Orbital and spin periods of the candidate white dwarf pulsar ASASSN-V J205543.90+240033.5
ASASSN-V J205543.90+240033.5被Kato（2021，arXiv：2108.09060）认为是一颗白矮星脉冲星。我们获得了时间分辨的测光结果，并确定轨道和自旋周期分别为0.523490（1）d和0.00678591（1）d = 9.77分钟。这些值加强了该对象与AR Sco的相似性。我们估计自旋脉冲的强度比AR Sco小3.6倍。
2021-09-09 astro-ph.SR
Evidence for bimodal orbital separations of white dwarf-red dwarf binary stars
我们提出了一个径向速度调查的结果，20白矮星加M矮双星选择作为一个后续的\textit{Hubble Space Telescope}的研究，旨在空间解决可疑的双星。我们的候选者是从用\textit{Hubble}在空间上无法分辨的目标列表中选取的。我们已经确定了其中16个紧凑型双星候选者的轨道周期。周期分布在0.14 ~ 9.16d之间，峰值在0.6d附近。因此，原始样本包含两组双星，宽轨道（$\approx100-1000$ \，au）和近轨道（$\lesssim1-10$ \，au），在$\approx10-100$ \，au范围内没有发现系统。这一观察证据证实了人口模型预测的双峰分布，也与以前的研究结果相似。我们发现没有二元周期的月份到年的范围内，支持后共同信封演变的情况。我们的一个目标WD 1504 +546是一个周期为0.93d的食双星。
2019-01-26 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 astro-ph.SR
Evolutionary and pulsational properties of ultra-massive white dwarfs. The role of oxygen-neon phase separation
超大质量的富氢白矮星（WD）恒星在经历超渐近巨星分支（SAGB）阶段演化时，可能具有半简并碳燃烧产生的氧/氖核。预计这些恒星在到达鲸鱼座ZZ域时会结晶。我们发现，结晶导致氧和氖的相分离的核心超大质量WD，这显着影响的脉动特性，从而提供了一个独特的机会来研究结晶的过程，并推断在WD星的核心化学成分。
2018-12-14 astro-ph.SR
PTF1 J085713+331843, a new post common-envelope binary in the orbital period gap of cataclysmic variables
本文报道了帕洛玛瞬变工厂发现的一颗新的食后共包络分离白矮星红矮星双星PTF 1 J 085713 +331843的发现和分析。在多个轨道周期上进行的ULTRACAM多色测光显示了一个具有深平底主食和强烈反射效应的光变曲线。相位分辨光谱显示广泛的巴耳末吸收线从DA白矮星和相位依赖的巴耳末发射线上的红矮星的照射侧起源。DA白矮星的温度是$T_\mathrm{WD} = 25700 \pm 400\,$ K，红矮星的光谱类型是M3-5。结合光变曲线和径向速度变化的模型，得出白矮星质量为$M_\mathrm{WD} = 0.61^{+0.18}_{-0.17}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{WD} = 0.0175^{+0.0012}_{-0.0011}\, \mathrm{R_{\odot}}$，红矮星质量为$M_\mathrm{RD} = 0.19^{+0.10}_{-0.08}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{RD} = 0.24^{+0.04}_{-0.04}\, \mathrm{R_{\odot}}$。该系统要么是一个分离的激变变星，要么是在接近其当前轨道周期的共同包络相出现的。在$\sim70\,$ Myr中，这个系统将成为周期间隙中的灾难性变量。
2017-04-18 astro-ph.SR
The High-Order-Multiplicity of Unusually Wide M-dwarf Binaries: Eleven New Triple and Quadruple Systems
极宽双星系统中的M型矮星非常罕见，因此可能有着与在野外发现的单星或近距离双星不同的形成过程。在本文中，我们寻找一个新的样本的36个极宽的M-矮双星，覆盖的光谱类型范围的M1至M5和600 - 6500 AU的分离范围的密切的同伴。我们发现了10个新的三重系统和一个新的四重系统。我们仔细考虑了选择效应，包括自行，星等限制，在SDSS中的近距离双星的检测，以及其他样本偏差。偏差校正后的高阶多重星系分数为45%（+18%/-16%），四重星系的偏差校正发生率<5%，两者在统计上都与更常见的密近M矮星多重星系相一致。几乎所有被发现的伴星都与它们的主星有相似的质量，尽管有两个质量很低的伴星，包括一颗候选的褐矮星，被发现的距离相对较大。我们发现，接近二进制分离分布是强烈的峰值朝向<30 AU的分离。有轻微的显着证据表明，高阶M-矮星多重性与结合能和总质量的变化。我们还发现了2-sigma证据，表明在我们的调查中，对于最宽的目标，高阶倍数分数意外增加，对于分离度高达2000 AU的系统，高阶倍数分数为21%（+17%/-7%），而对于分离度> 4000 AU的系统，高阶倍数分数为77%（+9%/-22%）。这些结果表明，最宽的M-矮双星系统需要更大的质量才能形成或生存。
2010-07-21 astro-ph.SR
GALEX J194419.33+491257.0: An Unusually Active SU UMa-Type Dwarf Nova with a Very Short Orbital Period in the Kepler Data
我们研究了开普勒公开数据中的背景矮新星KIC 11412044，并将其与GALEX J194419.33+491257.0进行了确认。这个天体是一个非常活跃的SU UMa型矮新星，平均超周期约为150天，频繁的正常爆发间隔为4-10天。该天体显示出强烈的轨道变化持续信号，周期为0.0528164（4）d（76.06分钟），在超级爆发期间，具有典型周期为0.0548 d的超级驼峰。大多数超级爆发都伴随着前兆爆发。所有这些特征对于这个非常短的轨道周期来说都是不寻常的。我们成功地探测到了超峰的演化阶段（A阶段超峰），并获得了0.141（2）的质量比，这对于这个轨道周期来说是非常高的。我们认为，不寻常的爆发性能是这种高质量比的结果。我们怀疑，这个对象是一个成员的最近公认的类激变变量（CV）与剥离核心演变的中学正在朝着AM CVn型CV。目前的测定的质量比使用阶段A的超级驼峰，使第一种情况下，在这样的系统。
2014-03-03 astro-ph.SR
A Phenomenon Resembling Early Superhumps in a New SU UMa-Type Dwarf Nova with a 2-Hour Orbital Period
本文研究Kepler/K2发现的轨道周期2小时的新SU UMa型矮新星K2BS5，发现其超级爆发峰值出现类似WZ Sge型早期超级驼峰的双波振荡，并讨论该现象对两类矮新星分类的干扰。
2023-09-21 astro-ph.SR
WD0837+185:the formation and evolution of an extreme mass ratio white dwarf-brown dwarf binary in Praesepe
在质量比太阳大的恒星周围的近轨道（<3AU）中，褐矮星伴星的数量惊人且无法解释，这与恒星和行星伴星的频率形成鲜明对比。虽然罕见且相对短暂，但这些系统以白矮星-棕矮星双星的形式留下了可检测的进化终点，这些残留物可以提供对其母系统出生和死亡的独特见解。我们提出了一个密切的发现（轨道间距~0.006 AU）亚恒星的伙伴，一个大规模的白矮星成员的Praesepe星团。利用星团的年龄和白矮星的质量，我们将白矮星的祖先恒星的质量限制在3.5 - 3.7 Msun（B9）的范围内。白矮星的高质量意味着亚恒星伴星一定是在晚渐近巨星分支（AGB）时被B星的外壳吞没的。因此，系统的初始分离为~2 AU，共同包络演化将分离降低到其当前值。初始和最终的轨道分离使我们能够约束的共同包络效率（α）和结合能参数（λ）的AGB星的α λ~3的组合。我们研究了各种形成的情况，并得出结论，亚恒星物体是最有可能已被捕获的白矮星的祖先在早期的生活集群，而不是在原地形成。
2012-10-02 astro-ph.SR
First discovery of QPOs in the dwarf nova HS 2325+8205 based on TESS photometry
HS 2325+8205是一颗长周期食矮星新星，其轨道周期在周期间隔之上（Porb>3 h），据报道是一颗Z凸轮型矮星新星。利用凌日系外行星探测卫星（TESS）的测光资料，研究了HS 2325+8205的光变和准周期振荡（QPO）。利用连续小波变换（CWT）、Lomb-Scargle周期图（LSP）和正弦拟合等方法，首次发现HS 2325+8205长爆发顶光曲线中存在一个~ 2160 s的准点振荡。此外，我们还发现HS 2325+8205的QPO振荡强度与轨道相位有关，在轨道相位为0.5-0.9时的振荡强度比轨道相位为0.1-0.5时的强。因此，类星体振荡强度与轨道相位的关系可能成为研究类星体起源的一个窗口。此外，我们还利用LSP修正了HS 2325+8205的轨道周期为0.19433475（6）d。
2023-02-12 astro-ph.SR
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
2016-12-01 astro-ph.SR
Resolved Spectroscopy of M Dwarf/L Dwarf Binaries. III. The "Wide" L3.5/L4 Dwarf Binary 2MASS J15500845+1455180AB
2 MASS J15500845+1455180是一颗0“9 L的矮视双星。这个来源是解决斯隆数字巡天（SDSS）的图像和近红外成像与IRTF SpeX成像仪/光谱仪。这两个分量沿南北轴方向，在近红外（Delta{K} ~ 0.2等）具有相似的亮度，尽管较暗的北部分量在J-K颜色上更红。解析的近红外光谱表明光谱类型为L3.5和L4，与基于SDSS数据的L3组合光光学分类一致。通过共同的自行、共同的分光光度距离和低概率的机会对准来确认物理关联。2 MASS J1550+ 1455 AB的物理距离为30+/-3天文单位，估计距离为33+/-3秒差距，这使它成为迄今为止发现的最宽的L矮星-L矮星对，尽管这种分离在非常低质量的场双星中并不罕见。该系统的角分离和光谱组成使其成为获得精确锂耗尽年龄的极好目标，并成为低温大气研究的潜在年龄标准。
2009-09-22 astro-ph.SR
The Orbital Period and Variability of the Dwarf Nova ES Draconis
本文对激变变星ES Dra（PG 1524+622）的径向速度进行了研究。ES Dra的轨道周期为0.17660 \pm 0.00006 d（4.2384 \pm 0.0014 h）。ES Dra的第二颗恒星质量损失，在光谱中可以探测到，它的光谱类型是M2 \pm 1。由此，我们估计在我们的光谱观测期间ES Dra的绝对星等为MR = 6.5 \pm 0.5，其距离为720 \pm 150 pc。美国变星观测者协会（AAVSO）编制的ES Dra的长期光变曲线显示，ES Dra是一颗Z Cam星，在1995年至2009年期间，它的大部分时间都处于静止状态。
2011-07-21 astro-ph.SR
Radio Emission and Orbital Motion from the Close-Encounter Star-Brown Dwarf Binary WISE J072003.20-084651.2
我们报告了对附近恒星-棕矮星双星WISE J072003.20-084651.2AB的射电辐射和轨道运动的探测。使用甚大天线阵在4.5-6.5 GHz波段进行的射电观测表明，在系统静态发射的位置，通量密度为15 $\pm$ 3 $μ$ Jy，以及经历了2-3分钟爆发的高度极化射电源，峰值通量密度为300 $\pm$ 90 $μ$ Jy。后者的发射可能是一个低水平的磁耀斑，类似于以前观察到的光学耀斑。在单独的窄带H $α$监测观测中没有检测到爆发。我们报告了新的高分辨率成像和光谱观测，证实了共同移动的T5.5次级的存在，并提供了三维轨道运动的第一个迹象。我们使用这些数据来修正我们对轨道周期（4.1 $^{+2.7}_{-1.3}$ yr）的估计，并严格限制轨道倾角接近边缘（93.6° $^{+1.6°}_{-1.4°}$），尽管组件和系统质量的可靠测量需要进一步监测。推断的轨道运动并没有改变这个无线电发射的极低质量双星在过去100 kyr内与太阳近距离接触的可能性。
2015-08-26 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XLV. The Stellar Multiplicity Rate of M Dwarfs Within 25 pc
我们目前的结果最大的，最全面的研究所做的恒星多样性的最常见的恒星在银河系中，红矮星。我们已经进行了一个全天空，体积有限的调查恒星同伴1120 M矮原色已知躺在25 pc的太阳通过三角测量。除了全面的文献检索外，还在新的调查中探索了2”至300”分离的伴星。通过闪烁的档案图像对300”分离的广泛同伴进行了侦察。I波段图像用于搜索我们的样品，以在2”至180”的分离处寻找同伴。各种天体测量和测光方法被用来探测内部2”，以揭示密切的同伴。我们报告发现了20个新的同伴，并确定了56个候选多系统。我们发现M矮星的恒星多重率为26.8 +/- 1.4%，伴星率为32.4 +/- 1.4%。在4 - 20天文单位的伴星的分离分布中有一个宽峰，对于较低质量的原色，较小的投影线性分离趋势较弱。一个暗示，M矮多重性可能是一个函数的切向速度被发现，与移动速度更快，大概是老年人，恒星被发现是多个有点不太经常。我们计算出恒星伴星至少占太阳附近M矮星质量的17%，大约11%的M矮星质量隐藏在未解决的伴星中。最后，当考虑所有M矮星主星和伴星时，我们发现M矮星的质量分布在恒星主星序的末端逐渐增加。
2019-01-18 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova PU UMa
我们报告了2009年和2012年PU Uma超爆发期间的未过滤测光。振幅比平均静止期高4.5个量级，持续至少9至10天。超驼峰的峰间振幅高达约0.3等，因此确认它是SU UMa矮新星家族的一员。2012年爆发后期的平均超峰周期为Psh = 0.08076（40）d。对最小日食时间的分析，以及其他研究人员的数据补充，揭示了Porb的轨道周期= 0.077880551（17）d。超峰期的超额值为λ = 0.037（5）。在2012年爆发期间，这是两次观测中最好的一次，日食的半高宽持续时间从9.5分钟逐渐下降到5分钟。
2012-09-18 astro-ph.SR
Lucky Imaging survey for southern M dwarf binaries
虽然M矮星是银河系中最丰富的恒星，但它们的基本物理性质（质量，光度，半径等）仍然存在很大的不确定性。及其形成环境。精确的知识多样性的特点，以及他们如何改变在这个过渡的质量区域，像太阳一样的恒星的一侧和非常低质量的恒星和褐矮星的另一侧，提供限制低质量的恒星和褐矮星的形成。在迄今为止最大的M矮星双星调查中，我们寻找活跃的同伴，因此优先选择年轻的M矮星在太阳附近。我们研究他们的二进制/多属性，如多重频率和分布的质量比和分离，并确定短周期的视觉双星，轨道参数，因此动力学质量估计可以在不久的将来得出。这些观测是在SDSS的i'和z'波段进行的，使用的是ESO 3.5米新技术望远镜上的幸运成像相机AstraLux Sur。在调查的第一部分，我们观察到124个M矮星的综合光谱类型M0-M6，并确定了34个新的和17个以前已知的44颗恒星的同伴。我们推导了这些系统的相对天体测量和分量测光。超过一半的双星的间隔小于1角秒，在一个简单的观测有限的调查中会被错过。对我们的样本进行选择效应校正后，得到的108颗M矮星的多重性分数为32+/-6%，角距为0.1-6.0角秒，对应于中位距离30 pc时的投影间距3-180 AU。与早期类型的M矮星（M>0.3M_Sun）相比，后期类型（因此质量较低）的M矮星双星似乎有更接近的分离和更相似的质量。
2010-08-26 astro-ph.SR
Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors
我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。
2012-05-14 astro-ph.SR
Long-term eclipse timing of white dwarf binaries: an observational hint of a magnetic mechanism at work
我们提出了一个长期的计划，时间的白矮星在密切的双星日食测量表观和/或实际变化的轨道周期。我们的计划包括67个近距离双星，包括分离和半分离的，有M矮星，K矮星，棕矮星或白矮星。我们总共观测到超过650次白矮星日食。我们使用这个样本来搜索轨道周期变化，并旨在确定这些变化的根本原因。我们发现，观测轨道周期变化的概率显着增加与观测基线。特别是，所有基线超过10年的双星，光谱类型为K2 - M5.5的秒数，显示出日食到达时间的变化，在大多数情况下达到几分钟。此外，在基线短于10年的双星中，晚谱型（>M6）、褐矮星或白矮星秒星的双星似乎没有轨道周期变化。这与所谓的阿普尔盖特机制（Applegate mechanism）相一致，阿普尔盖特机制提出，次级恒星的磁循环可以驱动双星轨道的变化。我们还提出了新的日食时间的NN Ser，这仍然是兼容的先前公布的环双星行星系统模型，虽然只有一个二次项的星历。最后，我们的结论是，我们是有限的相对较短的观测基线的许多双星在日食计时计划，因此，还不能得出可靠的结论，轨道周期变化的原因在进化，白矮星双星。
2016-06-02 astro-ph.SR
A Spitzer IRAC Imaging Survey for T Dwarf Companions Around M, L, and T Dwarfs: Observations, Results, and Monte Carlo Population Analyses
我们报告的观测技术，结果，和Monte Carlo人口分析从斯皮策红外线阵列相机成像调查的亚恒星同伴到117个附近的M，L和T矮系统（中位数距离为10 pc，质量范围为0.6至\sim 0.05 M \odot）。两历元巡天对[4.5 μm] \leq 17.2等的亚恒星伴星实现了典型的探测灵敏度，角距在7”和165”之间。基于普通自行分析，我们没有发现新的亚恒星伴星的证据。使用蒙特卡罗轨道模拟（假设随机倾角，随机偏心率和随机近心经度），我们得出的结论是，观测灵敏度转化为能够检测到600- 1100 K的棕矮星同伴在半长轴大于35 AU，并检测到500- 600 K的同伴在半长轴大于60 AU。模拟还估计了600- 1100 K T矮伴星在35-1200 AU分离时的比例< 3.4%，在500- 600 K伴星在60-1000 AU分离时的比例< 12.4%。
2011-10-10 astro-ph.SR
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
2009-12-23 astro-ph.SR
The binary fraction, separation distribution, and merger rate of white dwarfs from SPY
从ESO-VLT超新星-Ia始祖星巡天（SPY）的439颗白矮星的光谱样本中，我们测量了两个历元（通常为两个历元，最大间隔为470 d）之间的径向速度最大变化（DRVmax），并通过蒙特卡罗模拟对观测到的DRVmax统计进行建模，以约束双白矮星（DWD）的布居特征。WD中的DWD分数为fbin=0.100+/-0.020（1-sigma，随机）+0.02（系统），在分离范围~<4AU内，数据对二进制敏感。假设在最后一个共包络相位结束时和单独引力波驱动的双星演化开始时，双星分离的分布a是幂律分布，dN/da ~ a^alpha，则数据的约束为alpha=-1.3+/-0.2（1-sigma）+/-0.2（systematic）。如果这些参数扩展到小的分离，那么银河系每单位恒星质量的WD合并率为R_merge=（1-80）e-13 /yr/Msun（2-sigma），似然加权平均值为R_merge=（7+/-2）e-13 /yr/Msun（1-sigma）。银河系的Ia型超新星（SN Ia）的速率可能是R_Ia~1.1e-13 /yr/Msun，因此，就速率而言，所有合并的DWD（例如那些具有足够多的原始WD的DWD）中可能有一小部分就足以产生大部分或全部的Ia型超新星。
2017-01-13 astro-ph.SR
A Keck LGS AO Search for Brown Dwarf and Planetary Mass Companions to Upper Scorpius Brown Dwarfs
我们用激光导星自适应光学系统和10米凯克II望远镜上的红外照相机NIRC 2搜索了上天蝎座星协（145 pc，500万年，最近的OB星协）中20颗年轻棕矮星的二进制伴星。我们发现了一个0.14”的伴星（20.9+-0.4 AU），它是<0.1 MSun的天体SCH J16091837-20073523。从使用SpeX光谱仪的SCH 1609的积分光近红外光谱的光谱解卷积（Rayner等人，2003年），我们估计了M6+-0.5和M7+-1.0的主要和次要光谱类型，对应于500万年时的质量为79 ± 17 MJup和55 ± 25 MJup，以及1000万年时的质量为84 ± 15 MJup和60 ± 25 MJup。对于我们的调查对象的光谱类型晚于M8，我们发现一个上限的二进制分数<9%（1-西格玛）在10 - 500 AU的分离。我们结合我们的调查结果与以前的调查上斯科和类似的年轻地区设置最强的约束，以二进制分数的年轻亚恒星物体和非常低质量的恒星。上天蝎座的低质量（<40 MJup）棕矮星的双星比例与T型矮星的相似;对于更高质量的棕矮星和极低质量的恒星，相对于天蝎座，有过多的中等分离（10-50 AU投影分离）的年轻双星。这些中等分离的双星可能会存活到晚期。
2011-01-27 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova SDSS J093249.57+472523.0
我们报告了食矮新星SDSS J093249.57+472523.0在2011年3月首次确认爆发期间获得的未经过滤的CCD测光。爆发的幅度至少比平均静止期高出3.0个星等，持续了至少11天，尽管我们错过了爆发的开始。爆发期间出现了峰间振幅高达0.3等的超级驼峰，从而确定它是SU UMa家族的成员。平均超峰期Psh = 0.06814（11）d。分析我们测量的最小日食时间，补充其他研究人员的数据，使我们能够测量轨道周期为Porb = 0.06630354（5）d。超峰周期的超额值为λ = 0.028（1），这与类似Porb的SU UMa系统一致。日食的半高宽持续时间在6 ~ 13分钟之间，食深可达1.6等。
2012-02-03 astro-ph.SR
$^{22}$Ne Phase Separation As A Solution To The Ultramassive White Dwarf Cooling Anomaly
盖亚数据发布2的精确天体测量为详细测试白矮星冷却模型的预测打开了大门。理论和观测之间的重大差异已经被确定，其中最引人注目的是影响超大质量的白矮星。Cheng等人（2019）发现，所谓的Q分支上的一小部分白矮星必须经历$\sim 8\,$ Gyr的额外冷却延迟，这是当前模型无法预测的。结晶C/O白矮星中的$^{22}$ Ne相分离可以导致蒸馏过程，该过程有效地将$^{22}$ Ne向其中心输送，从而释放出相当大的引力能。使用最先进的蒙特卡罗模拟，我们表明，这种机制可以在很大程度上解决超大质量冷却异常，如果延迟人口由白矮星适度高于平均水平$^{22}$ Ne丰度。我们还认为，$^{22}$ Ne相分离可以占较小的冷却延迟，目前缺少的白矮星模型与更多的标准组成。
2021-03-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Orbital Evolution of Compact White Dwarf Binaries
最近在具有更大质量氦白矮星（WD）的紧联星中发现的极低质量（ELM，Mhe<0.2 Msun）的WD引起了我们对理解其质量转移性质的兴趣。这些天体拥有小（Menv~ 1 e-3 Msun）但厚的氢包层，半径比冷的WD大，因此在6-10分钟的轨道周期内开始富氢物质的质量转移。在D 'Antona等人的原始工作的基础上，我们确认了1 E6年期间的持续螺旋与质量转移的H-丰富的物质，并强调，螺旋直接影响双WD二进制HM Cancri可能有一个ELM WD捐助者。ELM WD在质量损失下具有较小的半径膨胀，因此能够实现更大范围的施主质量，其可以稳定地转移物质并成为He质量转移AM CVn二元体。即使在长寿命的AM CVn质量传递阶段，这些He WD也具有较大的半径，这是由于它们的更高熵来自延长的H燃烧阶段。
2012-08-30 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova HS 0417+7445 in Camelopardalis
我们提出了2005-2010年的爆发历史的SUUMa型矮星HS 0417+7445，以及详细分析了广泛的时间序列测光在2008年3月获得的第二次记录的超级爆发的系统。平均爆发间隔时间为197 \pm 59 d，中位数为193 d。2008年3月的超级爆发是由一个前兆爆发所预示的，振幅为4.2级，整个事件持续了大约16天。在前体爆发的下降过程中没有检测到超级驼峰，我们的数据表明，相反，在那个阶段存在轨道驼峰。在上升到超级爆发最大值期间检测到的早期超级驼峰表现出异常大的分数周期超出，Psh = 0.137（Psh = 0.0856（88）d）。在最大值之后，亮度线性下降，持续至少6天。在这一下降过程中，测量到一个稳定的超峰期Psh = 0.07824（2）d。叠加在超级驼峰上的是轨道驼峰，这使我们能够精确地测量HS 0417+7445的轨道周期，Porb = 0.07531（8）d，这在以前只是很差的估计。在爆发的主相位期间，部分超峰周期超额为λ = 0.037，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征。我们的观测结果与热潮汐不稳定性模型对超爆发发生的预测是一致的，但是需要在爆发的早期阶段大量的超爆发和广泛的时间序列测光，才能对超爆发的原因得出明确的结论。
2010-11-06 astro-ph.SR
Orbital periods and component masses of three double white dwarfs
近距离双白矮星（CDWD）的合并是产生Ia型超新星（SN Ia）的最佳进化途径之一。不幸的是，目前的理论的演变和形成的CDWD仍然很差的约束，并有几个严重的不确定性，这影响了预测的超新星Ia率。此外，目前对Ia型超新星演化路径的观测限制主要依赖于仅有的18个双线和/或食CDWD，以及两颗白矮星的轨道和恒星参数。在本文中，我们提出了三个新的双线CDWD的轨道周期和个人的质量，使用一种新的方法推导。该方法采用质量比，Halpha核心比和光谱模型拟合来约束对的组件的质量。三个CDWD为WD 0028 -474（Porb=9.350 +- 0.007小时，M1=0.60 +- 0.06 Msun，M2=0.45 +- 0.04 Msun），HE 0410 -1137（Porb = 12.208 +- 0.008小时，M1= 0.51 +- 0.04 Msun，M2= 0.39 +- 0.03 Msun）和SDSSJ 031813.25 -010711.7（Porb = 45.908 +- 0.006小时，在最长周期系统中，M1= 0.40 +- 0.05 Msun，M2= 0.49 +- 0.05 Msun）。虽然这里研究的三个系统将在比哈勃时间更长的时间尺度上合并，并且预计将成为单个大质量（>~0.9 Msun）的白矮星，而不是爆炸为SN Ia，但增加具有确定恒星参数的CDWD的小样本对…
2016-12-01 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
OGLE-2014-BLG-0257L: A Microlensing Brown Dwarf Orbiting a Low-mass M Dwarf
在本文中，我们报告了从微透镜事件OGLE-2014-BLG-0257的观测中发现的由一颗褐矮星和一颗低质量M矮星组成的双星。通过对非常短暂的焦散渡的分辨，结合对由地球轨道运动引起的透镜光变曲线中细微的连续偏差的检测，我们能够精确地测量爱因斯坦半径θ_E和透镜视差pi_E，这是明确确定质量和到透镜的距离所需的两个量。发现该伴星是一颗亚星褐矮星，质量为0.036 +/- 0.005 Msun（37.7 +/- 5.2\ M_J），它正在绕一颗质量为0.19 +/- 0.02 Msun的M矮星运行。这颗双星位于距离银河系凸起1.25 +/- 0.13 kpc处，预计双星组件之间的距离为0.61 +/- 0.07 AU。由主体质量缩放的分离为3.2 AU/Msun。假设分离与质量成比例，那么，发现的褐矮星位于褐矮星沙漠地带。随着存在于各种环境中的褐矮星样本的不断增加，微透镜效应将为研究银河系中的褐矮星提供强有力的手段。
2016-03-15 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of three dwarf barium stars
钡星被认为是双星系统演化的结果，其宽度足以让质量更大的组分到达渐近巨星分支，最终成为CO白矮星。虽然Ba星最初只在巨星或次巨星中被发现，但后来在主序星上也发现了一些Ba星（称为矮星Ba星）。我们在这里提供了三个矮Ba星的轨道参数，完成了Escorza等人最近发表的27个轨道的样本。我们表明，这些新的轨道参数是一致的，与其他矮Ba星。
2020-01-30 astro-ph.SR
The critical binary star separation for a planetary system origin of white dwarf pollution
银河系中四分之一到二分之一被观测到的单个白矮星的大气层含有来自行星碎片的重元素污染。然而，在双星系统中的白矮星中观察到的污染并不那么清楚，因为伴星风可以产生一股物质流，这些物质流被白矮星吸积。在这里，我们（一）讨论的必要性或缺乏一个主要的行星，以污染一个白矮星与轨道小行星在单和双系统，和（二）确定的临界二元分离超过吸积源是从一个行星系。因此，我们获得用户友好的功能，这两个恒星的质量和半径的距离，伴星风，吸积率到白矮星，各种各样的已公布的吸积处方。我们发现，对于已知双星中的大多数白矮星，如果检测到污染，那么污染应该来自行星物质。
2017-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey -- VIII: a post common envelope binary with a massive white dwarf and an active G-type secondary star
白矮星双星路径巡天致力于研究包含一颗白矮星和一颗光谱类型为A、F、G或K（WD+AFGK）的中等质量二级恒星的双星的起源和演化。CPD-65，264是一颗新的后共包络双星，轨道周期为1.37，天，包含一颗大质量白矮星（$ 0.86\pm 0.06\,\mathrm{M}_{\odot}$）和一颗中等质量主序星（$1.00\pm0.05\,\mathrm{M}_{\odot}$）。我们用高分辨率光学光谱学描述了第二颗恒星的特征，并测量了轨道周期。白矮星的参数由HST光谱测定。此外，TESS观测显示，次级恒星表面高达19%的面积被星点覆盖。在光变曲线中发现的小周期变化表明，这颗二级星是后共包络双星中第二颗G型二级星，具有纬向差异自转。考虑到白矮星相对较大的质量和较短的轨道周期，未来的质量转移将是动态和热稳定的，系统将演变成一个灾难性的变量。系统的形成可以被理解为假设共同的包络演化，除了轨道能量之外，没有来自能量源的贡献。CPD-651，264是第七个具有中等质量秒数的后共包络双星，可以理解为假设在共包络能量方程中有小的效率，与具有M矮星或亚恒星伴星的后共包络双星的发现一致。
2022-09-30 astro-ph.SR
The DBL Survey II: towards a mass-period distribution of double white dwarf binaries
本研究通过DBL巡天第二期对15个双白矮星双星进行完整轨道求解，首次覆盖5-75小时轨道周期范围，验证了轨道质量比与光谱拟合结果的一致性，为构建质量-周期分布及定位Ia型超新星前身和引力波源提供了关键数据。
2025-07-18 astro-ph.SR
Discovery of a resolved white dwarf-brown dwarf binary with a small projected separation: SDSS J222551.65+001637.7AB
我们现在确认SDSS J222551.65+ 001637.7 AB是一个紧密分离的、分辨的白矮星-棕矮星双星。我们已经从GNIRS获得光谱，并从Gemini North上的NIRI获得了有限的$K_s$波段成像。该目标在空间上被分解成它的组成部分：一个10926 $ \pm$ 246 K白矮星，log $g = 8.214 \pm 0.168$和质量为0.66 $^{+0.11}_{-0.06}$ M $_{\odot}$，和一个L4褐矮星伴星，它们被$0.9498 \pm 0.0022$“分开。我们从索诺拉山猫进化模型的同伴的基本属性，找到一个质量的$25-53$ M $_{\text{Jup}}$和半径的$0.101-0.128$ R $_{\odot}$的褐矮星，在1 $σ$的置信水平。我们使用wdwarfdate来确定双星的年龄为$1.97^{+4.41}_{-0.76}$ Gyr。运动学分析表明，这对双星可能是厚盘的一员。到二进制的距离是218 $^{+14}_{-13}$ pc，因此二进制的投影分离是207 $^{+13}_{-12}$ AU。虽然白矮星的祖先是在主序列的二进制分离将是$69 \pm 5$ AU。SDSS J222551.65+ 001637.7 AB是继GD 165 AB和PHL 5038 AB之后第三个最近的空间分辨白矮星-棕矮星双星。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
CSS100603:112253-111037: A helium-rich dwarf nova with a 65 minute orbital period
我们提出的时间分辨光谱的矮新星CSS 100603：112253-111037。它的光谱富含氦，在吸积盘中产生宽的双峰发射线。我们测量到HeI 5876/H_α = 1.49 +/- 0.04的线通量比，这比通常在矮新星中观察到的要高得多。根据线翼的径向速度得出的轨道周期为65.233 +/- 0.015分钟。结合先前测量的超级峰周期，这意味着M_2/M_1 = 0.017 +/- 0.004的极端质量比。H_alpha和HeI 6678的发射线还有一个狭窄的中心尖峰，这在AM CVn型恒星的光谱中很常见。比较其性质CV，AM CVn系统和氢双星低于CV周期最小值，我们认为，CSS 100603：112253-111037是第一个引人注目的例子，AM CVn系统形成通过进化的CV通道。随着这个系统的加入，演化的激变变星（CV）现在占所有已知的Porb < 76 min的半分离白矮星双星的7%。虽然这个样本的选择偏差还没有很好地定义，这些系统支持进化的CV模型作为一个可能的形成通道ultracompact吸积双星。这三颗超紧吸氢双星的轨道周期与长周期的AM CVn星重叠，但目前还没有已知的周期在67 - 76分钟的系统。
2012-07-16 astro-ph.SR
HT Cas - eclipsing dwarf nova during its superoutburst in 2010
我们目前的食矮新星- HT Cas在其超爆发在2010年11月的全球观测活动的结果。使用收集的数据，我们能够进行分析的光变曲线，我们计算$O-C$图。CCD测光观测使我们能够推导出超级驼峰周期，并与日食的时间计算出轨道周期。基于超峰和轨道周期的估计，得到了系统的周期过剩和质量比。
2013-12-17 astro-ph.SR
Carbon-Oxygen Phase Separation in MESA White Dwarf Models
本研究在MESA软件中实现了碳氧相分离，量化了其对白矮星冷却时标的延迟效应，为构建真实冷却模型网格及探索相变物理过程提供了重要工具。
2023-04-24 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of nearby solar-type dwarfs. II
观测了附近几个径向速度可变的太阳型矮星，以找到它们的光谱轨道。首次测定了15颗双星（HIP 12144、17895、27970、32329、38636、39072、40479、43004、73700、79234、84696、92140、88656、104514和112222）的轨道根数。先前已知的HIP 5276、21443、28678和41214的轨道得到确认和更新。轨道周期从2天到4年不等。在这19颗恒星中，有8个等级系统有额外的遥远同伴。更新了三重星系HIP 17895的外视轨道，并估算了其所有组成部分的质量。我们提供了另外16个依巴谷星的径向速度没有轨道的解决方案，其中一些长期或虚假的变化索赔。
2018-01-03 astro-ph.SR
SpeX Spectroscopy of Unresolved Very Low Mass Binaries. II. Identification of Fourteen Candidate Binaries with Late-M/Early-L and T Dwarf Components
多重性是理解极低质量恒星和褐矮星形成的关键统计数据。目前，VLM二进制的分离分布仍然在小的分离（$\leq$ 1 AU）约束不佳，导致在整个二进制部分的不确定性。我们通过寻找晚M/早L加T矮光谱双星的组合光谱表现出不同的特点，允许分离独立的识别来解决这个问题。我们定义了一组光谱指数，旨在识别这些系统，并使用光谱模板拟合方法来确认和表征光谱二进制（SB）候选人从815光谱库的SpeX棱镜光谱库。我们提出了11个新的二进制候选人，确认三个先前报道的候选人，并排除了两个先前确定的候选人，所有的主要和次要的光谱类型之间的M7-L7和T1-T8，分别。我们发现，次矮星和蓝L矮星是我们的样品中的主要污染物，并提出了一种方法分离这些来源。如果通过后续观测得到证实，这些系统可能会增加越来越多的紧密分离双星，其轨道特性可能会进一步深入了解褐矮星的形成情况。
2014-08-23 astro-ph.SR
White Dwarf - Red Dwarf Systems Resolved with the Hubble Space Telescope. II. Full Snapshot Survey Results
结果提出了一个哈勃太空望远镜先进的相机调查高分辨率成像运动的90个白矮星与已知或怀疑低质量恒星和亚恒星的同伴。在72个仍然是候选和确认的具有近红外过量的白矮星的目标中，有43个在空间上被分解为两个或更多个分量，总共有12个系统可能是三重的。在空间上未分辨的伴星中，可能有一个轻微的早期光谱类型（蓝色）的缺陷，如果在共同的包络相位期间有大量的质量转移到伴星，这与预期正好相反。利用最佳距离估计，白矮星的低质量伴星在投影分离中呈现双峰分布。这一结果支持了一个假设，即在白矮星祖先的巨大阶段，任何未进化的同伴要么向内迁移几小时到几天，要么向外迁移几百到几千年。在这些对中没有发现几个到几个AU的中间投影分离。然而，一些双M矮星（在三倍）在这个范围内的空间分辨，经验表明，这种分离很容易检测到的双星与白矮星。一个直接的和可检验的预测出现了：所有空间上无法分辨的，低质量的恒星和亚恒星的同伴白矮星应该在短周期轨道。这一结果的亚恒星的同伴和行星的轨道演化过程中的后主序星的生命的恒星主机。
2010-08-30 astro-ph.SR
One is the loneliest number: multiplicity in cool dwarfs
多系统中的恒星提供了一个独特的机会来了解恒星的形成和演化。当它们稳定下来成为稳定的配置时，多个系统出现在各种层次结构中，并且组件之间存在广泛的分离。我们研究了11个已知的和11个新发现的多个系统，包括至少一个M矮星，最新的天体测量数据来自盖亚早期数据发布3（EDR3）。我们发现，在很宽的分离系统的各个组成部分往往是多个系统本身。
2021-06-09 astro-ph.SR
On the orbital period of the dwarf nova CW Mon
CW Mon是一颗相对明亮的天鹅座SS型矮新星，经常被用于详细分析灾变变量和统计研究。利用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的观测，我们发现轨道周期与所采用的不同。使用组合数据（TESS，Zwicky Transient Facility数据和VSNET活动），我们将周期更新为0.19346802（4）d。先前采用的0.1766 d的周期原来是它的2天别名，可能是由于椭球变化的两个最大值/最小值之间的混淆而引入的。我们证实，该物体在2016年和2002年爆发期间显示出掠食，并且在2016年爆发前后也处于静止状态。这些日食不一定总是存在的，在过去的一些爆发和TESS数据中并不显着。日食的有无可能与盘的半径或盘外部的亮度有关。在2002年爆发期间，报告了一个37分钟的准周期振荡（QPO）信号。结合最近的一份报告的检测QPO周围的长爆发的矮新星的峰值，我们怀疑，这样的QPO在长爆发期间可能已被激发时，吸积盘达到最大半径，潮汐截断半径作为一种可能性。
2023-02-20 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the SU UMa-type dwarf nova V1212 Tauri
我们报告的超爆发的矮新星V1212头在2011年1月和2月期间获得的CCD测光。这次地震的爆发幅度至少为6级，持续时间至少为12天。观察到三个不同的超级驼峰制度。最初的低振幅超级驼峰（0.03至0.05级峰峰值）与Psh = 0.0782（52）d。超峰在平台期开始时达到最大振幅0.31等，Psh = 0.07031（96）d。随后，这颗星开始慢慢消失。在下降的第一部分，周期随着dPsh/dt = +1.62（9）× 10-3而增加，并且超级峰的振幅也下降。在缓慢下降的中途，超峰部分重新生长，这一点与新的超峰状态的变化相吻合，在此期间，dPsh/dt = -1.50（39）x 10-3。我们确定了它的轨道周期为Porb = 0.06818（64）d，超峰周期余值为θ = 0.034（15）d
2011-09-20 astro-ph.SR
The separation distribution and merger rate of double white dwarfs: improved constraints
我们获得了关于双白矮星（DWD）种群及其引力波驱动的合并率的新的精确信息，通过结合以前两项径向速度变化研究对DWD种群的约束：一个是基于斯隆数字巡天的白矮星样本一个是基于ESO-VLT超新星-Ia前身星巡天的探测器（SPY），它具有高光谱分辨率，对a<4 au的区域敏感。根据联合似然分析，在分离范围~<4au中，WD中的DWD分数为fbin=0.095+/-0.020（1-sigma，随机）+0.010（系统）。初始WD分离的幂律分布指数（在引力波驱动的双星演化开始时），N（a）da ~ a^alpha da，是alpha=-1.30+/-0.15（1-sigma）+0.05（systematic）。银河系每个WD的合并率为R_merge=（9.7+/-1.1）e-12 /yr。综合整个银河系的生命周期，这意味着8.5%-11%的WD已经与另一个WD合并。如果大多数DWD合并以更大质量的WD结束，那么大约10%的WD是DWD合并的产物，这与WD质量函数中“高质量碰撞”中观察到的WD比例一致。DWD的合并率是银河系Ia型超新星（SN Ia）合并率的4.5-7倍。如果大多数超新星Ia爆炸源于一些双星系星系的合并（比如，那些有足够多的二元成分的双星系），那么所有双星系合并中的15%必然会导致超新星Ia。
2018-03-14 astro-ph.SR
HST FUV spectroscopy of the short orbital period recurrent nova CI Aql: Implications for white dwarf mass evolution
HST COS的远紫外光谱（1170 A至1800 A）是由短轨道周期的复发新星（T Pyxtaxi子类），天鹰座CI获得的。CI Aql是已知的唯一一个在每个轨道周期有两次可感深度食的经典CV，并且在爆发前和爆发后都有足够稳定的光变曲线，可以估计质量和轨道周期的变化。我们的FUV光谱分析模型吸积盘和NLTE高重力光球，加上盖亚视差，揭示CI Aql的FUV光占主导地位的光学厚吸积盘的吸积率的顺序为$4\times 10^{-8}$ $M_{\odot}/yr$。它的光变曲线、径向速度曲线和日食时间数据库是任何CV中最好的。通过同时分析这三种数据类型，重新推导了它的轨道周期（$P$）、$dP/dt$和参考时间，给出了无量纲的爆发后$dP/dt$为$-2.49\pm 0.95\times 10^{-10}$。由于缺乏轨道角动量到转动角动量的损失信息，导致$dP/dt$到白矮星质量变化率$dM_1/dt$的转换存在一定的不确定性，但在$+4.8\times 10^{-8}$到$+7.8\times 10^{-8}$ $M_{\odot} /yr$的适度范围内。根据CI Aql爆发前后轨道周期的简单差分，估计的CI Aql爆发引起的白矮星质量变化与先前公布的$+5.3 \times 10^{-6} M_{\odot}$没有变化。按照WD估计的质量增长率，它将在1000万年内终止为Ia型超…
2018-12-24 astro-ph.SR
Orbital period analysis of eclipsing Z Cam-type Dwarf Nova EM Cygni: Evidence of magnetic braking and a third body
结合我们最新的Cygni电磁场CCD光衰时间，对包括7个大散射点在内的45个可用光衰时间进行了整理，并进行了更新的O-C分析。天鹅座电磁O-C图的最佳拟合是二次加正弦拟合。长期轨道周期减少率为-2.5（\pm 0.3）x10^{-11} s^{-1}，这意味着需要通过恒星风质量损失率为2.3 x10 ^{-10}Msunyr^{-1}的磁制动效应来解释观测到的轨道周期减少。此外，为了解释O-C图中周期为\sim 17.74（\pm 0.01）yr的显著周期变化，还详细讨论了磁活动周期和光走时效应。天鹅座电磁的O-C图不能完全排除多周期调制的可能性，因为在25000个周期后出现了间隙。基于文献中K型第三恒星的假设，光旅行时间效应可能是一个更合理的解释。然而，第三个天体的轨道倾角很低（\sim 7.4度），这表明这颗假想的K型第三颗恒星可能被天鹅座EM捕获。但假设光谱污染来自环联星物质块而不是K型第三颗星，则在与母联星共面轨道的情况下，第三颗星可能是棕矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
Binary Cepheids: Separations and Mass Ratios in $5\,M_\odot$ Binaries
要推导出某一特定类别恒星在整个轨道间距范围内的双星参数分布，通常需要综合许多不同观测技术（径向速度、干涉测量、天体测量、测光、直接成像）的结果，每种观测技术都有选择偏差。然而，造父变星-$\sim$ $5\, M_\odot$的冷的、演化的恒星-是一个特殊的情况，因为紫外光谱将立即显示任何比早期A型更热的伴星，{ \it，不管轨道间隔如何}。我们已经使用了{ \it国际紫外探测器}（\IUE）紫外光谱的一个完整的样本，所有76造父变星亮于V=8创建一个列表{ \it所有18}造父变星与同伴更大的质量比$2.0\, M_\odot$。许多这类双星的轨道周期可以从径向速度研究中获得，或者可以从检测到的速度变化中估计出更长周期的系统。在用{ \it哈勃太空望远镜} 3号宽视场照相机进行的一次成像调查中，我们分辨出了三个伴星（$η$ Aql、S Nor和V659 Cen），使我们能够估计出分布的长周期末端的周期。结合这些分离与轨道数据在文献中，我们得到一个公正的分布的二进制分离，轨道周期，和质量比。轨道周期的分布表明，$5\, M_\odot$双星系统的周期比$1\, M_\odot$星短。我们的数据还表明，质量比的分布取决于二元分离和系统的多重性。然而，质量比的分布作为轨道间隔的函数，并不取决于一个系统是二元还是三元。
2013-07-26 astro-ph.SR
Discovery of two L & T binaries with wide separations and peculiar photometric properties
我们目前的空间分辨光度和光谱观测发现的两个宽棕矮星双星的SIMP近红外自行调查。第一对（SIMP J1619275+ 031350 AB）的分离度为0.691”（15.2 AU），成分为T2.5+T4.0，位于不清楚的J带增亮的较冷端。该系统是不寻常的，因为较早类型的主要是蓝色的J-KS比后来类型的中学，而相反的是预计在晚L到T矮星范围的双星。这种显着的颜色反转可能是由两个组成部分之间非常不同的云属性来解释的。第二对（SIMP J1501530- 013506 AB）由L4.5+L5.5（分离度0.96”，30-47 AU）组成，考虑到其组分的相似光谱类型，具有令人惊讶的大通量比（Δ J =1.79 mag）。如果主星本身是一颗等光度的双星，那么大的流量比可以解释，这将使它成为第一个已知的三重棕矮星系统之一。自适应光学观测不能证实这一假设，但它仍然是一个可能的，这可能是由高分辨率近红外光谱验证。这两个系统添加到少数已知的褐矮星双星服从分辨光谱学没有自适应光学的帮助，并构成主要目标，以测试褐矮星大气模型。
2011-07-05 astro-ph.SR
Minimum Orbital Period of Pre-Cataclysmic Variables
目前已经发现了20多个前激变变星（pre-CV）系统，它们的轨道周期从250分钟到68分钟不等。前激变变星由一颗白矮星或热亚矮星主星和一颗低质量伴星组成，伴星已经成功地喷射出主星的共同包层，但从伴星到主星的质量转移尚未开始。在这个短周期范围内，相当一部分伴星可能是质量为$\lesssim 0.07 \, M_\odot$的褐矮星，或者是MS底部的恒星（$\lesssim 0.1 M_\odot$）。这些短周期前CV的发现提出了一个问题--这类系统最短的可能轨道周期是多少？我们运行了500个棕矮星/低质量主序模型，其中包括质量范围从0.002到0.1 $M_\odot$的{ \tt MESA}。我们发现最短可能的轨道周期是40分钟，相应的褐矮星质量为0.07 $M_\odot$的年龄等于哈勃时间。我们讨论了这些系统过去的演变，通过共同的信封，并建议，许多系统与目前的白矮星的主要可能已经退出了共同的信封与主要作为一个氦燃烧热亚矮星。我们还描述了所观察到的系统，其中包括一个阶段的CV低于传统的周期最小值的未来演变。
2018-08-10 astro-ph.SR
The relation between helium white dwarf mass and orbital period under two types of opacity
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences (UCAS)（中国科学院大学天文与空间科学学院）；International Centre of Supernovae, Yunnan Key Laboratory（超新星国际研究中心，云南省重点实验室）
本研究通过建模分析了不同不透明度类型对氦白矮星质量与轨道周期关系的影响，发现Freedman等人（2008, 2014）的不透明度推导出的关系更符合观测结果，并提供了不同金属度下的拟合公式。
2025-11-25 astro-ph.SR
Constraining the multiplicity statistics of the coolest brown dwarfs: binary fraction continues to decrease with spectral type
最新的T型和Y型棕矮星的二进制统计是稀疏的，目前还不清楚在它们更大质量的对应物的多重性中看到的趋势是否适用于最冷的棕矮星。我们目前的结果，从寻找亚恒星和行星质量的同伴，以12个ultracool T8 $-$ Y 0场棕矮星的样本与哈勃太空望远镜/宽视场相机3。我们没有发现任何证据，解决二进制同伴在我们的样品中分离0.7 $-$ 2.5 AU。结合我们的调查与先前的搜索，我们放置了一些第一个统计上强大的限制，迄今为止在该领域的最冷，质量最低的褐矮星的多重性。考虑到观测偏差和不完整性，我们推导出T5 $-$ Y 0棕矮星的$f = 5.5^{+5.2}_{-3.3}$ %的二进制频率，其间距为1.5 $-$ 1000 AU，总体二进制分数为$f_\mathrm{tot} = 8\pm6$ %。将投影分离建模为对数正态分布，我们发现分离峰位于$ρ_0 = 2.9^{+0.8}_{-1.4}$ AU，对数宽度为$σ= 0.21^{+0.14}_{-0.08}$。我们推断一个质量比分布峰值强烈走向统一，与幂律指数$γ= 6.1^{+4.0}_{-2.7}$，加强检测的意义更紧密，更高的质量比同伴人口周围的低质量小学。这些结果与以前的研究是一致的，并支持在银河系领域的光谱类型的减少二进制频率的想法。
2018-07-07 astro-ph.SR
