Mass ratio estimates for overcontact binaries using the derivatives of light curves
Faculty of Liberal Arts and Sciences, Chukyo University（中京大学人文学部）
本文提出利用光变曲线导数估计过接触双星质量比的新方法，无需迭代过程，且能提供合理的不确定性值，对67%的样本与光谱确定值一致，误差在±0.1内。
2026-04-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mass-transfer properties of overcontact systems in the Kepler eclipsing binary catalog
我们从开普勒食双星目录中选择了质量转移双星候选者，并研究了质量转移速率对几个天体物理量的依赖性，包括轨道周期，半长轴，质量比，填充因子，温度和质量。我们选择这些候选人使用$O-C$图和计算它们的传质速率。初级质量是从质量-温度关系中获得的，组成星的温度是从克卜勒食联星的温度目录中提取的。过度接触系统的质量传递速率与天体物理量的关系似乎与半分离或分离系统的不同。这些关联表明，随着质量交换的发展，从质量较大的组分到质量较小的组分（从质量较小的组分到质量较大的组分）的质量交换通常会变得快速（缓慢）。然而，对于质量从大到小的组分的质量交换，这种趋势对于具有短周期（$P<0.4$ d）和低质量（$M_1<1.2$ M $_\odot$）的双星是不合理的，因为这些双星的相关性与具有长周期和高质量的双星相反。这些不同的相关性可能是由WUMa系统的亚型之间的相关性差异引起的（即，W型和A型）。或者，当质量比反转后，质量从大到小的组分再次发生质量交换时，其性质可能与第一次质量交换的性质不同。
2018-08-20 astro-ph.SR
Light curve analysis and orbital period change of the extreme mass-ratio overcontact binary AW CrB
具有高度过度接触的极端质量比接触双星可能处于接触相的晚期演化阶段。对这些系统进行详细的光度分析和轨道周期研究，可以为最近在V1309 Sco中观测到的密近双星系统的合并情况提供宝贵的信息。本文首次对全蚀接触双星AW CrB进行了光变曲线分析和周期研究。用WD程序分析了VRcIc CCD测光光变曲线。光变曲线的不对称性是由主成分上的冷星斑模拟的。结果表明，AW CrB有一个高程度的overcontact f=75%和一个极端的质量比q=0.10，把它放在少数接触双星与已知的最低质量比。主要成分的平均密度表明它已经从ZAMS进化出来。84倍的最低光报告，来自公共档案馆，文献和本文提出的意见。轨道周期研究显示，周期以dP/dt= 3.58 x10 ^-7 d yr^-1的速率持续增加，这表明次级组分向初级组分发生了质量转移，意味着质量比进一步减小。
2013-01-21 astro-ph.SR
Fractal Measures and Nonlinear Dynamics of Overcontact Binaries
过接触双星是由两颗恒星组成的系统，其中两颗恒星彼此接触。这意味着它们共享一个共同的气体包层。在这项工作中，我们寻求这些恒星的非线性和混沌的签名，通过使用时间序列分析技术。我们使用了三种主要的技术，即关联维数，f（α）谱和双相干。前两个是从重建的动力学计算，而后者是从这些恒星的强度变化（光变曲线）的时间序列的傅立叶变换计算。我们的数据集由开普勒视场中463颗过接触双星的数据组成[1]。我们的分析表明，几乎所有的光变曲线的非线性和混沌的签名。我们还探讨了潜在的非线性性质的恒星是否与它们的物理性质，如填充因子，一个测量的过度接触的二元系统的组件之间的接触的延伸。我们观察到填充因子和非线性量词之间存在显著的相关性。这种相关性在基于双星的质量比和有效温度构建的特定子类别中更为明显。观察到的相关性可以指示恒星随着年龄的增长而发生的非线性特性的变化。我们认为，这一研究是第一次涉及到双星的非线性和天体物理性质，是在其他天体物理物体显示非线性动力学行为的研究的一个重要起点。
2019-03-30 astro-ph.SR nlin.CD
Photometry and H$alpha$ studies of a Low Mass Ratio Overcontact binary ASAS J082243+1927.0
本文对过接触双星ASAS J 082243 +1927.0进行了高精度CCD测光和H $alpha$谱线研究。光变曲线在第二个极小值处显示出日全食以及奥康奈尔效应。使用Wilson Devinney代码对光变曲线进行建模，最佳解提供质量比q = 0.106和填充因子f = 72%。这些参数表明，该系统是一个低质量比的过接触的二元高程度的几何接触。H α谱线的等效宽度在不同的相位上是不同的，并且发现该谱线可能在次极小值处被填充。从一个小样本的过接触双星，我们发现的轨道周期和H α线等效宽度的主要组成部分之间的相关性。对一个高填充因子低质量比接触双星样品，在质量比-周期平面上观测到质量比截止点q = 0.085。观察到，在q $\le$ 0.085以下，周期随着q的增加而减小，在q以上，周期随着质量比的增加而增加。有趣的是，观察到的质量比截止值接近文献中预测的临界质量比范围。从质量传递和角动量损失的角度讨论了质量比截止及其随轨道周期变化的观测证据。根据这些结果，我们认为，ASAS J 082243 +1927.0正处于合并的边缘，最终形成一颗快速旋转的恒星。
2014-09-27 astro-ph.SR
Constraining the overcontact phase in massive binary evolution -- II. Period stability of known O+O overcontact systems
鉴于合并经常被用来解释大质量恒星演化中的许多奇异现象，理解合并之前的演化阶段，即过度接触阶段，是至关重要的。尽管它的重要性，大的不确定性存在于我们的理解的大规模过接触双星的演变。我们的目标是通过测量六个此类物体样本的周期变化率，为大质量过度接触系统的未来动力学演化提供强有力的观测约束。此外，我们的目标是研究不等质量系统的周期是否显示出比理论模型预测的等质量系统更高的变化率。使用档案测光数据，从各种地面和空间为基础的任务，涵盖了~40年，我们测量的周期，每个系统在几个较小的时间跨度。然后，我们通过测量的周期拟合线性回归，以确定整个数据集的周期变化率。我们发现样本中的所有恒星都有非常小的周期变化，并且似乎与质量比没有相关性。这意味着这些系统的轨道周期在核时标上是稳定的，并且不等质量系统可能不会像预期的那样相等。当比较我们的结果与人口合成分布，我们发现预期的质量比和周期稳定性之间存在很大的差异。我们发现，这些差异可以减轻到一定程度，通过删除系统具有较短的初始周期，这表明所观察到的样本的overcontact系统可能来自较长的初始轨道周期的二元系统。
2022-08-02 astro-ph.SR
Period changes and four-color light curves of the active overcontact binary v396 monocerotis
本文利用2003年版WD程序对V396 Mon的首个安全四色光变曲线进行了分析。确定了V396 Mon是一个W型浅接触二元系统，其质量比为$q=2.554(\pm0.004)$，接触度因子为$f=18.9%(\pm1.2%)$。基于所有可用数据的周期研究表明，系统的周期包括长期减少（$dP/dt=-8.57\times{10^{-8}}$天/年）和振荡（$A_3=0.^{d}0160$ ; $T_3=42.4\,years$）。它们分别由角动量损失（AML）和光时效应引起。第三颗可疑的天体可能是一颗小型的M型恒星（大约0.31太阳质量）。虽然有证据表明该系统具有很强的磁活动性，但通过分析发现Applegate机制不能解释这种周期性变化。这是一个特别重要的系统，根据钱的统计接触双星，因为它的质量比位于附近的建议枢轴点的物理结构的接触双星应该振荡。
2011-03-10 astro-ph.SR
High Fill-Out, Extreme Mass Ratio Overcontact Binary Systems. X. The new discovered binary XY Leonis Minoris
新发现的短周期近距离双星XY LMi自2006年以来一直受到光度监测。结果表明，光变曲线为典型的EW型，显示完整的日食，日食持续时间约为80分钟。通过使用2003版W-D代码分析完整的B、V、R和I光变曲线，确定光度解决方案。发现XY LMi是一个高填充、极端质量比的过接触双星系统，其质量比q=0.148，填充因子f= 74.1%，处于晚型潮锁双星演化的晚期。正如在其他过接触双星中所观察到的那样，给出了两个组成部分上存在两个黑点的证据。根据19个食时刻的观测结果，发现过接触双星的轨道周期以dP/dt=-1.67 \times × 10^{-7}\，天/年的速率持续减小，这可能是由于主星向主星的质量转移和磁星风引起的角动量损失所致。轨道周期的减小可能导致填充度的增大，最终当流体表面到达外临界洛希叶时，它将演化成一颗快速旋转的单星。
2011-03-10 astro-ph.SR
Absolute Properties of An Overcontact Binary HH Boo
我们获得了HH Boo的多色光变曲线。分析了系统的轨道周期变化。分析表明，可能存在从第二组件到主要组件的质量传递或质量损失，每年约为-5.04x10-7 Msun。重新分析现有的径向速度曲线，我们分析了光变曲线。发现系统的倾角（i）为69.71（0.16）度，而半长轴（a）计算为2.246（0.064）Rsun。发现主要组分的质量为0.92（0.08）Msun，而次要组分的质量为0.58（0.06）Msun。主要部件的半径计算为0.98（0.03）Rsun，而次要部件的半径计算为0.80（0.02）Rsun。我们证明了HH Boo应该是W UMa双星A型子类的成员。
2012-10-16 astro-ph.SR
The W UMa binaries USNO-A2.0 1350-17365531, V471 Cas, V479 Lac and V560 Lac: light curve solutions and global parameters based on the GAIA distances
本文给出食WUma星USNO-A2.0 1350-17365531、V471 Cas、V479 Lac和V560 Lac的Sloan滤光片g '、i'测光观测结果。V471 Cas的正弦形O-C图显示在距离897 Rsun处存在质量为0.12 Msun的第三个天体（红矮星）。V479 Lac的O-C图显示周期递减。光变曲线解的结果是：（i）目标是过接触双星，填充因子很小;（ii）它们的组成部分是F-K星，大小相当，温差小于80 K;（iii）所有目标都经历了日偏食，为了限制可能的质量比，我们进行了两步$q$ -搜索分析。根据它们的GAIA距离和我们的光变曲线解的结果，得到了目标的全局参数（光度、半径、质量）。V560 Lac的总质量小于目前存在的W UMa双星的1.0-1.2 Msun的质量下限，即该目标是一个特殊的过接触系统。
2018-10-04 astro-ph.SR
The first photometric analysis of the overcontact binary MQ UMa with an additional component
利用Wilson-Devinney（W-D）程序对MQ Uma的第一个VRc-Ic带光变曲线进行了分析。发现MQ UMa是一个A型接触双星，具有高填充率（f= 82%）和低质量比（q = 0：195），表明它处于晚型潮锁双星的晚期演化阶段。估算了主星和次星的质量，并将它们的演化状态置于H-R图中。W-D解还表明，MQ UMa可能是一个带有F5 V型附加组件的三重系统。收集了16个高填充、低质量比过接触双星的样本，并讨论了它们可能的演化方案。利用最近观测到的5次光极小值，结合文献资料，发现O-C曲线呈周期性变化。循环周期的变化还揭示了第三分量的存在，这可能是通过从中心系统中提取角动量，在该双星系统的形成和演化中发挥重要作用。
2016-07-31 astro-ph.SR
Multicolor study of V1009 Per, a close binary system at the beginning of the overcontact phase, and of CRTS J031642.2+332639, a new binary system in the same field
本文给出食双星V1009~Per和CRTS~J031642.2+332639的首次双折射观测和光变曲线解。使用2005年版本的威尔逊-Devinney代码，这两个系统被发现是W UMa接触二进制文件。V1009~Per的质量比为$q = 0.362 \pm 0.002$，浅填充参数为$f = 11.8 \pm 0.6\%$，而CRTS~J031642.2+332639的质量比为$q=2.507 \pm0.006$，浅填充参数为$f= 13.6 \pm0.4\%$。V1009 Per和CRTS~ J 031642.2 +332639的轨道倾角分别为$i = 85^\circ.9$和$i = 83^\circ.2$，说明这两个系统都是日全食双星，并且测光参数是可靠的。根据16次极小值，讨论了V1009~Per的轨道周期变化。% V1009 Per的估计物理参数为$M_1 = 0.874M_\odot, M_2 = 0.317M_\odot, R_1 = 0.865R_\odot, R_2 = 0.474R_\odot, L_1 = 0.521L_\odot, L_2 = 0.153L_\odot$。对于CRTS J031642.2+332639，物理参数为$M_1 = 1.037M_\odot, M_2 = 0.414M_\odot, R_1 = 1.002R_\odot, R_2 =…
2019-02-11 astro-ph.SR
Constraining the Overcontact Phase in Massive Binary Evolution I. Mixing in V382 Cyg, VFTS 352, and OGLE SMC-SC10 108086
作为引力波源、磁星和Be星等奇异现象的潜在祖先，密近大质量双星系统探测了大质量恒星演化中参数空间的一个关键区域。尽管这些系统的重要性，大的不确定性的性质和内部混合机制的效率仍然存在。在这项工作中，我们的目标是提供强大的观测约束的内部混合过程的光谱分析样本的三个大规模overcontact在不同的金属丰度。使用光学相位分辨光谱数据，我们使用更传统的1D技术和使用最先进的3D技术进行大气分析。我们比较和对比的假设和每种技术的结果，并调查如何影响最终得出的大气参数的假设。我们发现，在所有这三种情况下，系统的两个组件是高度overlighting表示要么有效的内部混合的氦或以前的非保守的质量传递。然而，我们没有发现强有力的证据，氦或CNO表面丰度的变化通常与混合。此外，我们发现，在不等质量的系统中，测量的有效温度和光度的质量较小的组件的地方，它非常接近的Hertzsprung-Russell图上的质量较大的组件。这些结果是使用上述两种技术独立获得的，这表明这些测量是稳健的。与理论预期相比，观测到的温度和表面丰度测量值之间的差异表明，可能有其他物理机制在起作用。
2021-04-16 astro-ph.SR
Photometric and period investigation of the late F-type overcontact binary II UMa
II UMa是一颗晚期F型（F5）接触双星，有一颗近距离的第三级和一颗远距离的视伴星。根据II UMa的四色（$B$ $V$ $R_c$ $I_c$）光变曲线解，它是一个高填充（f= $86.6\,\%$）、低质量比（$q = 0.172$）的接触双星系统，表明它处于晚型潮锁双星演化的晚期。主星和伴星的质量分别为$M_1 = 1.99M_\odot$，$M_2 = 0.34M_\odot$。主星是从ZAMS演化而来，但仍在TAMS之前，而次星则更加演化。考虑到通过光谱观测获得的质量比（$M_3/M_1 = 0.67$），近端三级的质量估计为$M_3 = 1.34M_\odot$。首次研究了双星系统的周期变化。根据拟合计算的（$O$ - $C$）曲线分析，确定以$dP/dt=4.88\times{10^{-7}}day\cdot year^{-1}$的速率的连续周期增加。它可能只是周期变化的一部分，也可能是周期变化和抛物线变化的组合。需要更多次的最小光照来证实这一点。第三分量的存在可能通过在预接触阶段从中心系统汲取角动量而在该双星系统的形成和演化中发挥重要作用。
2016-08-03 astro-ph.SR
Discovery of the massive overcontact binary VFTS 352: Evidence for enhanced internal mixing
由于缺乏观测限制，预计在两颗大质量恒星合并之前的接触阶段的特征很差。在这里，我们报告了VFTS 352的发现，这是剑鱼座30号地区的一颗O型双星，是迄今为止已知的最大、最早的光谱型过接触系统。我们导出了系统的三维几何构型、轨道周期$P_{\rm orb}=1.1241452(4)$ d、组分的有效温度$T_1=42\,540\pm280$ K和$T_2=41\,120\pm290$ K以及动力学质量$M_1=28.63\pm0.30 M_{\odot}$和$M_2 = 28.85\pm0.30 M_{\odot}$。与单星演化模型相比，VFTS 352组件的动力学质量分别为2700和1100 K。这些结果可以自然地解释为增强混合的结果，理论上预测发生在非常短的周期潮汐锁定系统。VFTS 352组件是迄今为止确定的两个最佳候选者，以进行这种所谓的化学均匀演变。VFTS 352的未来不确定。如果这两颗恒星合并，就会产生一颗旋转非常迅速的恒星。相反，如果恒星继续均匀地演化，并在它们的洛希叶内不断缩小，就可以避免合并。在这种情况下，潮汐可以抵消由风引起的自旋下降，使得VFTS 352部件可以在其寿命结束时满足在Eksar场景中对长伽马射线暴（GRB）祖源的要求。与VFTS 352的成分是否成为GRB的祖先无关，这种情况使VFTS 352作为黑洞双星的祖先而引起关注，因此作为通过黑洞-黑洞合…
2015-09-29 astro-ph.SR
Light curve solutions of six eclipsing binaries at the lower limit of periods of the W UMa stars
本文给出了六个食双星在W UMa星轨道周期下限的V和I波段光度观测结果。其中三个是新发现的食系统。光变曲线解表明，所有的短周期目标都是接触或过接触双星，并在短周期系统家族中增加了6个新的双星。四个双星的大小相等，质量比接近1。所有目标的V-I颜色的相位变化可以通过其背表面的温度低于其侧表面的温度来解释。有5个系统表现出O 'Connell效应，这种效应是由其主要部件侧面的冷斑再现的。V1067 Her在2011年和2012年的光变曲线由直径相反的斑点拟合。将WUMa星细分到我们的目标的标准导致了模糊的结果。
2015-02-03 astro-ph.SR
Tidal Interaction in High Mass X-ray Binaries and Symbiotic Stars
本文总结了我们最近对高质量X射线双星和共生星的潮汐相互作用的研究结果。我们证明了轨道周期<1200 d的共生星中的巨星是同向旋转（同步）的。共生体MWC 560和CD-4314304可能具有高轨道偏心率。共生双星中的巨星比场巨星旋转得更快，很可能它们的旋转是由白矮星的潮汐力加速的。轨道周期<40 d的巨星/超巨星高质量X射线双星是同步的。然而，Be/X射线二进制不同步。在Be/X射线双星中，星周盘比孤立的Be星更致密、更小，可能被轨道上的中子星截断。
2010-08-04 astro-ph.SR
Tidal Interactions in Post Common-Envelope sdB Binaries
在所有观测到的热亚矮星B（sdB）中，有一半以上是在双星中发现的，其中一半以上是在轨道周期为10 $ \,\rm{d}$或更小的近距离配置中发现的。为了估计这些主要是单线系统中的伴星质量，经常假设周期小于半天的sdB双星存在潮汐锁定。观察到的非同步性的一些密切sdB双星挑战这一假设，因此提供了一个理想的测试平台潮汐理论。通过求解sdB星一维详细恒星模型的二阶微分方程，得到了sdB星的潮汐耗散强度，从而估算了由Zahn动力潮引起的潮汐同步时间尺度.结果表明，在所有观察到的情况下，同步时间尺度长于sdB寿命。此外，我们研究的对流过冲和对流耗散的作用，在SdB星的核心，并没有发现潮汐引起的同步应该发生的理论框架。
2018-08-02 astro-ph.SR
Tidal Flows in asynchronous binaries: The beta-factor
我们讨论了潜在的作用，在异步双星潮汐流可能发挥运输化学富集的物质从深层向表面和相应的观测结果，这些过程。我们认为，由异步旋转引起的随时间变化的速度场可能有助于显着的混合，从而提供了一个通道，形成化学丰富的缓慢旋转的大质量恒星。
2013-12-04 astro-ph.SR
Tidal resonance locks in inspiraling white dwarf binaries
计算了氦和碳/氧（C/O）白矮星（WD）双星在引力波辐射下的引潮力响应。我们表明，共振锁，以前认为在双星与早期型明星，普遍发生在WD双星。在共振锁中，轨道和自旋频率同步发展，因此潮汐强迫频率近似恒定，特定的正常模式保持共振，产生有效的潮汐耗散和几乎同步的旋转。我们发现，类似的锁之间的自旋和轨道频率可以发生不仅与全球常设模式，但即使阻尼是如此有效的共振潮汐响应成为一个行波。我们推导了g模共振锁期间潮汐品质因数Q和潮汐加热率的简单解析公式，并进行了数值验证。我们发现，在C/O WDs中，轨道周期约为1 - 2小时时，Q值约为10^7;在氦WDs中，轨道周期约为3 - 10小时时，Q值约为10^9。通常潮汐加热发生在足够接近表面的地方，这种能量应该可以作为表面辐射观测到。此外，在轨道周期约10 min附近，潮汐加热率达到约10^{-2} L_（\sun），与我们的基准WD模型的光度相当。最近对13分钟双WD双星J 0651的观测与我们的理论预测大致一致。潮汐自然倾向于产生差异旋转，但是，我们表明，化石磁场强度的一个典型的WD可以保持固体旋转下降到至少P_orb ~ 10分钟，即使在存在的潮汐扭矩集中在WD表面附近。
2013-10-02 astro-ph.SR
Tidal Interaction in High Mass X-ray Binaries
我们的目的是研究大质量X射线双星中的潮汐相互作用，以确定在哪些天体中质量施主的旋转与致密伴星的轨道运动同步或伪同步。我们计算了赝同步周期（P_ps），并与质量施主的转动周期（P_rot）进行了比较。结果表明：（1）Be/X射线双星是不同步的，质量施主的转动速度大于轨道周期，P_ps/P_rot为2-300;（2）巨星和超巨星系统是接近同步的，P_ps/P_rot为0.3-2。
2009-05-07 astro-ph.SR
Tidal Synchronization of Binaries in Pleiades
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区嫦娥工程科学中心）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）
研究通过分析 Pleiades 集团中 42 个双星的轨道和自转周期，发现潮汐同步的临界周期约为 8.6-14 天，同步程度与质量比密切相关，早期型双星受潮汐制动影响显著。
2026-02-26 astro-ph.SR
Tidal Dissipation from Circularization in Kepler Binaries
The University of Texas at Dallas（德克萨斯大学达拉斯分校）；The University of Lethbridge（莱斯布里奇大学）
本研究通过贝叶斯分析105颗短周期类太阳开普勒双星，约束潮汐耗散参数$\log Q_*' \approx 6.75$，发现其不依赖周期和质量，并成功解释圆与非圆轨道重叠现象。
2026-09-21 astro-ph.SR
Tidal Circularization of Binaries by Resonance Locking I: The Importance of the Pre-Main-Sequence
虽然双星系统的潮汐耗散已经被研究了一个多世纪，但理论预测还没有与观测到的双星系统的特性相匹配。这项工作定量研究最近的建议，潮汐循环共振锁定，其中潮汐耗散产生的共振之间的恒星的自然振荡频率和谐波的轨道频率，共振“锁定”的时间延长，由于并发恒星演化。我们专注于潮汐共振与轴对称的重力模式，并检查从一到两个太阳质量的主要质量的双星。我们发现，通过共振锁定的轨道演化主要发生在恒星的前主序星阶段，与主序星阶段的贡献可以忽略不计。共振锁定，忽略非线性，可以循环双星与周边中心距离$\sim 10$恒星半径，对应的圆形周期$\sim 4-6$天。然而，我们发现共振激发的引力模将成为非线性的恒星核心，这将阻止他们达到其完整的，线性的振幅。我们估计，这样一个“饱和共振锁”减少了约三分之一的循环周期，但共振锁定仍然比平衡潮汐的累积作用更有效。在一篇配套论文中，我们研究了最近的二进制数据，以与理论进行比较。
2021-02-10 astro-ph.SR
Double-edged sword: the influence of tidal interaction on stellar activity in binaries
基于LAMOST DR7光谱对比单星与双星色球活动，发现K型双星活动增强且短周期双星出现超饱和或潮汐抑制现象，揭示潮汐相互作用对恒星活动具有双重影响。
2024-10-19 astro-ph.SR
Abundance analysis of Am binaries and search for tidally driven abundance anomalies - III. HD116657, HD138213, HD155375, HD159560, HD196544 and HD204188
在这里，我们继续系统的丰度分析样本的上午二进制，以寻找可能的丰度异常驱动的潮汐相互作用在这些二元系统。获得了HD 116657，HD 138213，HD 155375，HD 159560，HD 196544和HD 204188两个光谱区（6400-6500，6660-6760 AA）的新CCD观测结果。进行了综合光谱分析，确定了基本的恒星性质、有效温度、重力、预计的旋转速度、质量、年龄和若干元素的丰度。我们的结论是所有六颗恒星都是Am星。这些恒星被放在其他10 < Porb < 200天的Am双星的背景下，并在可能的潮汐效应的背景下讨论了它们的丰度异常。Am特性与v sin i有明显的反相关性。然而，似乎也有一个相关的偏心率，并可能与轨道周期。研究了温度、年龄、质量和微湍流度等因素对反应的影响。我们得到的投影旋转速度与Royer等人（2002）和Abt & Morrell（1995）的结果进行了比较。
2011-11-03 astro-ph.SR
EBLM XVII - Tidal Synchronization and Circularization in Tight Stellar Binaries
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Tufts University（塔夫茨大学）；University of Leeds（利兹大学）；Keele University（基尔大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Warwick（华威大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Observatoire Astronomique de l’Université de Genève（日内瓦大学天文台）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理学与空间研究研究所）
EBLM XVII研究了紧密恒星双星中潮汐作用的同步与圆化现象，发现约75%的样本已圆化，78%已同步，揭示了潮汐机制在不同轨道周期下的作用范围。
2026-03-04 astro-ph.SR
The massive multiple system HD 64315
O 6 Vn星HD 64315被认为属于恒星形成区NGC 2467，但之前的距离估计并不支持这种关联。我们探索这颗恒星的多重性质，目的是确定它的距离，并了解它与NGC 2467的联系。在过去的十年中，共收集了52个高分辨率光谱。我们使用他们的分析，结合全天空自动巡天和依巴谷星表的光度数据，得出结论，HD 64315至少由两个光谱双星组成，其中一个是食双星。HD 64315包含两个联星系统，其中一个是食联星。这两个双星之间的距离为0.09 arcsec（或500 AU），如果考虑到系统最可能的距离，大约为5 kpc。目前的观测并不排除有较暗的伴星存在。不食双星HD 64315 AaAb的周期为2.70962901+/-0.00000021 d。它的组成部分比食双星的温度高，并主导了系统的外观。食双星HD 64315 BaBb的周期较短，为1.0189569+/-0.0000008 d。我们推导出BaBb系统的两个组分的质量为14.6+-2.3 M $_\odot$。它们几乎是相同的;两颗恒星都充满了各自的洛希叶，并且在一个过度接触的配置中共享一个共同的信封。不食双星是一个分离的系统，由两颗光谱类型在O 6 V附近的恒星组成，最小质量分别为10.8 M $_\odot$和10.2 M $_\odot$，可能质量约为x。30 M $_\odot$。HD 64315提供了一个关于高质量恒星…
2017-08-02 astro-ph.SR
Close binary evolution I. The tidally induced shear mixing in rotating binaries
我们研究如何在一个二元系统的潮汐诱导一些特定的内部剪切混合，能够大大修改之前的质量转移密切的双星的演变。我们构建的数值模型占潮汐相互作用，纬向环流，运输的角动量，剪切和水平湍流，并考虑各种轨道周期和初始旋转速度。根据轨道周期和旋转速度，潮汐效应可能会使轴向旋转减速（减速情况）或加速（加速情况）。在这两种情况下，潮汐都可能引起大的内部差异旋转。潮汐诱导剪切混合（TISM）是如此有效，以至于角速度和化学元素的内部分布受到很大影响。演化轨迹被修改，在自旋下降和自旋上升的两种情况下，大量的氮可以在任何二元质量转移之前被输送到恒星表面。经向环流，当被适当地当作平流时，总是倾向于抵消潮汐的相互作用，当表面被制动时，倾向于使表面旋转起来，反之亦然。因此，轴向角速度变得等于轨道角速度所需的时间可能大于由典型的同步时标给出的时间。另外，由于纬向环流的存在，潮锁双星系统中仍存在着一些自转差。
2013-06-28 astro-ph.SR
Tidal Synchronization and Differential Rotation of Kepler Eclipsing Binaries
尽管晚型恒星的潮汐同步率在双星演化中起着重要作用，但几乎没有观测约束。我们目视检查了来自开普勒食二进制目录的2278个食二进制（EB）的光变曲线，以识别那些具有星点调制的二进制，以及其他类型的食外变化。我们报告了816个具有星点调制的EB的自转周期，发现79%的轨道周期小于10天的EB是同步的。然而，人口的短周期EB存在的旋转周期通常比同步慢13%，我们归因于高纬度恒星黑子的差异旋转。在第10天，有一个过渡，从主要是圆形的，同步的EB主要偏心，伪同步EB。这个过渡期是在很好的协议与银河系场双星的预测和观察到的圆化周期。在轨道周期大于30天时，潮汐同步的数量减少。我们还报告了12个先前未确定的候选$δ$ Scuti和$γ$ Doradus的恒星，以及一个候选的RS CVn系统与一个演变的主要表现出星点掩星。对于短周期接触双星，我们观察到的周期颜色的关系，并比较它与以前的研究。总的来说，这些结果代表了最大的均匀的晚型恒星的潮汐同步研究。
2017-10-19 astro-ph.SR
Physical parameters of close binaries QX Andromedae, RW Comae Berenices, MR Delphini, and BD +07{\circ} 3142
目标。我们分析了最近公布的密近双星QX And、RW Com、MR Del和BD +07 { \circ } 3142的最新光变曲线和径向速度曲线，以确定其组成部分的物理参数。方法.光变曲线的分析使用一个基于罗氏几何的双星模型，以适应光度观测。光谱参数，如质量比和光谱类型，是从最近的光谱研究的系统问题。结果我们的研究结果提供了一致和可靠的恒星参数的四个研究的二元系统。特别令人感兴趣的是BD +07 { \circ } 3142系统，因为这是对其光变曲线的首次分析。我们发现它是一个W UMa型和W亚型的过接触双星，并且每个组件在极区都有一个大的冷点。QX And是A亚型，RW Com是W亚型W UMa双星，在这两个系统中，我们都在组件之间的颈部区域发现了一个亮点。MR Del是一个分离的双星，具有复杂的光变曲线，我们可以在较热的部分上用两个冷点来建模。
2010-11-16 astro-ph.SR
Tidal capture formation of Low Mass X-Ray Binaries from wide binaries in the field
我们提出了一个潜在的有效的动力学形成方案的低质量X射线双星（LMXB）在外地，重点是黑洞（BH）LMXB。在这个形成通道中，LMXB是由宽双星（$(>1000$ AU）和BH组成部分以及恒星伴星形成的。宽双星受场星飞掠的扰动，其轨道随时间随机行走和变化。这种扩散过程可以驱动双星进入一个足够偏心的轨道，使得双星的潮汐分量在近心处相互作用，并演变成短周期双星，最终演变成LMXB。通过这个通道的LMXB的形成率主要取决于这种BH宽双星祖先的数量，这反过来又取决于出生时给予BH（或NS）的速度反冲。我们考虑了几种模型的形成和生存的这种宽的二进制文件，并计算LMXB形成率为每个模型。我们发现，BH形成的模型，通过直接崩溃，没有/很少natal踢可以引起高的形成率与那些从观察推断。这个形成场景有几个观测特征：（1）LMXB的数量密度通常遵循背景恒星密度;（2）BH恒星伴星的质量函数应该与背景恒星星族的质量函数相当，可能在$0.4-0.6$ M $_{\odot}$达到峰值。后一方面，特别是，是独特的，这个模型与以前建议的LMXB形成模型以下共同的信封二进制恒星演化。我们注意到，NS LMXB可以类似地从宽双星形成，但它们通过这个通道的形成率可能会显着较小，因为它们的出生踢高得多。
2015-10-20 astro-ph.SR
Testing tidal theory for evolved stars by using red-giant binaries observed by Kepler
潮汐相互作用控制着密近双星和行星系统中角动量的重新分配，决定着系统向可能的平衡态演化。在低质量恒星的对流包层中，作用于平衡潮汐的湍流摩擦对双星的角动量交换有很大的影响。此外，在最近的文献中，以及本文提出的理论模型表明，动力潮的耗散，构成的潮汐惯性波传播的对流信封，是弱的相比，在红巨星阶段的平衡潮的耗散。当我们将Zahn（1977），Verbunt & Phinney（1995）和Remus，Mathis & Zahn（2012）开发的平衡潮汐形式主义应用于NASA开普勒任务观察到的所有已知红巨星双星样本时，这一预测得到了证实。此外，观察到的充分解释，仅援引平衡潮汐耗散。这种整体分析也受益于振动分量和表面旋转速率的地震特性。通过星震学，以前的偏心率作为一种进化状态诊断的说法被抛弃了。这一结果对于我们理解恒星演化高级阶段多恒星和行星系统的演化具有重要意义。
2018-06-19 astro-ph.SR
A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler
我们在开普勒数据库中发现了一类具有动态潮汐扭曲和潮汐诱导脉动的偏心双星系统。每一个都有一个独特形状的光变曲线，其特征是在4-20天的时间尺度上周期性变亮或变化，经常伴随着较短的周期振荡。我们可以解释的主导功能，整个类与轨道变化的潮汐力，发生在封闭的，偏心的双星系统。各种各样的光变曲线形状产生于不同角度的观察系统。这一假设得到了五个系统的光谱径向速度测量的支持，每个系统都显示出偏心双星系统的证据。在发现这17个新系统之前，只有四颗恒星（KOI-54是最好的例子）已知有这些动态潮汐和潮汐诱导振荡的证据。我们执行初步的光变曲线和径向速度数据，提出了这一类的整体性能，并讨论了准确地模拟这些系统所需的工作。
2012-03-27 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Eccentric Binaries Containing Massive Main-Sequence Stars: Analytical Expressions
包含至少一颗大质量主序星的偏心双星系统的潮汐演化在合并致密天体双星的形成过程中起着重要的作用。在这样的系统中占主导地位的耗散机制涉及潮汐激发的传出内部重力波在对流辐射边界和恒星的信封/表面的波耗散。我们推导出了任意轨道偏心率和恒星自转速率下，这类双星的潮汐力矩和潮汐能传递率的解析表达式。这些表达式可用于研究包含大质量MS星的偏心双星的自旋和轨道演化，如合并中子星双星的祖先。将我们的结果应用到PSR J 0045 -7319系统，它有一个大质量的B星伴星和一个观测到的，快速衰减的轨道，我们发现，对于基于非旋转恒星模型的对流核心的标准半径，B星必须有一个显着的逆行和差分旋转，以解释观测到的轨道衰减率。或者，我们认为，对流核心可能是更大的结果，快速恒星旋转和/或质量转移到B星在最近的过去在后MS演化的脉冲星的祖先。
2021-10-22 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Tidal Synchronization and Dissipation
在紧凑的白矮星（WD）双星系统（周期从分钟到小时不等）中，重力波的激发和耗散所引起的动力学潮汐在确定WD质量转移或双星合并之前的物理条件方面起着主导作用。我们计算了几个实际碳氧WD模型中潮汐激发的重力波的振幅随潮汐强迫频率ω=2（Ω-Ω s）（其中Ω是轨道频率，Ω s是自旋频率）的变化，假定波在恒星外层由于非线性效应或辐射阻尼而有效地耗散。由于WD内部成分变化的尖锐特征，WD中的波激发机制是复杂的，并且在我们的WD模型中，重力波仅在氦-碳边界下方发射。我们发现，作用在WD上的潮汐力矩和相应的潮汐能传递率\dot E_{\rm tide}以不稳定的方式依赖于ω。平均而言，对于大范围的潮汐频率，\dot E_{\rm tide}的尺度近似为Ω^5ω^5。我们还研究了动力潮汐对WD双星长期演化的影响。在一个临界轨道频率Ω_c以上，对应于一个小时量级的轨道周期（取决于WD模型），动力潮汐有效地将Ω_s推向Ω，尽管即使在最小的双星周期也保持一个小的、几乎恒定的潮汐化程度（Ω-Ω_s \sim { \rm常数}）。虽然轨道衰减总是由引力辐射主导，但潮汐能转移会在低频引力波形中引起显著的相位误差，计划中的LISA项目可以检测到。潮汐耗散也可能导致WD包络线的显著加热和双星合并前很久系统的增亮。
2012-09-20 astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Influence of Rotation
潮汐相互作用在致密白矮星（WD）双星的演化和最终命运中起着重要的作用。潮汐不仅影响WD的合并前状态（如温度和旋转速率），而且还可能决定哪些系统合并以及哪些系统进行稳定的质量转移。在本文中，我们试图量化旋转对双星潮汐角动量输运的影响，具体的计算适用于WD恒星模型。我们采用传统的近似，其中动态激发的重力波内的WD转换成重力惯性霍夫波的旋转的效果。科里奥利力只有一个很小的影响，对潮汐重力波，和以前的结果预测的潮汐自旋和加热的吸入WD没有显着修改。然而，旋转强烈地改变逆行重力波和惯性波，吸积WD的潮汐自旋的重要后果。我们确定了新的动力学潮汐强迫项所产生的平衡和动力潮汐分量的适当分离，这些新的强迫项是非常重要的同步旋转系统附近。此外，我们还讨论了斯托克斯漂移流对波浪角动量通量的影响。最后，我们推测潮汐相互作用将如何影响吸积系统中的超同步旋转WD。
2014-06-10 astro-ph.SR
Tidal Flows from Asynchronous Rotation in Binaries
双星的非同步旋转产生了非径向振荡，这是已知的轨道时间尺度上可观测到的变化。表面速度场的水平扰动称为"潮汐流"。在本文中，我们说明了潮汐流扰动的方式，从均匀旋转的表面速度场，使用一层恒星模型的计算。我们证明了这个简化模型的有效性，它预测的光球吸收线轮廓和观测数据的二进制系统室女座α之间的惊人的相似性。速度摄动被用来计算机械能耗散率，点E，由于剪切流的情况下，一个大规模的（50 + 28 Mo）的二元系统具有中等偏心（e = 0.3）的轨道。近星相点E的最大值出现在面对伴星的半球上。然而，在其他轨道阶段，最大点E可能会向两极迁移。假设点E在大质量双星系统的质量损失特征中起作用，这表明特殊的双星，如HD 5980和船底座η星可能具有高度非球对称的质量损失分布，此外，它是随时间变化的。
2009-03-06 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper VII. Delta Scuti, gamma Doradus and tidally-perturbed pulsations in RR Lyncis
RR Lyn是一颗离体食双星，轨道为9.95 d，包含两颗A星：一颗金属衬星和一颗可能是贫金属星。我们使用TESS卫星的光变曲线和两组已发表的径向速度测量结果来确定系统的高精度特性。我们发现质量为1.939 +/- 0.007和1.510 +/- 0.003 Msun，半径为2.564 +/- 0.019和1.613 +/- 0.013 Rsun。在将公布的有效温度向上调整200 K后，我们发现与太阳化学成分和年龄为1 Gyr的理论模型非常一致，并且距离盖亚EDR 3视差略短于预期。林RR的光变曲线显示了脉动的明显证据。我们测量了35个脉动频率，并将较高的频率归因于三角洲Scuti-type脉动，中间频率归因于γ Doradus型脉动（其中一些可能是潮汐扰动）。较低的频率可能是在林RR潮汐激发的脉动或替代仪器的起源。大多数或所有这些脉动都可能出现在二级恒星中。RR Lyn是少数几个已知具有良好性质并展示多种类型脉动的食双星之一。
2021-09-21 astro-ph.SR
The effect of tides on near-core rotation: analysis of 35 Kepler $γ$ Doradus stars in eclipsing and spectroscopic binaries
我们用$γ$ Doradus望远镜系统地研究了开普勒食双星的重力和Rossby模周期间隔模式。这些恒星提供了一个很好的机会，以测试潮汐同步和角动量运输的F-和A-型恒星的理论。我们发现了35个显示出清晰模式的系统，包括光谱双星KIC 10080943。结合45个非食双星的$γ$ Dor组件已发现使用脉动计时，我们测量了它们的近核心旋转速率和渐近周期间距。我们发现，当轨道周期短于10天时，许多恒星被潮汐锁定，其中由传统自转近似（TAR）给出的近核自转周期与轨道周期一致。与单颗恒星相比，双星系统中的$γ$ Dor恒星在近核心的自转速率往往较慢，可能是潮汐自旋下降的结果。我们还发现了三颗恒星，它们的近核自转速度非常慢。为了解释这些，我们假设不稳定的潮汐激发振荡可以将角动量从恒星转移到轨道，并使同步以下的恒星减速，这个过程我们称为“逆潮”。
2020-07-31 astro-ph.SR
Eccentric binaries: Tidal flows and periastron events
一些双星系统提供了证据，表明在近星点通道周围的活动增强，这表明潮汐相互作用和这些近星点效应之间存在联系。这项研究的目的是研究恒星表面在受到双星伴星扰动时的随时间变化的响应。我们推导出的耗散率，$\dot{E}$，由粘性流的动能潮汐相互作用驱动的表面层。通过将网格模型计算的结果与Hut（1981）的分析预测和Zahn（1977，2008）的同步时间尺度进行比较，对该方法进行了测试。我们的轨道周期平均能量耗散的轨道分离的结果是一致的Hut的轨道分离的模型双星在近星点>8恒星半径。该模型还再现了预测的伪同步角速度为中等偏心率和相同的缩放的同步时间尺度的圆形轨道与分离的扎恩。计算给出了$\dot{E}$在恒星表面的分布，并表明它通常集中在赤道纬度，最大值通常位于四个明确定义的纬度附近，对应于最快的方位角速度扰动。最大振幅发生在近星点附近或稍晚于超同步旋转的恒星。在非常偏心的双星中，表面上的$\dot{E}$的分布随着轨道相位的变化而发生显著的变化，在近星点之后出现小的空间结构。对高偏心双星系统δ Sco的探索性计算表明，近星点周围表面性质的突然和大幅度变化可能有助于在该轨道相位附近观察到的活动。
2011-02-21 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
Tidally perturbed g-mode pulsations in a sample of close eclipsing binaries
上下文由于开普勒和TESS等太空任务的高精度测光，已经在十几个双星系统中检测到潮汐扰动和脉动倾斜。然而，其中只有两个是g模式的减速器。目标。我们的目标是检测潮汐扰动的g模式在额外的二元系统，并将其观测。方法.我们进行自定义的数据减少可用的开普勒和TESS测光的一个很好的研究样本的35个二元系统与伽马剑鱼星座。对于每个目标，我们使用100个正弦波的总和，在轨道谐波频率的二进制信号建模，并通过迭代预白化的残余光曲线测量显着的脉动频率。脉动被标记为潮汐扰动g模式，如果它们是周期间隔模式和轨道频率间隔多重态的一部分。在目视检查和确认后，这些目标和g模式的特性被表征。结果我们检测到潮汐扰动的g-模式脉动的五个短周期的二进制circularised和（几乎）同步旋转：KIC 3228863，KIC 3341457，KIC 4947528，KIC 9108579，和KIC 12785282。潮汐扰动g模式，发生在同一颗恒星，并具有相同的模式识别（k，m），被发现有几乎相同的相对振幅和相位调制，这是在其各自的1-西格玛的不确定性也相同的开普勒和TESS光度通带。相反，不同模式识别（k，m）的脉动被发现表现出不同的调制。此外，所观察到的振幅和相位调制的相关性，表明二进制潮汐主要扭曲g-模式振幅的恒星表面。相位调制主要是可见恒星表面上恒星通量积分的几何效应。（略）
2023-01-20 astro-ph.SR
Testing tidal theory using Gaia binaries: the red giant branch
本文通过盖亚DR3约3万个红巨星双星样本检验潮汐圆化理论，发现观测到的圆化范围超出理论预测约两倍，并揭示潮汐可加速巨星自转及偏心率下发生质量转移的现象。
2025-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clues on the Origin and Evolution of Massive Contact Binaries: Atmosphere Analysis of VFTS 352
大质量的O4.5 V + O5.5 V双星VFTS 352位于蜘蛛星云中，是已知周期最短、质量最大的过接触双星之一。最近的理论研究表明，这些系统中的一些可能最终导致引力波的形成通过黑洞的双合并通过化学均匀的演化途径。通过分析紫外光相位分辨光谱数据，我们的目标是限制大气和风的性质，这些性质以后可以用来对抗来自双星演化的理论预测。特别是，表面丰度的演变状态，质量传递和内部混合过程的强有力的诊断。从一组32个VLT/FLAMES可见光和8个HST/COS紫外光谱，我们使用光谱解缠分离的主要和次要成分。使用遗传算法包裹在NLTE模型的大气和光谱合成代码FASTWIND，我们进行了11个参数的优化，以获得两个组件的大气和风参数，包括表面的He，C，N，O和Si的丰度。我们发现，这两个组件比预期的更热相比，单星演化模型表明，额外的混合过程可能在发挥作用。然而，当采用系统环境的典型基线值时，得出的化学丰度并没有显示出明显的混合迹象。
2019-06-03 astro-ph.SR
The fate of Gaia's wide binaries: Interplay of white-dwarf recoil and tidal capture
研究白矮星反冲在宽双星中诱发潮汐捕获的机制，解释盖亚观测中的偏心率异常、中等偏心率双星形成及尘埃瞬变事件，并影响行星系统演化。
2025-09-10 astro-ph.SR
Rotation Period Evolution in Low-Mass Binary Stars: The Impact of Tidal Torques and Magnetic Braking
我们研究如何潮汐，恒星演化和磁制动形状的旋转周期（P $_{rot}$）的演变低质量恒星双星的轨道周期（P $_{orb}$）的100天在很宽的范围内潮汐耗散参数使用两种常见的平衡潮汐模型。我们发现，许多与P $_{orb} < 20$ d潮汐锁定的二进制，和大多数与$P_{orb} < 4$ d潮汐锁定到同步旋转的圆轨道。在短P $_{orb}$，潮汐力矩产生一群快速的旋转体，这是单星磁制动模型无法产生的。在许多情况下，我们表明，磁制动和潮汐之间的竞争产生了一个亚同步旋转器的人口，持续为陀螺，即使在短P $_{orb}$二进制，定性再现了Lurie等人在开普勒领域发现的次同步食二进制（EB）。这两个平衡潮汐模型预测，二进制可以潮汐互动出P $_{orb} \approx 80$ d，而恒定相位滞后潮汐模型预测，二进制可以潮汐锁定到P $_{orb} \approx 100$ d。潮汐扭矩经常迫使恒星双星的P $_{rot}$演化偏离单星经历的长期磁制动驱动的自旋下降，揭示了P $_{rot}$不是在所有情况下都是年龄的有效代理，即陀螺年代学可以低估年龄高达$300\%$，除非考虑双星。我们建议，轨道偏心率和P $_{rot}$的准确测定，可以用来区分平衡潮汐模型最好地描述潮汐相互作用的低质量双星。
2019-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Tides in Eccentric Binaries and Tidally-Excited Stellar Pulsations in KEPLER KOI-54
KEPLER卫星最近对主序星KOI-54中潮汐激发的恒星振荡的观测为研究偏心双星系统中的动力学潮汐提供了一个独特的机会。我们发展了旋转双星振荡模式潮汐激发的一般理论，并将我们的理论应用于KOI-54中潮汐激发的重力模式（g-模式）。观测到的最强振荡，发生在轨道频率的90和91倍，可能是由于锁定在轨道共振的m=2模式（相对于恒星自旋轴）。剩余的通量振荡的频率是轨道频率的整数倍，可能是由于近共振m=0 g模式;这样的轴对称模式产生更大的通量变化相比，m=2模式，假设恒星的自旋倾角是可比的轨道倾角。我们研究了在动力学潮汐作用下恒星自旋和轨道的共振锁模过程以及恒星的内禀自旋降速。我们表明，KOI-54可以自然地演变成一种状态，其中至少有一个m=2模式被锁定在与轨道频率共振。我们的分析提供了一个解释的事实，只有振荡的频率小于90-100倍的轨道频率被观察到。我们还从已发表的KEPLER结果中发现了KOI-54系统中发生三模非线性耦合的证据。我们认为，这种非线性模式耦合可以解释所观察到的振荡，不是谐波的轨道频率。
2011-12-02 astro-ph.SR
Temperature and Distance Dependence of Tidal Circularization in Close Binaries: A Catalog of Eclipsing Binaries in the Southern Hemisphere Observed by the TESS Satellite
潮汐力对于了解近距离双星和紧凑的系外行星系统如何形成和演化非常重要。然而，潮汐很难建模，潮汐的强度存在很大的不确定性。在这里，我们调查潮汐循环在密切的二进制使用大量的样本，以及特点的日食系统。我们在南半球的TESS测光中搜索食双星。我们得到最适合的轨道和恒星参数，共同建模光变曲线和光谱能量分布。为了确定食双星的偏心率分布在很宽的恒星温度（$3\,000-50\,000\,$ K）和轨道间距$a/R_1$（$2-300$）的范围内，我们结合我们新获得的TESS样本从地面和开普勒任务观察到的食双星。我们发现了一个明确的恒星温度和轨道分离的依赖关系的偏心近双星。我们比较我们的观测与预测的平衡和动态潮汐。我们发现，虽然凉爽的二进制同意与预测的平衡潮汐，一个大部分的二进制温度之间的$6\,250\,$ K和$10\,000\,$ K和轨道之间的分离$a/R_1 \sim 4$和$10$被发现在圆形轨道上的动态潮汐的预测相反。这表明，一些辐射信封双星可能是潮汐循环显着更有效地比通常假设的。我们的研究结果对轨道圆化也有重要的影响，在热的恒星的背景下，潮汐已被调用来解释所观察到的热和冷的宿主恒星之间的自旋轨道对齐的差异。
2021-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exploring a Stream of Highly-Eccentric Binaries with Kepler
利用16个月的Kepler观测资料，从主、次食（Δ tI，II = 3 d - 10 d）中识别出14颗高偏心轨道（最小e在0.5 - 0.85之间）长周期（40 d - 265 d）食双星。这些系统证实了先前暗示的双星星族的存在，它们位于P（1-e^2）^（3/2）~ 15 d的恒定角动量轨道附近，接近潮汐循环周期P_circ。它们可能由于潮汐耗散而正在迁移，并形成一个稳定状态的流（约1%的恒星），为近近双星的人口（百分之几的恒星）提供食物。如果是这样的话，未来的开普勒数据将揭示越来越多（几十个）的系统在更长的周期，在dN/dlgP \propto P^（1/3）之后，随着偏心率的增加，P -> 1000 d时达到e -> 0.98。没有二次食的长周期食双星的径向速度跟踪可以提供一个显着更大的样本。数量级更多（数百）可能揭示他们的存在，从周期性的“偏心脉冲”，如潮汐椭球变化，近心通道。本文报道了几个新的几天长的长周期（P = 25 d - 80 d）偏心脉冲候选者。
2012-01-20 astro-ph.SR
Possible tidal dissipation in millisecond pulsar binaries
从脉冲星计时推断的后开普勒（PK）参数为检验爱因斯坦的广义相对论提供了一种方便的方法。然而，在获得由引力波辐射引起的纯轨道衰变$\dot{P}_b$之前，这是PK参数之一，需要仔细考虑许多因素。潮汐耗散对$\dot{P}_b$的影响被认为是可以忽略的。在这里，我们调查的数据潮汐耗散对$\dot{P}_b$的可能影响。详细研究了大样本毫秒脉冲双星中潮汐耗散对$\dot{P}_b$的贡献。我们收集了大量的脉冲双星样品，测量了$\dot{P}_b$。所有的系统都是毫秒级的。这些系统的剩余$\dot{P}^{Res}_b$是通过减去三个正常的影响，也就是说，Shklovskii的影响，视线加速度和引力辐射。假定这种剩余$\dot{P}^{Res}_b$是由潮汐耗散引起的，则可以计算这些系统的潮汐参数，并与潮汐模型进行比较。剩余的$\dot{P}^{Res}_b$分布在一半阳性和一半阴性上。动力学潮汐模型可以解释毫秒脉冲星-白矮星双星的剩余$\dot{P}_b$。利用平衡潮汐模型，可以导出\object{PSR J1227-4853}主序星伴星的Love数为合理值$k_2=0.177^{+0.098}_{-0.058}$。这些结果与潮汐耗散的情况是一致的。此外，潮汐参数和轨道周期之间的弱相关性被揭示，可能起源于潮汐过程的回收阶段，这是值得进一步研究。
2022-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resonance locking and tidal evolution in rotating γ-Doradus binaries
STAR Institute, University of Liège（列日大学STAR研究所）；Astronomical Institute, Faculty of Physics and Astronomy, University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学物理与天文学学院天文研究所）
研究双星系统中共振锁定对轨道演化的影响，揭示其在恒星自转和轨道演化中的长期角动量交换作用。
2025-11-26 astro-ph.SR
Constraints on Tidal Quality Factor in Kepler Eclipsing Binaries using Tidal Synchronization: A Frequency-Dependent Approach
本研究针对类太阳恒星修正潮汐品质因子的频率依赖性，将其参数化为潮汐频率的饱和幂律，结合Kepler的70个食双星数据与贝叶斯分析，得到不同潮汐周期下的约束结果，补充了潮汐耗散特性的研究证据。
2023-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal interaction in compact binaries: a post-Newtonian affine framework
基于后牛顿展开和仿射近似，我们发展了一种半解析方法来模拟黑洞-中子星或中子星-中子星双星合并过程中中子星的潮汐形变.我们的方程描述，在一个统一的框架内，系统的轨道演化，和中子星变形。这些都是由潮汐张量驱动的，我们将其展开为1/c^3后牛顿阶，包括自旋项。我们测试的理论框架，模拟黑洞-中子星合并的质量脱落，我们确定通过比较的形状与罗氏瓣的恒星。我们验证我们的方法通过比较我们的结果与完全相对论，数值模拟。
2012-03-19 astro-ph.SR gr-qc
