Wind Roche Lobe Overflow as a way to make type Ia supernova from the widest symbiotic systems
共生星是具有最长轨道周期的相互作用的双星。由于它们可以包含一颗具有高吸积率的大质量白矮星，它们被认为是可能的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先。在共生双星中，有些系统包含Mira供体，其轨道周期可以为几十年甚至更长。这类共生星由于它们之间的距离很大，通常不被认为是有希望的Ia超新星祖先。我们分析了一个研究得很好的共生星与Mira供体，V407 Cyg的演化。我们表明，标准演化模型预测该系统不会成为Ia型超新星。然而，通过简单地增加一个风洛希叶溢出作为一个质量转移模式，我们预测，在V407天鹅座的白矮星将达到40-200百万年的卡拉塞卡极限。
2018-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extending Common Envelope Simulations from Roche Lobe Overflow to the Nebular Phase
我们用光滑粒子流体动力学程序Phantom模拟了一颗0.88-M $_{\odot}$、90-R $_{\odot}$、红巨星分支星和一颗0.6-M $_{\odot}$、紧凑伴星的共包络相互作用，从罗氏瓣溢出阶段开始到自调节内旋开始，使用了三种不同的分辨率。罗氏瓣溢出相的持续时间取决于分辨率，并且随着分辨率的增加而延长，超过观察到的$\sim$ 20年，而螺旋相和后共包络分离在很大程度上与分辨率无关。通过拉格朗日点的传质速率驱动的洛希瓣溢流阶段的轨道演化，分析预测。绝对传质速率取决于分辨率，但总是在分析值的数量级内。类似地，模拟中的重力阻力接近于解析近似。这让我们相信模拟接近现实。在罗氏瓣溢出期间观察到的$L_2$和$L_3$流出物仍然结合，形成了一个环双星盘，该盘在很大程度上被共同的包络喷出所破坏。然而，一个较长的阶段洛希叶溢出和较弱的共同信封喷射典型的一个更稳定的二进制可能会导致幸存的环双星盘。最后，我们研究的密度分布所产生的相互作用的模拟，包括或省略罗氏瓣溢出的阶段。我们的结论是，罗氏瓣相位的稳定程度可能会调制随后的行星状星云的形状，解释了广泛的后共同信封行星状星云的形状观察。
2018-09-07 astro-ph.SR
Binary Evolution: Roche Lobe Overflow and Blue Stragglers
蓝离散星起源的主要机制之一是当其中一个伴星充满其洛希瓣时发生的质量转移。在本章中，我们概述了通过罗氏瓣溢出的质量传递的理论理解：分类，施主和吸积体如何在不同的时间尺度上响应质量传递（绝热响应，平衡响应，超绝热响应，随时间变化的响应），对于不同类型的包络（对流和辐射）。这些反应，以及如何自由的过程中的假设，讨论了随后的质量转移的稳定性。通过罗氏瓣溢出的传质理论的预测，然后简要地与观察到的质量传递系统与简并和非简并捐助者进行比较。最后，我们讨论的情况下，质量转移和原始的双星可能是负责蓝离散形成通过罗氏瓣溢出，以及如何可以提高蓝离散形成的球状星团。
2014-06-13 astro-ph.SR
The orbital periods of subdwarf B binaries produced by the first stable Roche overflow channel
具有主序星伴星的长轨道周期亚矮星B（sdB）被认为是稳定洛希叶溢出（RLOF）的产物，最近的观测对这种情况提出了挑战。在这里，我们代表了一个系统的研究结果的轨道周期分布的sdB二进制在这个通道中使用详细的二进制演化计算。我们发现，观测到的轨道周期分布的长周期sdB双星可以很好地解释这种情况。此外，我们发现，如果sdB星的祖先有初始质量低于氦闪光质量，从稳定的RLOF产生的sdB双星遵循一个独特的质量-轨道周期的关系，对于一个给定的金属丰度$Z$ ;增加轨道周期从$\sim 400$到$\sim 1100$ \，d对应于增加质量的sdB星从$\sim 0.40$到$\sim 0.49\,M_\odot$的$Z=0.02$。我们认为，最长的sdB双星（轨道周期为$> 1100$ \，d）可能是大气RLOF的结果。如果sdB星的质量能够被精确地确定，那么质量-轨道周期关系就可以通过观测来检验，例如：from asteroseismology星震学.利用这一关系，我们修正了第一稳定RLOF通道产生的sdB双星的轨道周期分布，得到了Han等（2003）的最佳拟合模型，发现轨道周期在830 d附近有一个峰值.
2013-06-14 astro-ph.SR
A statistical view on stable and unstable Roche lobe overflow of a tertiary star onto the inner binary in triple systems
在紧凑的恒星三重系统中，演化的第三恒星可以溢出内部双星周围的洛希瓣。随后，第三恒星可以以稳定的方式将质量转移到内部双星，或者罗氏瓣溢出（RLOF）可能不稳定并导致共同包络（CE）演化。在后一种情况下，内部的双星进入第三恒星的扩展包层，并朝着捐赠者的核心盘旋，可能导致合并或喷射。虽然对单个系统进行了详细研究，但缺乏对三重RLOF的各种结果的综合统计视图。在这里，我们进行了10^5紧三元组的人口合成模拟，自洽地考虑到恒星演化，二元相互作用和引力动力学。还包括稳定三重传质的长期发展和三重CE发展的处方。虽然简单，忽略流体动力学效应，这些处方允许定性统计研究。我们发现，三重RLOF发生在~0.06%的三重，与~64%导致稳定的传质，和~36%的三重CE演变。三重CE最常见（~76%）是一个或多个合并在短时间内连续，最有可能是两个主序星的内部双星合并。三重CE的其他结果是二元+单一系统（约23%，其中大部分不涉及交换相互作用）和稳定的三重（约1%）。我们还估计了三重RLOF后涉及白矮星合并的Ia型超新星的发生率，但只发现了微不足道的贡献。
2022-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Quasi-Roche lobe overflow state in the evolution of Close Binary Systems containing a radio pulsar
我们研究了由一颗正常的中等质量施主星和一颗中子星组成的密近双星系统的演化。我们考虑模型，包括辐射反馈和蒸发。这些非标准成分深刻地改变了这些二元体的传质阶段。虽然忽略辐照反馈的模型经历连续的、长期的传质事件，但包括这些效应的模型经历了许多传质和分离的循环。在质量转移过程中，系统应该表现为低质量X射线双星（LMXB），而当分离时，它们表现为射电双星。我们发现，在这些阶段辐照模型是在罗氏波瓣溢出（RLOF）状态或准RLOF状态。类RLOF星的半径比它的洛希瓣稍小。值得注意的是，这些条件是达到轨道周期和捐助者的质量值在相应的范围内的家庭的二进制无线电双星被称为“redbacks”。因此，红背伴星应该是准RLOF星。我们表明，红背系统PSR J1723-2837的特点占这些模型。在每一个质量转移周期中，这些系统应该从LMXB切换到时间尺度为\sim百万年的二元射电脉冲星状态。然而，最近有越来越多的证据表明，系统在更短的人类时间尺度上切换。这应该与中子星周围吸积盘的不稳定性和/或射电抛射有关，仍然要包括在具有准RLOF状态作为一般条件的模型中。
2014-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The first ultracompact Roche lobe-filling hot subdwarf binary
我们报告发现的第一个短周期的双星中，一个热的亚矮星（sdOB）填充其洛希叶，并开始质量转移到它的同伴。该天体是在一项名为“茨维基瞬变设施”的专门高节奏银河平面调查中发现的，其周期为$P_{\rm orb}=39.3401(1)$ min，是目前已知的最紧凑的热亚矮星双星。光谱观测结果与中间He-sdOB恒星一致，有效温度为$T_{\rm eff}=42,400\pm300$ K，表面重力为$\log(g)=5.77\pm0.05$。高信噪比的GTC+HiPERCAM光变曲线主要由sdOB星的椭球形变形和吸积盘对sdOB的蚀。我们推断一个低质量的热亚矮星施主的质量为$M_{\rm sdOB}=0.337\pm0.015$ M $_\odot$和一个白矮星吸积体的质量为$M_{\rm WD}=0.545\pm0.020$ M $_\odot$。理论双星模型表明，当$2.5-2.8$ M $_\odot$恒星在穿越赫兹斯普林隙时失去了它的包络线时，在一个共同的包络线阶段形成了热的亚矮星。为了匹配其当前的$P_{\rm orb}$，$T_{\rm eff}$，$\log(g)$和质量，我们估计后共同包络周期$P_{\rm orb}\approx150$分钟，并发现sdOB星目前正在进行氢壳燃烧。我们估计，热亚矮星将成为一个白矮星与厚氦层的$\approx0.1$ M $_\odot$和将合…
2020-02-04 astro-ph.SR
Rejuvenated accretors have less bound envelopes: Impact of Roche lobe overflow on subsequent common envelope events
共包层演化是恒星演化中的一个重要问题，对包含引力波源的致密双星的形成至关重要。在“经典”孤立双星演化的双紧凑对象的情况下，CE通常是第二个质量转移阶段。因此，CE的施主星是先前双星相互作用的产物，通常是稳定的罗氏瓣溢出（RLOF）。由于在第一个RLOF期间的质量吸积，吸积星的主序星核增长并“恢复活力”。这修改了核心-包络边界区域，并显著降低了剩余演化的包络结合能。比较吸积星从自洽的二进制模型的恒星演化为单一的，我们表明，再生可以降低所需的能量，以喷射CE由$\sim 42-96\%$黑洞和中子星的祖先，这取决于演化阶段和最终的轨道分离。因此，经历第一次稳定的质量转移的双星可能更容易在随后的CE事件中幸存下来，并导致可能更广泛的最终分离相比，目前的预测。尽管它们的质量很高，但我们的吸积物也经历了延长的“蓝环”，这可能对低金属量恒星星族和星震学产生观测后果。
2022-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Entering the Wind Roche Lobe Overflow realm in Symbiotic Systems
研究通过动态模拟探索共生系统中风吸积与潮汐力对轨道和吸积效率的影响，发现高质量白矮星和大质量 donor 系统达到钱德拉塞卡极限，且潮汐力导致轨道衰减。
2025-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind-driven angular momentum removal and X-ray ionization effects in Roche-lobe overflowing HMXBs
Hokkai-Gakuen University（北海学园大学）；University of Delaware（特拉华大学）
研究高质量X射线双星中恒星风与RLO流的动力学相互作用，用三维SPH模拟，发现无X射线电离时风影响吸积流，有电离时系统响应非单调，中等电离更具破坏性，为调节吸积流提供新机制。
2026-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical photometry of two transitional millisecond pulsars in the radio pulsar state
本文介绍了两颗过渡毫秒双星PSR J1023+0038和PSR J1227 $-$ 4853的ULTRACAM多波段光学光度测量结果。光变曲线显示出显着的不对称性的通量最大值在所有观察到的频带，这表明在系统中的加热的不对称源。我们使用Icarus二进制代码的光变曲线模型，使用模型与一个额外的“热点”加热贡献和各向异性的热再分布模型来处理的不对称性。我们的模型显示，在PSR J1023+0038和J1227 $-$ 4853中，都有罗氏瓣填充不足的伴星，罗氏瓣填充因子在$f \sim 0.82-0.92$范围内。虽然体积平均填充因子更接近于1，但tMSP的显著填充不足是出乎意料的，因为它们必须快速过度填充其罗氏叶以开始转移质量，这发生在数周或数月的时间尺度上。我们讨论的动机和有效性，我们的扩展模型和不足填充的罗氏瓣的影响，并建议今后的工作，以进一步调查的填充因子在tMSP循环中的作用。
2021-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Roche-lobe overflow in eccentric planet-star systems
许多巨大的系外行星在它们的洛希极限附近被发现，并且在轻微偏心的轨道上。在这项研究中，我们研究的命运，这样的行星，通过罗奇瓣溢出作为一个功能的物理特性的二元组件，包括离心率和旋转行星的椭圆度。我们使用一个直接的三体积分器来计算弹道极限下的质量损失轨迹，并研究可能的结果。我们发现三种不同的结果，通过拉格朗日点$L_{1}$转移的质量：（i）自我吸积的行星，（ii）直接影响恒星表面，（iii）磁盘周围的恒星形成。我们探索的参数空间的三个不同的制度，并发现，在低偏心率，$e\lesssim 0.2$，质量溢出导致磁盘形成的大多数系统，而更高的偏心率或逆行轨道的自吸积是唯一可能的结果。我们的结论是，假设经常在以前的工作中，当一个行星溢出其罗氏瓣，它很快被破坏和吸积的恒星是不总是有效的。
2017-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Time-Incremented Multiscale Evolution (TIME): A Code-Independent Method for Time-Domain 3D Hydrodynamics and its Application to Roche Lobe Overflow
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Department of Physics, North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学物理系）
提出一种交替进行高分辨率三维动态建模和快速演化建模的分段方法，实现自缩放可变时间分辨率，首次用VH-1进行网格基时域三维洛希瓣溢流模拟，发现M33 X-7的质量传输在f>~1.01时不稳定且完全守恒。
2026-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.comp-ph
Orbital Evolution of Neutron-Star -- White-Dwarf Binaries by Roche-Lobe Overflow and Gravitational Wave Radiation
我们研究了质量转移和引力波（GW）辐射对接触中子星白矮星（NS-WD）双星轨道演化的影响，以及空间GW探测器（例如，激光干涉仪空间天线，LISA;太极;天琴）。当WD分量充满其洛希瓣时，NS-WD双星成为接触双星，对于质量为0.05-1.4 Msun的WD，GW频率范围为0.0023 - 0.72 Hz。我们发现，一些高质量的NS-WD双星可能会经历不稳定的质量转移后直接合并。然而，大多数NS-WD双星可以避免直接合并，因为接触后的质量转移可以导致轨道演化的逆转。我们的模型可以很好地解释超紧凑X射线源4U 1820- 30的轨道演化。对于4U 1820- 30的4年观测，GW特征应变的预期信噪比（SNR）为~11.0/10.4/2.2（LISA/Taiji/Tianqin）。NS-WD双星GW频率的演化依赖于WD质量。质量大于4U 1820- 30的NS-WD双星预计将以显着更大的SNR检测。对于（1.4+0.5）Msun的NS-WD双星，一周观测的信噪比约为27/40/28（LISA/Taiji/Tianqin）。对于质量为（1.4+>~1.1）Msun的NS-WD双星，可以测量到GW频率和振幅的显著变化，从而有可能确定双星的演化阶段。在距离银河系边缘（~100 kpc）的地方，高质量的NS-WD双星仍然可以在SNR>~1的情况下被探测到。
2021-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolution of triples with a Roche-lobe filling outer star
三重星的演化在文献中并没有引起太多的关注，尽管它们的演化与双星和单星有很大的不同。三元组是很常见的，我们发现，在托科维宁目录中的太阳附近的多恒星系统的三元组中，大约有1%的第三恒星会在其演化的某个时候溢出其洛希叶，在任何内部恒星离开主序星之前。对于其中的两个系统，Xi Tauri和HD 97131，我们详细模拟了这一阶段的质量转移，在此期间，恒星演化，引力动力学和流体动力学都起着重要的作用。我们使用天体物理多用途软件环境（AMUSE）以自洽的方式解决这些物理过程。由此产生的演化、质量转移以及对内部和外部轨道的影响是深刻的，尽管预测质量转移阶段的最终结果和由此产生的系统的外观并不是微不足道的。
2013-09-05 astro-ph.SR
Quantifying Roche Lobe Overflow in the Formation of Merging Black Hole Binaries
本研究提出高分辨率建模洛希瓣渗溢系统的新方法，以M33 X-7为例揭示不同过满因子下的质量转移特性，给出相关参数关系与约束，为理解双黑洞前身天体的RLO动力学提供新依据。
2024-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic 3D Simulation of Roche Lobe Overflow in High-mass X-Ray Binaries
本文通过三维流体动力学模拟研究大质量X射线双星中 Roche 瓣溢出到双黑洞的过渡，提出新方法以高分辨率模拟，并应用于 M33 X-7，发现极端溢出为守恒不稳定转移，而 f=1.01 为非守恒稳定转移，挑战了现有前体假设。
2024-11-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
BLG723.31.34651 as an eclipsing Roche lobe-filling sdOB+WD binary
Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文学系）
本研究通过多波段测光与光谱观测，分析第四例充满洛希瓣的食双星 BLG723.31.34651，明确其由 sdOB 型热亚矮星与 WD 组成，揭示了光变与光谱相位变化的成因
2026-08-25 astro-ph.SR
From Hot Jupiters to Super-Earths via Roche Lobe Overflow
通过缓慢旋转的主恒星中的潮汐耗散，许多热彗星的轨道可能衰减到洛希极限。我们预计在大多数情况下，随后的传质将是稳定的。使用详细的数值计算，我们发现这种演变是相当迅速的，可能会导致完全删除的气体信封在几个Gyr，并留下一个暴露的岩石核心（“热超级地球”）。最后的轨道周期对行星的质量半径关系的细节以及辐射和光蒸发的影响非常敏感，但可能短至几小时，长至几天。我们的方案预测存在中等质量的行星（“热海王星”），这些行星应该精确地在它们的洛希极限处被发现，并且正在通过洛希瓣溢出而失去质量。开普勒观测到的小型单行星候选系统的过剩也可能是这一过程的结果。如果是这样的话，它们的宿主星的性质应该会跟踪热彗星的性质。此外，产生热彗星的系统数量可能比从当代观测中推断的要多2-3倍。
2014-08-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Size of the Emitting Region in the Magnetic Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
本文讨论了一种方法，用于确定一个双星系统的发射区的大小接近致密星的食的第二个，它填补了它的洛希瓣。常用的方法是用一个球体来模拟罗氏瓣，球体的“有效半径”与罗氏瓣的体积相对应。如果考虑到从致密星上看到的洛希瓣的角度尺寸，这种方法会导致半径高估4-6%。安德罗诺夫（Andronov，1992年）指出，洛希瓣在天球上的投影接近椭圆，并将这些尺寸作为质量比的函数制成表格。此外，他出版的系数近似类似的Eggleton（1983年）的“球对应于相同的体积”。我们比较了红矮星和白矮星投影的“圆+圆”、“椭圆+圆”和“椭圆+点”近似的结果。结果被应用到最近发现的食极CSS 081231：071126+440405。
2015-12-28 astro-ph.SR
Formation of Wind-Fed Black Hole High-mass X-ray Binaries: The Role of Roche-lobe-Overflow Post Black-Hole Formation
本文利用POSYDON代码研究风生黑洞高质量X射线双星的形成，发现黑洞形成后经历洛希瓣溢出阶段并发生高度保守吸积是解释黑洞高自旋的关键，且供体星质量分布对解释天鹅座X-1观测特性提出挑战。
2024-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot Subdwarf Formation: Confronting Theory with Observation
热亚矮星的形成仍然不清楚。单星和双星方案都被提出来解释这些位于水平分支极蓝端的演化恒星的性质。在过去十年中收集的观测证据显示，双星的比例很高，将焦点从单星转移到双星形成情景。共同的包层喷射、稳定的洛希瓣溢出和氦白矮星的合并似乎足以解释双星和剩下的单个热亚矮星的形成。然而，最新的和相当意外的观察挑战标准的二进制演化的场景。
2012-12-03 astro-ph.SR
Roche-lobe overflow systems powered by black holes in young star clusters: the importance of dynamical exchanges
我们已经运行了600 N体模拟的中等质量（~3500 Msun）的年轻星团（SC）与三种不同的金属丰度（Z=0.01，0.1和1 Zsun）。模拟包括恒星性质和恒星风对金属丰度的依赖。质量大于25 Msun的大质量恒星黑洞（MSBH）可以通过大质量贫金属恒星（Z<0.3 Zsun）的直接坍缩形成。我们专注于人口统计的黑洞（BH）双星进行质量转移通过罗氏瓣溢出（RLO）。我们发现，44%的二进制文件，经历了RLO阶段（RLO二进制文件）通过动态交换形成。通过交换形成的RLO二进制（RLO-EB）比RLO原始二进制（RLO-PB）由更大质量的BH提供动力。此外，RLO-EB倾向于比RLO-PB更晚地开始RLO阶段。在贫金属的SC（0.01-0.1 Zsun）中，所有RLO双星中的> 20%由MSBH提供动力。绝大多数由MSBH支持的RLO二进制文件都是RLO-EB。我们制作了模拟的RLO双星的光学色星等图，考虑了施主星和辐照的吸积盘的发射。我们发现，RLO-PB通常与蓝色的同行比RLO-EB。我们比较模拟的同行与观察到的同行的9个超亮X射线源。我们讨论了IC 342 X-1、Ho IX X-1、NGC 1313 X-2和NGC 5204 X-1由MSBH提供动力的可能性。
2014-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Voracious vortices in cataclysmic variables: II. Evidence for the expansion of accretion disc material beyond the Roche lobe of the accretor in HT Cassiopeia during its 2017 superoutburst
在我们早期的论文中，我们表明，在多年的观测过程中，矮新星HT Cas在其静止状态下的吸积盘半径没有显着变化。它一直保持较大，接近潮汐截断半径。这一结果与现代对爆发周期中圆盘半径演变的理解不一致。在这里，我们提出了一组新的HT Cas的时间分辨光谱，这些光谱是在2017年超级爆发期间获得的。我们使用多普勒层析成像映射系统中的发射结构，我们与那些检测到的静止。我们利用限制性三体问题的解重新讨论了HT Cas在静止时发射结构的位置和圆盘尺寸。超爆发光谱在外观上与静止光谱相似，尽管大部分发射线的强度降低。然而，高激发线显着加强与巴耳末线相比。许多谱线显示出宽发射和窄吸收分量的混合。超爆发时H $α$比平静时窄得多。其他发射谱线在爆发时也变窄，但没有H $α$那么窄。静止期的H $α$和爆发期的H $β$和HeI谱线的多普勒图主要由断层图像右侧的明亮发射弧所支配，该发射弧位于甚至超过理论截断极限。然而，大部分的H $α$排放在突出具有显着较低的速度。结果表明，HT Cas在其超爆发期间的吸积盘半径已经变热，但保持与静止时相同的大小。相反，我们在白矮星的洛希叶之外探测到了冷气体，这些气体可能是在超级爆发期间从热盘中排出的。
2020-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Roche-lobe filling factor of mass-transferring red giants - the PIONIER view
使用PIONIER访客仪器，结合了ESO甚大望远镜干涉仪的四个辅助望远镜的光线，我们精确测量了几个共生和相关恒星的直径：HD 352，HD 190658，V1261 Ori，ER Del，FG Ser和AG Peg。这些直径-在0.6到2.3毫弧秒的范围内-被用来评估质量损失巨星的洛希瓣的填充因子，并提供正在进行的质量转移的性质的指示。我们还提供了第一个光谱轨道的ER德尔，根据CORAVEL和HERMES/墨卡托观测。发现该系统有一个周期为5.7年的偏心轨道。在共生星FG Ser的情况下，我们发现直径在41天的过程中变化了13%，而HD 352的观测结果表明它在伸长。这两颗恒星的罗氏填充因子都接近于1，HD 190658也很可能是这种情况，而其他三颗恒星的罗氏填充因子都低于0.5-0.6。我们的观测揭示了干涉测量在研究相互作用的双星中的作用--我们结论中的主要限制是对物体的距离知之甚少。
2014-02-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Wind Roche-lobe overflow: Application to carbon-enhanced metal-poor stars
在星系晕中，碳增强贫金属星（CEMP）是非常贫金属星的一个重要组成部分。大多数CEMP星也富含s过程元素，这些元素通常在双星系统中发现。这表明碳的富集是由于过去从渐近巨星分支（AGB）恒星到低质量伴星的质量转移。二进制人口合成的模型是不能够复制所观察到的CEMP恒星的分数，而不调用非标准的核合成或初始质量函数的实质性变化。这被解释为模型中缺少物理成分的证据。最近的流体动力学模拟表明，有效的风的质量转移是可能的情况下，缓慢和密集的风典型的AGB星通过一种机制，称为风罗奇叶溢出（WRLOF），这是典型的邦迪-霍伊尔-利特尔顿（BHL）吸积和罗奇叶溢出之间。WRLOF对质量传递的吸积效率和双星系统的角动量损失有影响。这项工作的目的是了解WRLOF对CEMP星的总体影响。为了模拟人口的低金属丰度的二进制，我们结合了一个合成核合成模型与二进制人口合成代码。在这段代码中，我们实现了WRLOF机制。我们使用流体动力学模拟的结果来模拟WRLOF对吸积效率的影响，并且我们通过假设一个简单的处方来考虑角动量损失的影响。因此，我们的模型预测的CEMP星的数量增加了1.2-1.8倍，较早的结果，认为BHL处方。此外，产生更高的碳富集度，最终的轨道周期分布向更短的周期移动。
2013-02-18 astro-ph.SR
V1082-Sgr: A magnetic cataclysmic variable with a lobe-filling companion star
V1082 Sgr是一颗激变变星，其吸积光度高于$10^{34}$ erg s $^{-1}$，表明质量转移速率高于$10^{-9}M_{\odot}$ yr $^{-1}$。然而，它的K型伴星被认为是其洛希瓣（RL）的填充不足，使得高传质速率成为一个谜。在这项工作中，我们提出了一个可能的模型来解释这种差异。该系统被认为是一个中间极系统，它的K型伴星填充了它的RL。通过X射线连续谱拟合和Fe线通量比测量，估计白矮星的质量为$0.77\pm0.11M_{\odot}$。我们进行了数值模拟，以寻找可能的祖先系统。结果表明，一个在1 - 2天轨道上有1.5 - 2.5个$M_{\odot}$伴星（或在3.2 - 4.1天轨道上有1.0 - 1.4个$M_{\odot}$伴星）的双星，可以自然地演化成一个在0.86天轨道上有$\sim 0.55 \pm 0.11M_{\odot}$、Roche瓣填充伴星的激变变星。施主星的有效温度，质量转移速率，和派生的V带的幅度都与以前的观测结果是一致的。
2019-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind Roche-lobe Overflow in Low-Mass Binaries: Exploring the Origin of Rapidly Rotating Blue Lurkers
本文在 MESA 中引入风洛希瓣溢出吸积并考虑角动量转移，研究低质量宽双星，发现吸积星仅增约 2% 质量即可维持近临界自转，并能定性解释 M67 蓝色潜伏者的快速旋转、赫罗图位置和轨道周期。
2024-05-03 astro-ph.SR
Near-ultraviolet Transmission Spectroscopy of HD 209458b: Evidence of Ionized Iron Beyond the Planetary Roche Lobe
膨胀的热木星HD 209458 b是自系外行星特征描述开始以来研究得最好的天体之一。对这个系统在中红外和远紫外之间的透射观测揭示了行星低层大气中原子、分子和可能的气溶胶物种的特征，以及高层大气中逃逸的氢和金属。从HD 209458 b的近紫外（NUV）透射观测的再分析，我们检测到电离铁（Fe II）的吸收在100 A宽的范围内约2370 A，躺在超出行星洛希瓣。然而，我们没有检测到同样强的Fe II线的吸收，预计在2600 A左右。此外，我们没有发现中性镁（Mg I）、离子化镁（Mg II）或中性铁（Fe I）吸收的证据。这些结果避免了与Vidal-Madjar等人（2013）先前发现的理论模型的冲突，该模型检测到Mg I，但没有从同一数据集中检测到Mg II。我们的研究结果表明，流体动力学逃逸足够强大，可以携带像铁一样重的原子越过行星洛希瓣，即使是辐射比极端超热彗星（如WASP-12 b和KELT-9 b）少的行星。在HD 209458 b的上层大气中检测到铁而没有检测到镁，可以用一个模型来解释，在这个模型中，低层大气主要形成（因此，螯合）含镁的冷凝物，而不是铁冷凝物。这是目前的微物理模型所建议的。高层和低层大气之间不可分割的协同作用突出了结合探测两个区域的观测的价值。
2020-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
A New Model of Roche-lobe Overflow for Short-Period Gaseous Planets and Binary Stars
一些接近的气态系外行星几乎处于罗奇瓣接触状态，先前的研究表明，潮汐衰变可以在其宿主恒星的主序期间驱动热彗星接触。改进以前的模型，我们提出了一个修正的模型，在半分离的二元系统，采用了扩展的气氛周围的捐助者，并允许任意的质量比的传质。我们应用这种新的形式主义假设，确认，和候选行星系估计质量损失率和蒸发质量损失模型进行比较。对于热海王星来说，溢出可能是显著的，周期为$\sim$ 2天，而对于热海王星来说，它可能只在0.5天内是重要的。我们发现，CoRoT-24 b可能正在以超过地球质量的速度失去质量。热木星WASP-12 b可能在百万年内失去地球质量，而围绕T-Tauri恒星PTFO 8 -8695运行的假定行星可能在几百万年内失去其大气层。我们指出，伴随质量转移的轨道膨胀可能比以前认为的更有效，因为由宿主恒星吸积的气体从轨道中去除了系统的角动量，但简单的缩放参数表明，罗氏瓣溢出可能保持稳定。因此，最近发现的超短周期（$<$ 1天）的小行星可能不是热彗星/海王星的残留物。这里提出的新模型已被纳入恒星天体物理学实验模块（MESA）。
2016-12-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Common-Envelope Episodes that lead to Double Neutron Star formation
近距离的双中子星被观测为银河系的射电双星，而它们的合并则被探测为伽马射线暴和引力波源。在双中子星形成之前，它们在演化过程中至少经历了一次共包层事件。在过去的几十年里，人们做出了许多努力来了解共同包络相位的细节，但其计算建模仍然具有挑战性。我们提出并讨论了捐助者和二进制的性质，在发病的罗奇叶溢出，导致这些共同的信封情节快速二进制人口合成模型预测。这些属性可以用作初始条件的详细模拟的共同包络相。有三个独特的人口，分类的捐助者的进化阶段的时刻开始的罗奇叶溢出：巨大的捐助者与完全对流信封，冷捐助者与部分对流信封，热捐助者与辐射信封。我们还估计，标准的假设，潮汐不会循环这些系统的一大部分，由罗奇瓣溢出的发病。这使得研究和理解偏心传质系统的双中子星人口有关。
2020-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Conditions for accretion disc formation and observability of wind-accreting X-ray binaries
我们探讨了各向异性风驱动对密近双星中黑洞吸积性质的影响。我们特别关注线驱动风，这是常见的高质量X射线双星。在密近双星系统中，来自伴星的潮汐力可以以两种不同的方式改变风的结构。一个是由于有效地面重力较弱而使风终极速度减小。另一个是由于重力暗化而导致的质量通量的减少。我们将这些影响纳入所谓的CAK理论在一个简单的方式和调查的风绕吸积器的轨道尺度上的流动。当Roche瓣填充因子为$\gtrsim0.8$-0.9时，自然形成了一个类似于风Roche瓣溢出的聚集吸积流，但这只是在考虑速度降低的情况下才发生的。流的形成对于引入足够的角动量以在黑洞周围形成吸积盘是必要的。引力暗化效应减少了吸积角动量的数量，但不足以阻止圆盘的形成。基于这些结果，我们预计有一个离散的步骤，在高质量X射线双星的可观测性取决于是否施主罗氏瓣填充因子是低于或高于$\sim$ 0.8-0.9。
2021-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of Ba stars : impact of wind Roche lobe overflow and circumbinary disk in shaping the orbital parameters
针对钡星e-log P分布未解问题，本研究用含环双星盘、WRLOF等更新的BINSTAR模型模拟其前身星演化，解释了部分轨道参数形成机制，但短周期钡星仍需公共包层演化补充。
2025-04-15 astro-ph.SR
The final fates of close hot subdwarf - white dwarf binaries: mergers involving He/C/O white dwarfs and the formation of unusual giant stars with C/O-dominated envelopes
最近，由热亚矮星和白矮星组成的一类充满罗奇瓣的双星系统被发现，它们的周期为亚小时。目前，这颗炽热的次矮星正处于壳层氦燃烧阶段，并将其剩余的薄氢包层转移到它的白矮星伴星上。随着热亚矮星的继续演化，预计它会脱离，留下一个低质量的C/O核心白矮星，具有厚的He层。然后，在$\sim 10$ Myr的时间尺度上，引力波辐射将再次使系统接触。如果质量转移不稳定，导致合并，并且没有触发灾难性的热核爆炸，它会产生一个以C/O为主的包层，但仍然富含He，足以支持R Corona Borealis的壳燃烧阶段。我们提出了这个阶段的演化计算，并讨论其对残余白矮星冷却的潜在影响。
2021-08-05 astro-ph.SR
The Unseen Population of F to K-type Companions to Hot Subdwarf Stars
我们提出了一种方法来选择热的亚矮星与A到M-型同伴使用光度选择标准。我们涵盖了广泛的波长范围相结合的GALEX紫外数据，光学测光从SDSS和嘉士伯子午线望远镜，近红外数据从2MASS和UKIDSS。我们构建了两个免费的样本，一个是通过匹配GALEX，CMC和2MASS，以及一个更小，但更深的样本使用GALEX，SDSS和UKIDSS。在这两种情况下，都发现了大量的亚矮星和主序星的复合候选星，我们用复合模型拟合了它们的光谱能量分布，从而估算了亚矮星和伴星的有效温度以及它们到每个系统的距离。亚矮星的有效温度分布主要在20，000 - 30，000 K范围内，但我们也发现了较冷的亚矮星候选者，约占5%-10%。最常见的伴星光谱类型是F0和K0之间的主序星，而具有M型伴星的亚矮星似乎要少得多。这是一个非常有效的第一个稳定的罗氏瓣溢出通道，似乎产生了大量的次矮星与F到K型的同伴。因此，我们的样品支持的重要性，亚矮星形成的二元演化。
2012-05-30 astro-ph.SR
Limiting the accretion disk light in two mass transferring hot subdwarf binaries
研究对两个预测含吸积盘的短周期热亚矮双星进行高分辨光谱、偏振及$O-C$计时分析，未发现吸积盘或确凿轨道衰减，并给出通量与偏振上限。
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral observations of X Persei: Connection between H-alpha and X-ray emission
我们提出了在1999 - 2018年期间获得的Be/X射线二进制X Per的光谱观测。利用新的和已发表的数据，我们发现，在“盘上升”的膨胀速度的拱星盘是0.4 - 0.7公里/秒。我们的研究结果表明，在最近几十年的光盘半径显示共振截断光盘的共振10：1，3：1，和2：1的证据，而最大光盘的大小是大于罗氏瓣的主要和小于最近的方法的中子星。我们发现H-α发射线的等效宽度（$Wα$）和X射线通量之间存在相关性，当$15 \: Å\: < Wα\le 40 \: Å$。相关性可能是由于风洛希瓣溢出。
2019-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing Binary Population Synthesis Models with Hot Subdwarfs
双星相互作用的模型已经成功地解释了场热亚矮星（sdB）在短周期系统中的起源，但较长周期的系统，形成从现在的sdB到它的同伴通过罗什瓣溢出（RLOF）质量转移已经得到较少的关注。我们将初始双星映射成包括sdBs和主序星的现今双星，区分“可观测”的sdBs和“隐藏”的sdBs。我们的目标是找出（1）现有的sdB星表是否是理论预测的所有类型的sdB双星的足够公平的样本;或者（2）预测的大隐藏人口是否要求构建新的星表，也许使用宽场成像调查，如2 MASS，SDSS和Galex。我们还报告了一个试点研究，以确定隐藏的次矮星，使用2 MASS和GALEX数据。
2009-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Common Envelope Evolution Outcome -- A Case Study on Hot Subdwarf B Stars
共包络演化（CEE）物理在双星系统的形成中起着重要的作用，如恒星引力波源、脉冲星双星和Ia型超新星。在大规模巡天和引力波探测器时代，精确约束的CEE变得更加重要。我们使用绝热质量损失模型来探索施主的总能量如何作为剩余质量的函数而变化。这提供了一种更自洽的方法来计算供体的结合能。为了比较，我们还通过积分从核到表面的总能量来计算结合能。CEE的结果受到总能量守恒的约束，在这一点上，两个组件的半径收缩回他们的罗氏瓣。我们将我们的结果应用到142热亚矮星双星。对于较短的轨道周期sdBs，结合能是高度一致的。对于我们的样品中较长的轨道周期sdBs，结合能可以相差高达2倍。CE效率参数$β_\mathrm{CE}$在最终轨道周期$\log_{10} P_{\mathrm{orb}}/\mathrm{d} > -0.5$变得小于$α_\mathrm{CE}$。我们还发现质量比$\log_{10} q$和CE效率参数$\log_{10} α_{\mathrm{CE}}$和$\log_{10} β_{\mathrm{CE}}$在sdB中线性相关，类似于De Marco等人（2010）对后AGB双星的研究。
2022-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population Synthesis of Hot Subdwarfs: A Parameter Study
包含一颗热亚矮星（sdB）和一颗主序星伴星的双星可能在过去发生过相互作用。这个双星群体在历史上帮助确定了我们对双星恒星演化的理解。我们已经计算了一个网格的二进制人口合成模型使用不同的假设氦点火的最小核心质量，信封的结合能，共同的信封喷射效率，质量和角动量的量在稳定的质量传递过程中损失，并在红巨星分支和Hertzsprung间隙稳定的质量传递的标准。这些参数单独和一起可以显著改变整个预测的sdB群体。尽管如此，几个不同的参数集可以重现所观察到的sdB +白矮星和sdB + M矮双星，这已被用来限制这些参数在以前的研究中的子群体。sdB +早期F矮双星的周期分布提供了一个更好的测试不同的质量转移方案的恒星，填补他们的罗氏瓣的红巨星分支。
2011-12-29 astro-ph.SR
Formation of the Double Neutron Star System PSR J1930$-$1852
最近发现的双中子星（DNS）系统PSR J1930 $-$ 1852的自旋周期（185 ms）和周期导数（$1.8\times10^{-17}\,\rm s\,s^{-1}$）表明该脉冲星通过罗氏瓣溢出过程温和地再循环。这个系统在已知的DNS系统中有最长的轨道周期（45天），如果氦星的初始质量是$ \lesssim 4.0M_{\odot} $，它可以由氦星-NS双星形成;否则氦星永远不会填满它的罗氏瓣\citep{t15}。在超新星爆发的那一刻，氦星的质量是$ \lesssim3.0M_{\odot} $。我们发现，赋予新生中子星的速度反冲的概率分布在$30 \,\rm km\,s^{-1}$附近有一个最大值（在$ 260 \,\rm km\,s^{-1}$附近有一个尾部），表明这颗中子星很可能在出生时接受了一个低的反冲速度。
2015-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Composite hot-subdwarf binaries -- I. The spectroscopically confirmed sdB sample
热亚矮星-B（sdB）在长周期双星被发现是在偏心轨道上，即使目前的双星演化理论预测这些对象的罗什叶溢出（RLOF）的发病前被circularised。为了增加我们对RLOF阶段双星相互作用过程的理解，我们开始了一项长期的观测活动，以研究宽sdB双星。在这篇文章中，我们提出了一个复合二进制sdB的样本，和9个这样的系统的频谱分析的结果。采用网格搜索恒星参数（GSSP）程序计算了冷伴星的大气参数。为了交叉检查我们的结果，也描述了热的次矮星，我们使用了独立的XTgrid代码，它采用Tlusty非本地热力学平衡模型来推导大气参数的sdB分量和凤凰合成光谱的冷同伴。独立的GSSP和XTgrid代码被发现显示出良好的协议，在文献中的大气参数的三个测试系统。根据伴星的自转速度，估计了RLOF阶段的吸积质量和该阶段的最小持续时间。结果表明，在次矮星形成过程中，向伴星的质量传递是最小的。
2017-08-24 astro-ph.SR
Phases of Mass Transfer from Hot Subdwarfs to White Dwarf Companions and Their Photometric Properties
一颗热亚矮星B（sdB）和一颗轨道周期小于2-3小时的白矮星（WD）组成的双星系统可以在引力波的作用下接触，并在sdB停止核燃烧并收缩成为WD之前将质量从sdB星转移到WD。在这一类别中观察到的系统的不断增长的类的动机，我们研究在这些系统中的传质阶段。我们发现，由于剩余的外部氢信封占了一个sdB星的半径的很大一部分，sdB星可以花大量的时间（$\sim$ 10亿年）转移这少量的材料在低速率（$\sim 10^{-10}$ - $10^{-9}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）过渡到一个阶段，其中大部分的他转移在更快的速率（$\gtrsim 10^{-8}\ M_\odot\,\rm yr^{-1}$）之前。因此，这些系统花费了令人惊讶的时间与罗奇填充sdB捐助者在轨道周期长于与他的明星模型没有信封的范围。我们预测，包络转移阶段应该是可检测的椭圆形调制的罗奇填充对象与$P_{\rm orb}=30$ - $100$ min和$T_{\rm eff}=20{,}000$ - $30{,}000$ K搜索，许多（$\geq$ 10）这样的系统可能会被发现在银河系平面后，占红。我们还认为，这些系统中的许多可能会经历一个阶段，他的转让相匹配的签名AM CVn系统，一些AM CVn系统与年轻的恒星人口可能从这个通道下降。
2021-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first massive compact companion in a wide orbit around a hot subdwarf star
本研究依托盖亚卫星数据发现首颗拥有大质量致密伴星的宽轨道热B型亚矮星，证实伴星为白矮星或中子星，提出sdB星形成新通道，或为新型Ia型超新星前身原型。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accuracy of the component mass estimation methods in LMXB
BH LMXB中光学星质量的模拟分布与观测分布之间存在不匹配。BH LMXB中的伴随质量在0.1 - 1.6 $M_{\odot}$的质量范围内，峰值在0.6 $M_{\odot}$。标准的演化方案要求施主质量分布峰值至少为$\sim 1\, M_{\odot}$，以喷射出黑洞祖先的大质量包层。光学恒星质量测定方法的不完善可能导致这种差异。对两种常用的真实洛希瓣填充星的畸变源近似进行了检验。一方面，光学星近似为球形，充满了真实的洛希瓣。我们在精确计算了Roche瓣填充光学星光谱中CaI $λ6439.075 \, Å$吸收剖面的基础上，测试了吸收线的旋转展宽。在球状星模型中，对投影赤道自转速度$V_{rot} \sin i$估计过高，相应地，对质量比$q=M_x/M_v$估计过低。另一方面，将一个真实的充满洛希瓣的星近似为具有均匀局部轮廓和线性临边变暗规律的盘则更为粗糙。在这种情况下，对投影赤道旋转速度$V_{rot} \sin i$的高估为$ \sim 20\%$。这种对$V_{rot} \sin i$的高估可导致在高的$q=M_x/M_v$值下对质量比$q=M_x/M_v$的显著低估。$q$的精化值不影响黑洞的质量，但光学星的质量缩小了1.5倍。因此，BH LMXB中光学星的质量必须向下修正，尽管这与标准的演化情景相矛盾。
2016-12-15 astro-ph.SR
IGR J17480-2446: a new class of accreting binaries?
最近在低质量X射线双星（LMXB）中发现了长周期、低磁场的双星，这对标准的演化假设提出了挑战。这些磁星的磁场强度与毫秒磁星（$\sim 10^8 - 10^9$ G）相当，但它们的周期至少要长一个数量级。我们讨论的起源，这类新的类内的LMXB形成的标准图片和IGR J17480-2446的情况下，我们的结果。在最小冷却方案的框架下，通过考虑不同吸积率对Roche瓣溢出过程的影响，数值研究了双星系统的磁热演化。我们发现，除了标准的毫秒星，长周期低磁场星也应该预期作为一个可能的结果的二进制演变，这取决于在罗奇瓣溢出的吸积率的强度。特别是，我们认为IGR J17480-2446属于这一类新的对象。
2014-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting atmospheric Roche lobe overflow in symbiotic binaries
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（超新星国际中心（ICESUN），云南省超新星研究重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Physics, University of Alberta（阿尔伯塔大学物理系）；London Institute of Stellar Astrophysics（伦敦恒星天体物理学研究所）；University of Oxford, St Edmund Hall（牛津大学圣埃德蒙学堂）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）
研究共生双星中大气洛希瓣溢流能否延长质量传输阶段并调和理论与观测。通过在\texttt{MESA}中实现框架并计算白矮星-巨星双星网格，对比结果与观测系统，该框架解释了许多共生双星的长期稳定性。
2026-07-02 astro-ph.SR
Hot subdwarf stars observed in Gaia DR2 and LAMOST DR5
结合Gaia DR 2和LAMOST DR 5，我们在光谱上识别了924颗热亚矮星，其中32颗星表现出强烈的双线复合光谱。通过将LAMOST观测数据与Tlusty/Synspec非LTE合成光谱拟合，我们测量了892颗非合成光谱热亚矮星的有效温度$T_{\rm eff}$、表面重力$\log\,g$、氦丰度$y=n{\rm He}/n{\rm H}$和径向速度。我们在$T_{\rm eff}-\log\,g$图中用我们的氦丰度分类方案列出了四个不同的组，在$T_{\rm eff}-\log(y)$图中列出了两个几乎平行的序列。利用LAMOST视向速度和Gaia弛豫和自行计算了747颗$(G_{BP}-G_{RP})_{0}<-0.36$等亚矮星的三维银河系空间运动和轨道。根据$U-V$速度图、$J_{z}-$偏心率图和银河系轨道，我们导出了银河系的粒子数分类和四个热亚矮星氦群在晕、薄盘和厚盘中的分数分布。与双星星族合成计算（Han 2008）的预测比较表明，具有$\log(y)\ge0$的富氦热亚矮星来自双氦白矮星合并，具有$-2.2\le\log(y)<-1$的贫氦热亚矮星来自共同包层喷射，具有$\log(y)<-2.2$的贫氦热亚矮星来自稳定的洛希瓣溢出通道。晕中含有$-1\le\log(y)<0$和$\log(y)\ge0$的富氦热亚矮星的相对数量是Zhang等人预测的两倍多…
2019-06-22 astro-ph.SR
Evolving Low- and Intermediate-Mass Binaries: Departures from Classical Theory
BLU-ULB (Brussels Laboratory of the Universe), Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学宇宙布鲁塞尔实验室）
本文探讨低质量及中等质量双星系统的演化机制，重点介绍挑战经典理论的新机制，包括罗奇洛夫理论的重新评估、质量与角动量交换模型以及潮汐耗散理论的进展。
2026-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
FQ Circini: An Ordinary Nova with a High-mass B1 V(n)(e) Companion Whose Decretion Disk Transfers Mass to the White Dwarf via Roche-Lobe Overflow
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Variable Stars South, Royal Astronomical Society of New Zealand（南半球变星，新西兰皇家天文学会）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆天体物理学系）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope（南非大型望远镜）；University of Southern Queensland（南昆士兰大学）；Vatican Observatory Research Group, University of Arizona（亚利桑那大学梵蒂冈天文台研究组）
FQ Cir是一颗普通新星，其高质量B1 V(n)(e)伴星通过脱壳盘罗奇洛夫溢流向白矮星转移质量，发现了一种新的吸积模式，且其无法成为Ia型超新星。
2026-02-10 astro-ph.SR
Hot subdwarf B stars with neutron star components II: Binary population synthesis
内容：亚矮B星在早型星系的恒星演化、星震学和远紫外辐射等方面具有重要的作用，因而在观测和理论上得到了广泛的研究。理论上曾预言银河系中存在有中子星（NS）伴星的sdBs，但至今尚未发现。这是该领域的一个难题。在以前的研究中（以下简称论文I），我们通过建立模型网格研究了由主序星和NS双星组成的sdB+NS双星的形成通道，但尚不清楚这些由主序星和NS双星组成的双星是如何形成的。目的：系统地研究sdB+NS双星从其原始零龄主序星的形成过程。我们以这种方式弥合了我们以前研究留下的差距。我们得到了sdB+NS双星的统计布居特性，并为观测工作提供了一些指导。研究方法：我们首先使用赫尔利的快速双星演化代码BSE将10^7个原始双星演化到NS+MS、NS+赫兹弹簧间隙（HG）恒星和NS+巨枝（GB）恒星双星的伴星刚刚填满它们的洛希叶的程度。接下来，我们将这些二进制文件注入到我们在论文I中开发的模型网格中，以获得sdB+NS种群的属性。我们采用了两个处方的NS natal踢。选择不同的共包线引射效率值来考察共包线演化对结果的影响。结论：大多数sdB+NS双星位于银河系盘，RV半振幅较小。具有大RV半振幅的SdB+NS双星预计是强GWR源，其中一些可能在未来被LISA探测到。
2019-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitor of a type Ia supernova with a short delay time?
HD 49798/RXJ 0648.0 -4418是唯一已知的由一颗热亚矮星和一颗大质量白矮星（M=1.28+/-0.05 Msun）组成的X射线双星。这个系统的轨道周期为1.55天，是一个共同的包层演化的结果，最有可能是一对初始质量约为8-10 Msun的恒星。当处于氦燃烧阶段的热亚矮星再次膨胀并充满其罗奇瓣时，增强的质量转移可以迅速使已经很大的白矮星超过阿拉塞卡极限。可能的最终命运，无论是Ia型超新星爆炸或吸积引起的崩溃，是特别有趣的，鉴于高转速的这颗恒星，它具有最短的自旋周期（13秒）观察到的白矮星。
2011-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Cool Close Binaries -- Rapid Mass Transfer and Near Contact Binaries
[摘要]我们在近接触双星（NCB）的观测特性上测试了冷密近双星的演化模型。那些有更大质量的成分填充洛希瓣的是SD 1双星，而在SD 2双星中，洛希瓣填充成分的质量较小。我们的进化模型假设，罗氏瓣溢出后，更大的组件（捐助者），发生质量转移，直到质量比逆转。在质量均衡之前，在质量传递的初始阶段中的二进制被识别为SD 1二进制。我们表明，转移的质量形成一个赤道隆起周围的质量较小的组件（吸积体）。它的存在减缓了质量转移速率的值所确定的热时间尺度的吸积器，一旦隆起伸出以上的洛希瓣。这意味着，在一个（典型的）质量比为0.5的双星中，SD 1相持续的时间至少是忽略这种影响的标准进化计算结果的10倍。这就是为什么我们观察到如此多的SD 1二进制文件。我们的解释是在矛盾的预测，确定SD 1阶段与热弛豫振荡模型的断接触阶段。持续的质量传递，经过质量均衡，导致质量比逆转。SD 2二进制文件在此阶段进行标识。我们的模型预测，SD 1和SD 2阶段的时间尺度是相互可比的。对22个SD 1双星、27个SD 2双星和110个接触双星观测结果的分析表明，两种类型的NCB的相对数量有利于质量传递两个阶段的相似时间尺度。SD 1和SD 2双星的总质量、轨道角动量和轨道周期彼此难以区分，但它们与CB的相应参数有很大差异。我们的结论是，分析结果完全支持本文提出的模型。
2014-03-10 astro-ph.SR
Eta Carinae's historical light curve: evidence for cyclic Roche lobe overflow from the primary star
Instituto de Astr., Geofísica e Ciências Atmosf. da USP（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Escola de Ciências e Tecnologia, Universidade Federal do Rio Grande do Norte（北里奥格兰德联邦大学科学与技术学院）；Instituto Nac. de Pesq. Espaciais/MCTI（国家空间研究院/科技部）；Instituto de Astrofísica de La Plata (CCT La Plata - CONICET/UNLP)（拉普拉塔天体物理研究所（拉普拉塔中心-阿根廷国家科学研究委员会/拉普拉塔国立大学））；Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理实验室）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）
本研究利用HST观测校准地基光度数据，分离海山二恒星核心与星云的V波段流量，发现大振幅轨道光变曲线，证实主星存在周期性洛希瓣渗溢，并解释了相关光度特征的成因。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
