The Dynamical Roche Lobe in Hierarchical Triples
洛希瓣形式主义描述了从一个恒星到另一个恒星的质量转移。我们开发了一个扩展到层次的三元组，考虑的情况下，一颗恒星捐赠质量的同伴，这本身就是一个二进制。L1点随着内双星的旋转而移动，洛希瓣随着内双星的周期而脉动。因此，质量转移的特征可能与内双星的轨道周期有关。对于某些系统参数，脉冲罗氏瓣可以驱动高速率的传质。经历这种类型的质量转移的系统包括那些由最终将合并的紧凑物体组成的内部双星系统，以及Ia型超新星的祖先。
2019-03-27 astro-ph.HE
Entering the Wind Roche Lobe Overflow realm in Symbiotic Systems
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Facultad de Ciencias de la Tierra y el Espacio, Universidad Autónoma de Sinaloa（西那罗亚自治大学地球与空间科学学院）；SECIHTI - Instituto de Física y Matemáticas, Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo（米却肯圣尼古拉斯德伊达尔戈大学物理与数学研究所）
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
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
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
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
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
Wind Roche lobe overflow in high mass X-ray binaries : a possible mass transfer mechanism for Ultraluminous X-ray sources
超亮X射线源（ULX）具有如此高的X射线亮度，以至于长期以来人们认为它们正在吸积中等质量的黑洞。然而，一些ULX已经显示出周期性的调制和相干脉动，暗示着一颗中子星在围绕恒星伴星的轨道上，并以超爱丁顿速率吸积。在这封信中，我们提出，ULX中的质量转移可以定性地与超巨星X射线双星（SgXB）中的质量转移相同，来自供体恒星的风高度朝向紧凑的物体。由于恒星并没有填满它的洛希瓣，这种被称为“风洛希瓣溢出”的质量传递机制即使在大质量比下也能保持稳定。基于来自光谱观测和建模的恒星风的现实加速度剖面，我们计算风的体积运动来评估被紧凑物体捕获的恒星质量流出的分数。我们确定的轨道和恒星条件的SgXB传输质量的速率匹配的期望ULX，并表明，从SgXB到ULX光度水平的过渡是渐进的。这些结果表明，一个高的恒星洛希瓣填充因子是不必要的漏斗大量的材料进入洛希瓣的吸积物。大的恒星质量损失率，例如M101 ULX-1中的沃尔夫-拉叶星或NGC 7793 P13中的晚期B 9超巨星，足以导致高束风和显着增强的质量转移率。
2018-10-30 astro-ph.HE
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
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
Explosions in Roche-Lobe Distorted Stars: Relativistic Bullets in Binaries
本文研究双星系统中洛希瓣畸变恒星内的点爆炸气体动力学，发现梨形恒星爆炸会产生指向和背离伴星的相对论性弹丸，并讨论了其对引力波源和观测特征的影响。
2023-10-31 astro-ph.HE
Accretion disc by Roche lobe overflow in the supergiant fast X-ray transient IGR J08408-4503
超巨星快X射线瞬变（SFXT）是具有超巨星伴星和可能的中子星的X射线二元系统，它显示出快速（$\sim 10^3$ s）和高变异性，动态范围高达$10^{5-6}$。由于它们的极端性质，它们被认为是测试吸积模型的最有价值的实验室之一。最近，从光学观测中获得了这类成员IGR J 08408 -4503的轨道参数。我们使用这些信息，加上X射线观测从以前的出版物和新的结果，从X射线和光学数据收集的INTEGRAL和本工作中提出的，研究吸积机制在工作中IGR J 08408 -4503。我们发现，致密天体轨道的高偏心率和施主星的大尺寸意味着近星点附近存在罗氏瓣溢出（RLO）。也有可能是施主星的光球层外层的一部分在近天体通过期间从拉格朗日点$L_2$丢失。在此基础上，我们讨论了IGR J 08408 -4503在吸积盘存在下的耀斑变率。我们指出，IGR J 08408 -4503可能不是唯一的SFXT与吸积盘由RLO燃料。这些发现为SFXTs中的吸积机制开辟了一个新的场景，因为到目前为止，它们中的大多数都是基于球对称吸积的假设。
2019-10-08 astro-ph.HE
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 Underfilling of the Secondary Star in PSR J102347.6+003841?
PSR J102347.6+003841是一颗射电脉冲星，自转周期为1.69毫秒，轨道周期为4.75小时。独特的是，它经历了来自伴星的短暂吸积：它在从X射线双星到孤立毫秒射电脉冲星的演化轨迹中占据重要地位。在这里，我们提出了一个光谱研究，该系统显示晚型吸收功能相匹配的G2V星。我们发现半振幅为$286 \pm 3$ kms $^{-1}$，最佳拟合轨道周期为0.1980966（1）天。我们将这些测量与光学测光相结合，这表明第二颗星可能在15%到20%之间未填满其洛希瓣。我们在2 $σ$水平上弱约束中子星的质量为$\leq$ 2.2 M $_\odot$。我们还讨论了在我们的模板减去，平均光谱的H $α$发射线的可能来源。最后，我们提出并讨论了新的光学测光的J1023在最近爆发的系统。
2015-07-28 astro-ph.HE
A new class of Roche lobe-filling hot subdwarf binaries
我们目前的发现，第二个双星与罗氏叶填充热亚矮星转移质量的白矮星（WD）的同伴。这个56分钟的二进制文件是使用Zwicky Transient Facility的数据发现的。光谱观测揭示了一颗He-sdOB恒星，有效温度为$T_{\rm eff}=33,700\pm1000$ K，表面重力为$log(g)=5.54\pm0.11$。GTC+HiPERCAM的光变曲线主要由He-sdOB恒星的椭球形变形所控制，并显示了He-sdOB被吸积盘所食以及WD的弱食。我们推断出$M_{\rm sdOB}=0.41\pm0.04$ M $_\odot$的He-sdOB质量和$M_{\rm WD}=0.68\pm0.05$ M $_\odot$的WD质量。弱食意味着WD的黑体温度为$63,000\pm10,000$ K，半径为$R_{\rm WD}=0.0148\pm0.0020$ M $_\odot$，这与预期的WD如此高的温度相同。He-sdOB星可能正在经历氢壳燃烧，并将继续以$10^{-9} M_\odot {\rm yr}^{-1}$的速率为$\approx1$ Myrs转移质量，这与WD的高温度一致。热的亚矮星将变成WD，系统将在$\approx30$ Myrs合并。我们认为，银河系的红化可能会偏向于优先发现罗氏瓣填充系统在短暂的壳燃烧阶段的发现。使用红化校正的样品进行的研究应该揭示出…
2020-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Roche Lobe-filling hot Subdwarf and White Dwarf Binary: possible detection of an ejected common envelope
由一颗热的次矮星和一颗吸积的白矮星（WD）组成的双星是低频引力波辐射的来源，如果WD质量足够大，它们可能是Ia型超新星的祖先。在这里，我们报告了已知的第三颗此类联星的发现：它由一颗热亚矮星O（sdO）星和一颗WD组成，轨道周期为3.495小时，轨道在6年内收缩0.1秒。sdO星过度填充其洛希瓣，并可能通过吸积盘将质量转移到WD。从光谱，我们得到的有效温度为$T_{\mathrm{eff}}=54\,240\pm1\,840$ K和表面重力$\log{g}=4.841\pm0.108$的sdO星。从光变曲线分析，我们获得$M_{\mathrm{sdO}}=0.55$ ${\mathrm{M_{\odot}}}$的sdO质量和$q=M_{\mathrm{WD}}/M_{\mathrm{sdO}}=0.738\pm0.001$的质量比。此外，我们估计，磁盘的半径为$\sim 0.41R_\odot$和厚度为$\sim 0.18R_\odot$。这颗双星的起源可能是一个共同的包层喷射通道，其中sdO星的前身可能是一颗RGB星，或者更可能是一颗早期的AGB星; sdO星随后将演化成WD星，并与WD伴星合并，可能形成R CrB星。该天体光谱中的突出特征是强烈的Ca H&K线，这些线被$\sim$蓝移200 km/s，可能来自最近喷出的共同包层，我们估计双星系统中残留的CE物质的密度为$\sim…
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Geometric Crisis in Cygnus~X-3: Limitations of Wind-Fed Accretion and the Case for Roche-Lobe Overflow
George Washington University（乔治华盛顿大学）
天琴座X-3的几何危机源于风喂式吸积的局限，通过混合罗奇领溢流模型解释其X射线调制和铁线特征。
2026-11-02 astro-ph.HE
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
X-ray observation of the Roche-lobe filling white dwarf plus hot subdwarf system ZTF J213056.71+442046.5
ZTF J213056.71+442046.5是最近发现的一小类致密双星的原型，由一颗白矮星和一颗充满其罗奇瓣的热亚矮星组成。它的轨道周期只有39分钟，是这类天体中已知最短的。高轨道倾角（i=86度）和存在吸积盘的证据已经从其光学光度和光谱数据的详细建模中推断出来。我们报告了2021年1月7日进行的XMM-牛顿观测的结果。通过光学监测器清楚地检测到ZTF J213056.71+442046.5，其显示在UV波段（200-400 nm）中的周期性变化，具有与在较长波长处观察到的类似的光曲线。尽管白矮星的吸积速率估计为10^{-9} M_sun/yr，但EPIC仪器没有探测到X射线，在0.2-12 keV的光度范围内，极限值为~10^{30} erg/s。我们讨论了可能的解释缺乏一个强大的X射线发射从这个系统。
2022-04-19 astro-ph.HE
Evolutionary Increase of the orbital Separation and Change of the Roche Lobe Size in SS433
基于SS433长期测光监测，本文测得其轨道周期增长速率，并通过非保守质量转移模型约束质量比与黑洞质量，阐明轨道间距及洛希瓣大小的演化。
2023-05-11 astro-ph.HE
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
Exploring mass transfer mechanisms in symbiotic systems
本研究基于主导传质机制划分共生系统参数空间的两类区域，通过分析375组白矮星与供体星的参数组合，明确了风洛希瓣渗溢与BHL模式各自主导的间距条件，揭示了共生系统的传质规律。
2025-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bridging Roche Lobe Overflow and micro-TDEs: The Runaway Evolution of Eccentric Mass Transfer in Star-Black Hole Binaries
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao-Tong University（上海交大李政道研究所）；Department of Physics, College of Sciences, Shanghai University（上海大学理学院）；Department of Astronomy, Center for Astrophysics and Planetary Science, Cornell University（康奈尔大学天文学系天体物理学与行星科学中心）
通过SPH模拟研究太阳类似星与10倍太阳质量恒星级黑洞在偏心轨道上的质量传输，揭示了两种演化路径：失控瓦解（产生超爱丁顿吸积流和快速X射线/紫外或蓝色/光学暂现）和稳定质量传输（产生重复准周期耀发）。
2026-06-03 astro-ph.HE
Roche Accretion of stars close to massive black holes
在本文中，我们考虑的罗氏吸积在极端质量比螺旋（EMRI）的双星系统形成的一颗恒星绕一个巨大的黑洞。最终的目标是探测黑洞的质量和自旋，并从由此产生的准周期信号中提供强场区域中的广义相对论的测试。在吸积开始之前，恒星轨道被假定为圆形和赤道，并由于引力辐射而收缩。在相对论范围内，给出了新的螺旋时间和辐射反作用力矩的拟合公式。如果吸入的恒星在黑洞的最内稳定圆轨道（ISCO）之外充满了它的洛希瓣，气体将通过内拉格朗日点（L1）流向黑洞。给出了洛希瓣所包围体积的相对论插值公式。如果这种质量转移发生在一个比热时间尺度快但比动力学时间尺度慢的时间尺度上，那么恒星将以螺旋形的方式演化，并且在大多数情况下，将从黑洞后退，同时填充其洛希瓣。我们计算了在相对论区域中，不同类型恒星的轨道周期和质量转移率将如何通过“罗氏演化”而变化。我们设想质量流最终撞击吸积盘，在那里它形成一个围绕黑洞的热点，并可能最终用恒星轨道频率调制光度。这种调制的可观测性进行了讨论，随着一个可能的解释，在X射线发射的RE J1034+396的间歇1小时的周期。
2011-10-13 astro-ph.HE
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
Mass Transfer from Giant Donors
对流巨施主双星质量传递的稳定性问题是现代天体物理学中的一个悬而未决的问题。现有的方法预测巨人本身的质量损失的响应之间存在显着的差异，以及在罗氏瓣溢出的传质速率。在这里，我们表明，在超绝热层中的复合能起着重要的，迄今未解释的作用，他施主的响应质量损失，特别是其亮度和有效温度。我们改进的光学厚喷嘴的方法，通过$L_1$计算传质速率，使我们能够发展一个实质性的罗氏波瓣溢出的二元系统。我们提出了一个新的，强化的传质不稳定性的标准，它的基础上是否捐助者的经验溢出通过其外部拉格朗日点。我们发现，与新的标准，如果捐助者有一个发达的外对流信封，临界初始质量比，一个二进制将通过保守的质量转移稳定发展变化从$1.5$到$2.2$，这是以前认为的两倍左右。在对流包层较浅的欠发达巨星中，这个临界比率可能更大。当对流包层仍在增长时，特别是对于大质量施主的大多数情况，临界质量比从辐射施主的临界质量比逐渐减小到这个值。
2015-03-19 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
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
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
Pre-Common-Envelope Mass Loss from Coalescing Binary Systems
双星系统经历不稳定的洛希叶溢出溢出气体进入其周围的环境，因为它们的轨道衰减到合并。在本文中，我们使用了一套流体动力学模型的合并双星涉及一个扩展的施主和一个更紧凑的吸积。我们专注于不稳定的洛希叶溢出结束时，在一个共同的信封阶段的开始时，在信封内的捐助者的吸积暴跌的时期。在这一阶段，物质从供体中被移除并被抛到环双星环境中。在很宽的范围内的二进制质量比，我们发现，从罗氏极限的捐助者的原始半径的分离减少驱逐的质量是的顺序的25%的吸积体的质量。我们研究了这个喷出物的运动学和它对二进制属性的依赖性，发现它组装成一个环形的circumbinary分布。这些环联星环面具有近似恒定的比角动量，这是由于从轨道联星发射的螺旋激波的动量传输。我们表明，这些环面属性的分析模型捕捉到了我们的水动力模拟的方位平均配置文件的许多主要功能。我们的研究结果，特别是简单的吸积体质量和驱逐质量之间的关系及其空间分布，可能是有用的解释恒星合并瞬态发光红新星，并在初始化流体动力学模拟随后的共同信封阶段。
2020-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray orbital modulation of a white dwarf accreting from an L dwarf: The system SDSS J121209.31+013627.7
在XMM-牛顿观测的双星SDSS J121209.31+013627.7，由一个白矮星和一个L矮星，我们检测到X射线轨道调制作为吸积的证据，从亚星伴星到磁性白矮星。通过对X射线光变曲线的模拟，我们约束了系统的几何形状（倾角、磁角和极帽角），并由X射线的光度（~ 3 × 10^（29）erg/s）导出了质量吸积率为3.2 × 10^（-14）M_sun/yr。通过对L型矮星的X射线研究发现，亚恒星施主上的日冕驱动的风的数量级太弱，无法解释观测到的吸积速率，而L型矮星的半径与其罗氏瓣（0.1 R_sun）相当，使得罗氏瓣溢出可能是该系统的吸积机制。
2017-01-11 astro-ph.HE 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
Black Hole X-ray Transients: The Formation Puzzle
银河系中有19个已确认的BH双星。其中16个是X射线瞬变，拥有一个~5-15 Msun BH和一个Roche瓣溢出的低质量伴星。伴星质量大多在0.1-1 Msun质量范围内，峰值在0.6 Msun。这些系统的形成被认为涉及一个共同的包络阶段，由BH祖先启动，预计是一颗大于20 Msun的大质量恒星。人们意识到，对于一个低质量的伴星来说，喷出一个巨大的黑洞母体外壳可能是非常有问题的。它援引了这样的建议，即一个中等质量的伴星蒸发了包层，然后被罗奇瓣溢出撕碎，变成了目前的低质量。但这产生了另一个问题;热模型和观察到的冷的低质量施主之间的温度不匹配。最后，被认为是磁制动的罗氏瓣溢出的主要驱动因素似乎并不遵循任何理论计算模型。提出了一些想法来解释这个难题的各个部分;前主序供体性质，磁制动的替代方法和共同的包络能量被重新审视。我们测试了各种建议和模型，以表明到目前为止还没有全面的解决方案。我们认为，共同的包络物理是不是至关重要的理解BH瞬态物理性质，但可能会影响显着的形成率。我们的失败最有可能表明，无论是目前的低质量恒星和磁制动的演化模型是不现实的，或BH瞬变的固有人口是从观察到的很不一样。
2014-05-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
An X-Ray and Optical Light Curv Model of the Eclipsing Symbiotic Binary SMC3
一些演化为Ia型超新星的双星包括在演化后期演化为共生超软X射线源的长周期双星。然而，在白矮星（WD）表面具有稳定氢燃烧的共生星非常罕见，其X射线特征也不为人所知。SMC3就是这样一个罕见的例子，也是理解共生星演化为Ia型超新星的关键对象。SMC 3是一颗食共生双星，由一颗巨大的WD和一颗红巨星（RG）组成，在小麦哲伦星云中的轨道周期为4.5年。长期的V光变曲线的变化被复制为轨道变化的照射RG，其大气填充其罗氏瓣，从而支持的想法，RG供应物质的WD的速度足够高，以保持稳定的氢燃烧的WD。我们还提出了一个日食模型，其中WD周围的X射线发射区域几乎完全被RG肿胀的罗氏瓣上的拖尾侧，虽然它总是被一个长的螺旋形尾巴的中性氢周围的轨道平面部分掩盖。
2012-11-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eccentricities of millisecond pulsars with intermediate-mass progenitors
Racah Institute of Physics, The Hebrew University（雷卡物理学院，希伯来大学）
通过解析模型和数值计算，研究了中等质量恒星在洛希瓣稳定溢出过程中形成的毫秒脉冲星-白矮星双星的偏心率，发现偏心率对包层质量不敏感，解释了CO白矮星与低质量氦白矮星偏心率相似的原因。
2026-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Gravitational Wave Radiation of Eccentric Neutron Star-White Dwarf Binaries on the Periodic Activity of Fast Radio Burst Sources
通过考虑引力波辐射的影响，重新讨论了快速射电暴源周期活动的偏心中子星-白矮星双星模型。在该模型中，WD在近星点处充满其Roche瓣，并发生从WD到NS的质量传递。吸积的物质可以破碎，并到达NS的episodically，导致通过曲率辐射的多个爆发。因此，由于角动量守恒，WD可能被踢走。为了启动下一次传质，WD必须通过GW辐射重新填充其罗氏波瓣。在这种情况下，周期性活动是否能够出现取决于三个时间尺度，即，轨道周期$P_{\rm orb}$、待再填充的罗氏瓣的时标$T_{\rm GW}$以及对应于每个质量传递过程的所有情节事件的时间跨度$T_{\rm frag}$。只有当两个条件$T_{\rm GW} \gtrsim P_{\rm orb}$和$T_{\rm frag} < P_{\rm orb}$都满足时，周期性活动才会显现出来，周期应该等于$P_{\rm orb}$。在这种精神下，周期性活动更有可能出现相对较长的时间（$P_{\rm orb} \gtrsim$几天）。因此，FRB 180916和121102是被声称表现出周期性活动的仅有的两个源，它们都对应于相对较长的周期是合理的。
2022-03-12 astro-ph.HE
Identifying the formation mechanism of redback pulsars
我们分析了包含一颗中子星的密近双星系统的演化过程，这种演化导致了红背双星的形成。最近有一些关于这种系统的起源和红券的形成机制的争论可能仍然被认为是一个悬而未决的问题。我们表明，强蒸发机制的操作，从施主星成为完全对流的时刻开始（或者从吸积诱导坍缩形成中子星开始），产生施主质量和轨道周期在对应于施主明显小于其罗氏瓣的红背范围内的系统，即，它们具有低填充因子（低于$0.75$）。假设辐射反馈的发生，可以建立红背散射模型。他们已被证明在他们达到供体质量和轨道周期对应的redbacks的时代，并保持在准罗氏瓣溢出条件与{ \it高}填充因子进行循环传质。我们表明，如果辐射反馈发生和无线电喷射抑制进一步吸积到中子星后的第一个质量转移周期，redback系统功能{ \it高}填充因子。我们建议，填充因子应被视为一个有用的工具，用于区分这些红背形成机制。我们比较理论结果与现有的观测，并得出结论，观测往往有利于模型具有高填充因子。
2020-02-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultra-stripped supernovae and double neutron star systems
双中子星（DNS）系统的近轨道祖先双星演化导致超剥离星的超新星（SN）爆发。SN喷出物质量的数量是非常有限的，从这样的，或多或少，裸露的金属核心与信封质量只有0.01-0.2 Msun。小SN喷出物质量和相关的小NS踢的可能性的组合是非常重要的结果DNS系统留下的特性。在这里，我们讨论的DNS系统的理论预测，根据情况BB罗氏瓣溢出之前，超剥离SNE，并简要地与观察比较。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population synthesis of AX J1745.6-2901 X-ray nova type binaries with rapidly decreasing orbital periods
中子星低质量X射线双星（LMXB）AX J1745.6-2901被探测到轨道周期异常快速地减小。在标准模型中，轨道周期的减小速率超过了所有提取角动量过程的贡献。利用SCENARIO MACHINE程序对中子星与X射线新星的总体合成进行了研究，探讨了这类双星的可能形成和演化。如此接近的LMXB应该经历一个前共同的信封阶段，其中低质量主序星的磁场可以显着放大。计算表明，光学伴星的磁星风可以有效地提取双星系统的角动量，并产生AX J1745.6-2901和黑洞LMXB的轨道周期导数.所需磁场感应的估计值如下：$B_\textrm{d}\approx 400$ G（AX~J1745.6-2901）、$B_\textrm{d}\approx 1500$ G（KV UMa）、$B_\textrm{d}\approx 400$ G（A0620-00）、$B_\textrm{d}\approx 1800$ G（Nova Muscae）。我们成功地再现了目前观测到的这种异常中子星X射线新星的丰度，并计算了磁制动参数$λ_\textrm{MSW}$（Roche瓣填充星为$0.8-0.6$，部分Roche瓣填充双星为$0.4-0.15$）的适当值。
2022-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
GW170817: A Neutron Star Merger in a Mass-Transferring Triple System
GW170817的光变曲线是令人惊讶的蓝色和明亮。假设事件是一个双中子星合并，我们认为，蓝色和亮度的光变曲线是喷出物，其中包含了大量的热能的结果。为了实现这一点，喷出物必须在距离合并相当远的地方（1到2000个太阳半径）重新加热，以避免能量损失到绝热冷却。我们表明，如果合并发生在一个分层的三重系统中，外层恒星已经发展并填满了洛希瓣，这种再加热可能会发生。外层恒星为内层双星提供质量，形成环双星盘，驱动内层双星合并。由于外层恒星充满了洛希瓣，因此相当大一部分动态喷出物与演化的恒星碰撞，在此过程中重新加热喷出物。我们认为，在分层的三重星系中的质量传递过程倾向于形成共面的三重星系，如PSR J0337+1715，并可能提供电磁对应的二元黑洞合并。
2017-10-16 astro-ph.HE
A Neutron Star-White Dwarf Binary Model for Repeating Fast Radio Burst 121102
本文提出了一个快速射电暴（FRB）中继器的紧凑双星模型，该系统由一颗磁性白矮星（WD）和一颗具有强双极磁场的中子星（NS）组成。当WD充满其罗氏瓣时，将通过内拉格朗日点从WD向NS发生质量传递。吸积的磁化物质在接近NS面时会触发磁重联，从而使电子加速到超相对论速度。在这种情况下，沿NS磁场线运动的电子的曲率辐射可以解释FRB的特征频率和时间尺度。由于角动量守恒，WD可能在一次爆发后被踢走，下一次爆发可能在系统通过引力辐射再次变成半脱离时出现。通过比较我们的分析与观察，我们表明，这种间歇性罗氏波瓣溢出机制可以负责观察到的重复行为FRB 121102。
2016-05-09 astro-ph.HE
Combining (post-)Newtonian ideas with quasi-equilibrium (QE) sequence analysis for black hole-neutron star (BHNS) gravitational wave events
本文提出与GW200105和GW200115参数相符的黑洞-中子星准平衡模型，结合FUKA框架与后牛顿洛希瓣分析，发现中子星在到达最内稳定圆轨道前可能已填满洛希瓣并发生灾难性质量转移，从而提出中子星的第三种命运。
2025-07-12 astro-ph.HE gr-qc
Nature of the Extreme Ultraluminous X-ray Sources
在这个概念验证研究中，我们证明了在一个二元系统中，质量可以以极高的速率向一个吸积致密物体转移。如果转移的质量被有效地转换为X射线亮度（忽略经典的爱丁顿极限），或者如果X射线被聚焦成窄束，那么双星可以形成极端的ULX源，其X射线亮度Lx>10^42 erg/s。例如，Lasota和King认为已知最亮的ULX（HLX-1）是一个规则的双星系统，有一个相当低质量的紧凑物体（恒星起源的黑洞或中子星）。预测的形成效率和具有非常高的质量传递速率的双星的寿命是足够大的，以解释所有观察到的极端X射线光度系统。这些系统不仅限于具有恒星起源的黑洞吸积器的双星。值得注意的是，我们还发现了具有中子星的这类天体。通常情况下，一个10兆太阳的黑洞由一个巨大的（10兆太阳）赫兹弹簧能隙施主提供能量，罗氏瓣溢出率为10^-3兆太阳/年（2600 MEdd）。对于中子星系统，典型的施主是演化的低质量（2 Msun）氦星，其洛希瓣溢出率为10^-2 Msun/yr。我们的研究并没有证明任何特定的极端ULX是一个规则的双星系统，但它表明任何ULX，包括最明亮的那些，可能是双星生命中的一个短暂阶段。
2015-07-31 astro-ph.HE
Probing the Masses and Radii of Donor Stars in Eclipsing X-ray Binaries with the Swift Burst Alert Telescope
质量供体和致密天体的物理参数都可以被约束在具有明确日食的X射线双星中，正如我们对风馈超巨星X射线双星（SGXB）IGR J16393-4643，IGR J16418-4532，IGR J16479-4514，IGR J18027-2016和XTE J1855-026的调查所揭示的那样。利用轨道周期和开普勒第三定律，我们可以用半径、倾角和质量之和来表示食半角。脉冲定时和径向速度曲线可以给出施主和致密天体的质量，就像“双线”双星IGR J18027-2016和XTE J1855-026的情况一样。IGR J16393-4643、IGR J16418-4532、IGR J16479-4514、IGR J18027-2016和XTE 1855-026的月食半角分别为15（+3，-2）、31.7（+0.7，-0.8）、32 +/- 2、34 +/- 2和33.6 +/- 0.7度。在风馈系统中，不超过罗氏瓣尺寸的初级提供了系统参数的上限。在IGR J16393-4643中，发现B 0 V或B 0 -5 III的光谱类型与日食持续时间和罗氏瓣一致，但先前在IGR J16418-4532和IGR J16479-4514中提出的施主星与罗氏瓣大小不一致。光谱类型为O7.5 I或更早的恒星是可能的。对于IGR J18027-2016，供体星的质量和半径介于18.6- 19.4 $M_\odot$和1…
2015-06-10 astro-ph.HE
Viscous timescale in high mass X-ray binaries
内容：发现低质量X射线双星的功率密度谱具有很低的频率突变，低于该频率时，功率密度谱近似为白噪声结构，而在较高频率时，功率密度谱近似遵循$P_ν\propto ν^{-1.3}$定律。目的：2005年，Gilfanov和Arefiev研究了$10^{-8}-10^{-1}$ Hz频率范围内持久性LMXB的X射线变化，为了确定高质量X射线双星的功率密度谱是否具有相似的性质，以及低质量X射线双星的发现是否也适用于高质量双星，我们分析了Rossi X射线定时探测器的全天监视器产生的高质量X射线双星源的时间序列。方法：利用自相关函数的余弦变换，获得了高质量X射线双星的功率密度谱。结果：我们确定了七个源的断裂频率，即OAO 1657-415，SS 433，Vela X-1，SMC X-1，4U 1700-377，GX 301-2和LMC X-1。OAO 1657-415、SS 433、SMC X-1和LMC X-1等源相对于轨道频率（$f_{break}/f_{orbit}$）的归一化突变频率与Roche瓣溢出系统的突变频率一致。然而，其他高质量X射线双星系统船帆座X-1、GX 301-2和4U 1700-377具有较大的破裂频率比$f_{break}/f_{orb} $，这表明粘性时间较短。这些都是风吸积源，系统中的恒星风只允许形成短半径的圆盘。因此，我们定性地区分的罗氏瓣溢出双星风吸积系统…
2011-02-21 astro-ph.HE
SWIFT J1749.4-2807: A neutron or quark star?
本文研究了一颗具有X射线食的吸积毫秒脉冲星SWIFT J1749.4 $-$ 2807（以下简称J1749），并尝试用各种方法对该双星系统进行限制，包括Roche瓣的限制、主序星和白矮星伴星的质量-半径关系以及脉冲星的实测质量函数。计算是基于伴星的半径已经达到洛希半径（或90%）的假设，但脉冲星的质量并没有被假设为某个值。我们的结果如下。伴星应该是MS，当半径等于Roche半径时，我们有质量为$M\simeq 0.51 M_{\odot}$、半径为$R_{\rm c}\simeq 0.52R_{\odot}$、倾角为$i\simeq 76.5^{\circ}$的伴星;当半径达到Roche半径的90%时，我们有$M\simeq 0.43M_{\odot}$、$R_{\rm c}\simeq 0.44R_{\odot}$和$i\simeq 75.7^{\circ}$。我们还得到了J 1749，$M_{\rm p}\simeq 1M_\odot$的质量，并得出结论：如果旋转模不稳定性的临界频率与开普勒不稳定性的临界频率之比大于$\sim 0.3$，则该脉冲星可能是夸克星。相对较低的脉冲星质量（约为$\sim M_\odot$）也可能挑战毫秒脉冲星起源和演化的传统循环方案。本文所提出的结果有望通过未来的观测进行检验。
2010-07-19 astro-ph.HE
