星，包括一个早期的B型恒星次级轨道的面纱，更大的同伴。光谱证据表明一个中期至晚期的B型原生，但这可能源于一个光学厚的吸积盘直接围绕着原生。
2012-04-20 astro-ph.SR
Normal A0--A1 stars with low rotational velocities. I. Abundance determination and classification
上下文研究正常恒星的自转速度分布需要对天体进行准确的光谱表征，以避免未探测到的双星或特殊恒星污染结果。这条信息是理解旋转和化学特性之间联系的关键问题。目标。利用高分辨率、高信噪比的光谱数据，对47颗低v sin i A0-A1星（v sin i <65 km/s）进行了研究。其目的是探测光谱双星和化学性质特殊的恒星，并最终建立一个已确认的正常恒星列表。方法.进行详细的丰度分析和光谱合成，以获得14个化学物种的丰度。一个层次分类，考虑到测量误差，适用于丰度空间，并将样本分为两个不同的群体，确定为化学奇特的恒星和正常的恒星。结果我们发现，大约三分之一的样品实际上是由光谱双星（12双线和5单线光谱双星）。分层分类将剩余的样本分解为13颗化学特殊恒星（或不确定）和17颗正常恒星。
2014-01-10 astro-ph.SR
A photometric study of the high-mass-ratio contact binary AV Puppis
利用2013年版Wilson-Devinney（W-D）程序计算了接触双星船尾座AV（AV Pup）在$VR_cI_c$带通区的多色光度光变曲线.结果表明，AV Pup是一个具有高质量比（$q=m_2/m_1= 0.896$）和填充因子（$f=10\%$）的A亚型W UMa接触双星。结合我们新确定的最小时刻和文献中的最小时刻，研究了该系统的轨道周期变化。$O-C$分析表明，AV Pup的轨道周期以$\mathrm{d}P/\mathrm{d}t=4.83 \times 10^{-7} \ \mathrm{days \ yr^{-1}}$的速率增加，这可以用质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移来解释。
2019-06-06 astro-ph.SR
The discovery of a very cool binary system
我们报告发现了一个非常酷的d/sdL 7 +T7.5p共同自行双星系统，SDSS J1416+ 13 AB，通过交叉匹配UKIDSS大面积巡天数据版本5对斯隆数字巡天数据版本7。d/sdL 7在J-H和H-K中呈蓝色，并具有其他特征，暗示低金属丰度和/或高重力。T7.5p的光谱特征是在UKIDSS LAS DR 4发现的早期类型矮星中所见的，被称为CH 4-J-早期特征。我们认为，CH 4-J早期的特点来自低金属丰度和/或高重力，并推测其用于分类T矮星。UKIDSS和后续的UKIRT/WFCAM测光显示T矮星具有最蓝的近红外颜色，H-K = -1.31+/-0.17。温暖的斯皮策IRAC测光显示T矮星有极红的H-[4.5] = 4.86+/-0.04，这是迄今为止看到的亚恒星天体中最红的。缺乏对视差测量限制了我们估计系统参数的能力。然而，应用5-15 pc的保守距离估计值表明，预计分离范围为45-135 AU。通过比较T矮星的H-K：H-[4.5]颜色与光谱模型，我们估计Teff = 500 K，[M/H]~-0.30，log g ~ 5.0。这表明T矮星的质量约为30 M木星，系统的年龄约为10 Gyr。主天体是一个75 M的木星天体，log g约为5.5，大气层中相对无尘，Teff约为1500 K。鉴于系统的不寻常属性，我们警告说，这些估计是不确定的。我们急切地等待视差测量和高…
2010-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
S-Process Nucleosynthesis in Chemically Peculiar Binaries
该研究通过观测双星系统中的s-过程元素丰度，结合视向速度监测和光谱分析，揭示了AGB伴星质量转移的印记，并扩展了重元素丰度模式，验证了理论模型。
2024-09-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
