Lifetime of short-period binaries measured from their Galactic kinematics
由于相当一部分恒星是在多个系统中，双星在恒星演化中扮演着至关重要的角色。在短周期（<1天）的二元特征中，年龄仍然是最难测量的。在本文中，我们通过短周期双星的运动学约束其寿命。利用盖亚数据发布2的运动学信息和{ \it广域红外勘测探测器}（WISE）的光变曲线，我们研究了作为体积有限的主序样本运动学函数的食二进制分数。我们发现食双星分数在切向速度为$10^{1.3-1.6}$ km/s处达到峰值，并向低速和高速端减小。这意味着厚盘星和晕星的食双星比薄盘星小$\gtrsim 10$倍。这是进一步支持的食双星分数对银河系纬度的依赖性。使用银河系模型，我们表明我们的结果与任何已知的二元分数对金属丰度的依赖性不一致。相反，我们的最佳拟合模型表明，这些短周期双星的形成延迟了0.6-3 Gyr，消失的时间小于厚盘的年龄。$\gtrsim0.6$ Gyr的延迟形成时间意味着这些短周期主序星双星不能由前主序星相互作用和Kozai-Lidov机制单独形成，并表明磁制动在它们的形成中起着关键作用。因为我们的样本的主序列寿命长于14 Gyr，如果短周期双星在老人口中的消失是由于其有限的寿命，我们的研究结果意味着大多数（$\gtrsim90$ %）短周期双星在我们的样本合并在其主序列阶段。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Blue Large-Amplitude Pulsators and Other Short-Period Variable Stars in the OGLE-IV Galactic Disk Fields
本研究在 OGLE-IV 银盘天区搜寻短周期变星，新发现20颗蓝色大振幅脉动星、6颗食双星及5颗未知类型变星，揭示了银盘内短周期变星的多样性。
2024-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Black Holes in Short Period X-ray Binaries and the Transition to Radiatively Inefficient Accretion
通过比较Ritter-Kolb星表中黑洞和中子星低质量X射线双星（LMXB）的轨道周期分布，我们发现在短轨道周期（P_orb <4 h）下，黑洞系统的统计证据是缺乏的。这可能是由于这两种类型的系统的轨道周期分布的真正差异，或者是由于黑洞LMXB在短轨道周期时优先隐藏起来。我们探讨后一种可能性，通过调查是否黑洞LMXB可以隐藏的开关，以辐射效率低的吸积在低光度。X射线双星爆发的峰值亮度和持续时间与星盘半径有关，因此也与轨道周期有关。在短时间内，峰值爆发光度下降到接近辐射效率低下的吸积阈值，黑洞LMXB具有较低的爆发光度，较短的爆发持续时间和较低的X射线占空比可比的中子星系统。这些因素结合在一起，可以大大降低短周期黑洞LMXB相对于那些含有中子星的探测概率。我们估计的爆发性质和黑洞LMXB的轨道周期分布使用两种模型的过渡到辐射低效吸积：吸积效率（eta）的瞬间下降到零，在一个分数（f）的爱丁顿光度（L_Edd）和幂律效率下降，eta \propto \dot{M}^n，L < f*L_Edd。我们表明，人口的黑洞LMXB在短轨道周期只能隐藏的效率急剧下降，无论是瞬时或n >= 3。这可以通过光度的真正下降或通过突然的光谱变化来实现，这种变化将吸积功率移出给定的X射线波段。
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study on the Evolutionary Period Changes of Short-period Type II Cepheids
本文用O-C方法分析13颗短周期II型造父变星的世纪观测数据，确认显著的演化性周期变化，并新识别7颗周期缩短的BL Her恒星。
2025-03-15 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226
我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。
2009-12-22 astro-ph.SR
A search for period changes of eight short-period Type II Cepheids
在这项研究中，我们研究了8个短周期II型造父变星的BL Her亚型，即，周期在1-4天范围内。这些恒星的$O-C$图是利用地面和空间调查的所有合适的观测数据构建的。这跨越了一个多世纪的时间间隔，包括数字化的摄影底片以及文献中的测光。$O-C$图显示出抛物线演化趋势，表明这8颗短周期星的周期既有增加的，也有减少的。这些周期变化与最近的理论演化框架和BL Her星的恒星演化模型是一致的。Lombard和Koen提出的脉动稳定性检验也表明周期的变化是真实的。
2022-07-29 astro-ph.SR
Period decrease in three SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit
SuperWASP光变曲线为53 W UMA型食双星（EB）的候选人，在以前的工作中确定为接近接触二进制短周期的限制，进行了研究的证据周期变化。大多数恒星的轨道周期都得到了确认，在三个天体中观察到周期显著减少，超过5 sigma：1SWASP J174310.98+432709.6（-0.055 \pm 0.003 s/yr）、1SWASP J133105.91+121538.0（-0.075 \pm 0.013 s/yr）和1SWASP J234401.81-212229.1（-0.313 \pm 0.019 s/yr）。观测到的周期变化的幅度不能用磁制动或引力辐射效应来解释，并且最有可能主要是由于从初级到次级组件的不稳定质量转移，可能伴随着系统的不稳定质量和角动量损失。如果这些周期性的减少持续下去，系统可能会在相对较短的时间内合并。
2012-05-08 astro-ph.SR
Short term period variable stars observed at OAUNI
我们提出的第一个科学成果的计划，短期周期变星观测使用OAUNI设施在秘鲁安第斯山脉。这些结果包括盾牌座δ星的高质量光变曲线，快速振荡星以及食和灾变双星。现有的仪器和设备达到的光度精度，并用于几个科学子程序，满足了最初的期望。
2019-04-03 astro-ph.SR
On the Existence of Long-Period Decayless Oscillations in Short Active Region Loops
本文基于太阳轨道器EUI观测，统计分析了活动区短环中的长周期无衰减振荡，发现环长与周期无显著相关且存在不同分支，并探讨了波模与激发机制的差异。
2024-11-23 astro-ph.SR
Photometric study of the short period W UMa system VW Cephei
共431个光电B和V观测的短周期。这些测量是在1995年9月27/28和28/29两个连续的夜晚获得的，代表了整个光变曲线阶段。对于每个滤光片，推导出四个最小光照时间，并从目前的光度观测中推导出新的周期为0.277892天。利用最新版本的W-D程序构造、研究和分析了新的光变曲线。
2014-02-12 astro-ph.SR
Ultra-short Period Binaries from the Catalina Surveys
我们研究了从最近从卡特琳娜巡天数据中确定的31，000个来源中选出的367个超短周期二进制候选者的属性。基于光变曲线形态，随着WISE，SDSS和GALEX多色测光，我们确定了两个不同的二进制的周期低于0.22天的接触二进制最小值。与最近的工作相比，我们在光谱上证实了M-矮星+M-矮星接触双星系统的存在。通过测量五个最短周期系统的径向速度变化，我们发现了罕见的冷-白矮星+M-矮星双星的例子。目前只有少数这样的系统是已知的。与温暖的白矮星系统不同，它们的紫外线通量、光学颜色和光谱都由M矮星伴星控制。我们对比我们的发现与以前的光度选择的超短周期接触二进制候选人，并强调使用光谱和相关的径向速度测量确认的持续需求。总的来说，我们的分析增加了超短周期接触二进制候选者的数量超过一个数量级。
2014-06-17 astro-ph.SR
V371 Per - A Thick-Disk, Short-Period F/1O Cepheid
V371 Per被发现是一颗双模态造父变星，其基本模态周期为1.738天，是银河系拍拍造父变星中最短的，周期比异常高，为0.731，而其他银河系拍造父变星的周期比在0.697和0.713之间。后者表明该恒星的金属丰度[Fe/H]在-1到-0.7之间。从银河平面导出的距离将其置于厚盘或晕中，而所有其他的银河系beat造父变星都属于薄盘。历史数据显示，基本和第一泛音周期都延长了。
2009-10-27 astro-ph.SR
Short-Term Variations in the Equatorial Rotation Rate of Sunspot Groups
我们在1931-1976年期间的格林威治太阳光日射结果（GPR），1977-2014年期间的太阳光学观测网络（SOON）和1974-2014年期间的德布勒森太阳光日射数据（DPD）中检测到太阳黑子群的太阳赤道旋转速率的几个周期性。我们的研究结果表明，一个约250天的周期，在赤道自转速率确定从两个山。威尔逊多普勒速度数据和太阳黑子群数据在1986-2007年。然而，小波分析表明，这种周期性主要出现在1991年左右的速度数据，而它是目前在大多数太阳黑子群数据所涵盖的太阳活动周期，主要是在太阳活动周期的最低历元附近。在1990-1995年的速度资料中，我们还发现了约1.4年周期的特征，而在太阳黑子群的赤道自转率中，主要是在1956年前后。太阳黑子群的赤道自转速率在1933年和1955年前后呈现出较强的~1.6年周期，1976年前后呈现出较弱的周期，1943年前后呈现出较强的~1.8年周期。我们的分析还表明，~5年，~7年和~17年的周期以及其他一些短期周期。然而，短期的周期性主要出现在太阳活动极小期。因此，由于数据的不确定性较大，无法确认短期周期性。
2016-10-21 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
Four ultra-short period eclipsing M-dwarf binaries in the WFCAM Transit Survey
我们报告了在WFCAM凌日巡天中发现的四颗超短周期（P<0.18天）食M矮星双星。它们的轨道周期比任何已知的主序星双星系统都要短，并且都明显低于早期双星系统的P~0.22天的周期截止值。最短周期的双星由两颗M4型恒星组成，轨道为P=0.112天。这些双星是在超过260，000颗恒星光变曲线中广泛寻找短周期食系统的一部分，其中包括超过10，000颗J=18等的M矮星，产生了25颗P<0.23天的双星。在一个流行的范例中，冷主序星的短周期双星的演化是由磁化风造成的角动量损失驱动的。在这个方案中，观察到的P~0.22天周期截止被解释为是由于时间尺度太长，使得较低质量的双星无法衰变到更紧的轨道。我们发现的低质量双星的轨道明显较短，这意味着这些时间尺度被高估的M-矮星，例如由于更高的有效磁活动，或形成这些紧M-矮星双星的机制是不同的，从早期类型的主序星。
2012-06-06 astro-ph.SR
A Statistical Study of Short-period Decayless Oscillations of Coronal Loops in an Active Region
日冕环振荡是日冕中的一种常见现象，通常分为衰减振荡和无衰减振荡。利用太阳轨道器上的极紫外成像仪（EUI）的高分辨率观测资料，统计研究了活动区日冕环短周期（<200 s）的小尺度横向振荡，NOAA 12965.在EUI 174 A图像中共识别出111个冠状环，它们都显示出没有任何明显衰减的横向振荡，被认为是无衰减振荡。振荡周期约为11秒至185秒，中位周期为40秒。因此，它们也被称为短周期振荡。相应的环路长度从约10.5微米到30.2微米，并建立了强烈的依赖性的振荡周期的环路长度，表明短周期振荡是在本质上的扭结模式驻波。根据日冕地震学，扭折速度被测量到约为330 - 1910 km/s，日冕环中的磁场强度被估计为约4.1 - 25.2 G，而无衰减扭折振荡携带的能通量大约在7 W m ^（-2）到9220 W m ^（-2）之间。我们的估计表明，短周期无衰减扭折振荡携带的波能量不能支持活动区的日冕加热。
2022-12-17 astro-ph.SR
Period and period change measurements for 143 SuperWASP eclipsing binary candidates near the short-period limit and discovery of a doubly eclipsing quadruple system
在以前工作的基础上，对SuperWASP档案进行了新的搜索，以确定短周期极限附近的食双星系统。探测到143个候选天体，轨道周期在16000 - 20000 s之间，其中97个是新发现的。在这些对象中，74个检测到1 σ或以上的周期变化显著，38个检测到3 σ或以上的变化显著。观察到的显著周期变化遵循近似正态分布，半峰半宽约为0.1 s/yr。周期长度与周期变化的幅度或方向之间没有明显的关系。在几个有趣的研究对象中，1 SWASP J093010.78+533859.5是一个新的双食四双星系统，由一个周期为19674.575 s的接触双星和一个周期为112799.109 s的大陵型双星组成，相隔66.1 AU，是第六个已知的这种类型的系统。
2012-11-21 astro-ph.SR
Short-period Post-Common Envelope Binaries with Balmer Emission from SDSS and LAMOST Based on ZTF Photometric Data
本研究基于ZTF测光数据分析了约200个WDMS双星，发现55个短周期PCEBs，其中6个为新发现，并讨论了其发射线机制，可能源于恒星活动或热白矮星照射。
2024-07-18 astro-ph.SR
On the possible existence of short-period g-mode instabilities powered by nuclear burning shells in post-AGB H-deficient (PG1159-type) stars
我们提出了一个脉动稳定性分析的热后AGB的H-缺乏前白矮星星与积极的He燃烧壳。所采用的恒星模型是最先进的平衡结构的代表PG 1159星来自完整的演化的祖星。完全非绝热脉动计算的基础上，我们证实了理论证据的存在一个单独的PG 1159不稳定带的$\log T_{\rm eff} - \log g$图的特点是短周期$g$模式激发的$ε$机制。这条不稳定带部分重叠的中/长周期$g$ -模式的不稳定的经典$κ$ -机制作用于部分电离的C和/或O的PG 1159星的信封已经知道GW Vir不稳定带。我们发现，PG 1159星的特点是厚的富氦信封，并位于这个重叠区域内，可以同时表现出短和中/长周期。我们研究了VV 47的特殊情况，它是一个脉动行星状星云核心，据报道它表现出一系列异常短的脉动周期。我们发现VV 47表现出的长周期可以很容易地用经典的$κ$机制来解释，而观测到的低于$\approx 300$ s的短周期分支可以对应于He燃烧壳层通过$ε$机制触发的模式，尽管需要更多的观测工作来确认这些短周期模式的真实性。如果短周期$g$ -模式在这颗恒星中的存在被未来的观测令人信服地证实，VV 47可能是第一颗已知的脉冲星，其中$κ$ -机制和$ε$ -机制的模式驱动同时运作。
2009-06-12 astro-ph.SR
Light curve modeling of four short-period W UMa binaries
我们使用广泛的模型网格来估计四个部分食W UMa接触双星的周期截止附近的全球参数。所有四个系统都由K型主序星和M型次级主序星组成，由于能量通过共同的包层传递，它们的质量显得不足。四颗恒星中有三颗表现出光变曲线的不对称性，这可以用磁场活动来解释，并用黑点来建模。我们讨论的光度质量比的可靠性和推导出的绝对参数的范围内的全食或偏食，并将它们与一个样本的完全食短周期W UMA系统从文献中。
2023-02-01 astro-ph.SR
Discovery of a magnetic white dwarf with unusual short-period variability
我们报告发现的磁性白矮星，这表明周期性的变化与P=110分钟，颜色相关的振幅和瞬态相移相比，在蓝色的红光曲线-以前未知的类型的可变性，这种类型的对象。我们将这些变化归因于一个近距离的超冷（迄今未被发现）伴星，或者更有可能是具有不寻常温度结构的磁点。
2018-02-07 astro-ph.SR
New Short-Period Delta Scuti Stars in OGLE-IV Fields toward the Galactic Bulge
本文报道了位于OGLE-IV星系核球区的24颗令人困惑的短周期变星的分类。这些恒星是低振幅（<0.05等）的多周期天体，主周期在22至54分钟之间，其类型无法仅根据测光明确确定。一个低分辨率的光谱跟踪表明，所有的物体都是主序星A/F型。因此，所有的变量都是delta Sct类型的乘法器。我们已经把它们加入到OGLE-IV变星集合中。
2022-12-14 astro-ph.SR
HD 60431, the CP2 star with the shortest rotational period -- Physical parameters and period analysis
CP 2星的光度、光谱和磁场随自转周期有周期性的变化。它们通常是慢转的，自转周期超过半天，除了晚B型星HD 60431，它的自转周期非常短，只有0.4755天。由于缓慢的自转被认为是建立化学特性的必要标准，这一特性使HD 60431成为一个特殊的天体，可能为CP 2恒星的形成和演化提供有价值的见解和限制。我们的研究旨在分析HD 60431的光变，推导大气丰度，并确定详细的物理参数，以确认其作为已知旋转周期最短的CP 2恒星的地位，特别强调旋转周期的演变。光度指数和高分辨率光谱，推导出我们的目标恒星的物理参数，演化状态和大气丰度。利用地面和空间设施提供的成套光度数据进行了光变研究。圆偏振光谱被用来检查恒星中纵向磁场的存在。HD 60431的年龄只有1000万年，它靠近零年龄的主序，是船帆座OB 2复合体中疏散星团NGC 2547的成员。我们确认它的地位作为一个经典的晚B型CP 2星表现出强烈的过剩的镁（1.8德克斯），硅（1.9德克斯），钙（1.6德克斯），钛（2.2德克斯），和铁（1.8德克斯）。在现有的光谱数据中没有发现强磁场存在的确凿证据。可用的光度时间序列数据证实了短的旋转周期，并表明旋转周期P' = 7.5（6）ms/yr略有长期增加。HD 60431是已知自转周期最短的CP 2恒星。
2022-09-25 astro-ph.SR
Short period eclipsing binary candidates identified using SuperWASP
本文给出了由SuperWASP发现的53颗短周期食双星的光变曲线和周期。其中包括48颗新发现的周期小于2x10^4秒（约0.23天）的天体，以及已知的最短周期双星（GSC 2314 -0530 = 1 SWASP J022050.85+332047.6）和其他四颗先前已知的W UMa星（尽管先前报道的这四颗中的两颗的周期被证明是不正确的）。主序接触双星的周期分布在0.22天左右的下限处显示出一个急剧的截止，但到目前为止，很少有系统接近这个极限。因此，这些新的候选者对于理解低质量恒星的演化和调查周期截止的原因非常重要。
2011-01-26 astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
Ultra-Short-Period Binary Systems in the OGLE Fields Toward the Galactic Bulge
我们提供了一个242个超短周期（P < 0.22 d）食和椭球双星的样本，这些双星是在朝向银河系核球的OGLE场中发现的。基于光变曲线形态，我们将样本分为接触双星和非接触双星。在后一组中，我们区分由一个冷的主序星和一个B型亚矮星（HW Vir星）组成的双星系统和灾变变星的候选者，包括五个食矮新星。其中一个被发现的食双星系统- OGLE-BLG-ECL-000066 -轨道周期低于0.1 d，可能是由M矮星组成的近接触配置。如果得到证实，这将是目前已知的周期最短的M矮星双星系统。我们讨论了可能的演化机制，可能导致轨道周期低于0.1 d的M-矮双星。
2015-03-19 astro-ph.SR
Evolution of coexisting long and short period stellar activity cycles
太阳的磁场活动在大约11年的周期内变强变弱，调节地球所经历的辐射和带电粒子环境，称为“空间天气“。威尔逊山天文台数十年来的观测显示，其他恒星在其Ca II H+K线的发射中也显示出有规律的活动周期，并确定了周期长度与恒星自转速率之间的两种不同关系。最近在更高节奏下的观察发现了更短的周期，周期在1-3年之间。其中一些较短的周期与较长的周期共存，这表明两个潜在的发电机可以同时运行。我们将这些新的观测结果与以前的数据相结合，我们发现，较长和较短的周期与早期基于平均活动水平和旋转周期的分析所预期的结果非常一致。与周期行为的两个分支相关联的相对湍流长度尺度表明，近表面发电机可能是驱动更活跃的恒星周期的主导机制，而在更深层运行的发电机可能在不太活跃的恒星中占主导地位。然而，在小于2.3 Gyr的恒星的所有活动水平上都发现了几个同样突出的长短周期的例子。偏离预期的循环周期表明对流区的深度或金属丰度没有依赖性。对于一些表现出较长周期的恒星，我们计算了未来高节奏观测可能检测到的较短周期的周期。
2017-08-17 astro-ph.SR
Study of Short Period Variables and Small Amplitude Periodic Variables
我们的目标是评估Gaia在短周期（p < 2小时）和小幅度变异的周期恢复方面的性能。为了达到这个目标，我们首先收集了符合上述要求的变星的性质。然后，我们建立了一个数据库的合成光变曲线与短周期和低振幅的变化与时间采样，遵循盖亚名义扫描法和噪声水平对应的预期光度精度的盖亚。最后对合成光变曲线进行周期搜索，得到周期恢复统计量。这项工作将我们以前的周期恢复研究扩展到具有非平稳傅立叶谱的短周期变星。
2010-11-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Contact binaries at the short period cut-off I. statistics and the first photometric investigations of ten totally eclipsing systems
接触双星的周期分布在0.22天处有一个非常尖锐的短周期截止。为了提供有价值的信息，这个短周期的限制，我们观察到10个全蚀接触双星的轨道周期接近这个截止。通过W-D程序的详细分析，我们确定其中两个系统为A亚型接触双星，另两个系统为W亚型接触双星，并且所有目标都表现为浅接触构型。一半的目标显示出恒星黑子活动，其中四个有第三光。对已有研究的USPCBs进行了统计分析，得到了55种USPCBs的物理参数。得到了这些系统的一些共同性质。通过对USPCBs的周期-颜色图的研究，我们发现USPCBs的周期-颜色关系不同于其它的W UMa型接触双星，USPCBs是贫金属的老星。此外，通过色密度图的绘制，讨论了系统的演化状态。我们推导出的USPCBs的两个组件的演化状态显示出相同的特征，其他接触双星，尽管较小的质量造成的较慢的演化状态。我们认为Rucinski（1992）提出的完全对流极限和Stepien（2006）提出的AML理论都能产生短周期截止，并且在一定条件下，通过去除主食双星的角动量，第三伴星在短周期接触双星的形成过程中是非常重要的。
2019-03-12 astro-ph.SR
Spectroscopy of the enigmatic short-period cataclysmic variable IR Com in an extended low state
我们报告发生深低状态的食短周期激变变量IR COM，持续两年多。在这种状态下获得的光谱显示系统是一个分离的白矮星加上低质量的伴星，表明吸积实际上已经停止。从SDSS光谱得到的伴星的光谱类型是M6-7，比IR Com的轨道周期稍晚。其径向速度幅值K_2=419.6 ± 3.4km/s，倾角75- 90 °，代表0.8Msun<Mwd<1.0Msun。我们估计白矮星的温度约为15000 K，巴耳末线中没有塞曼分裂，排除了超过5 MG的磁场。IR Com仍然没有明确的分类，特别是深，长的低状态的发生是迄今为止唯一的短周期CV中没有强磁性。
2014-03-29 astro-ph.SR
The binary central stars of PNe with the shortest orbital periods
当行星状星云（PNe）演化到共包络阶段时，近双星在行星状星云的形成过程中扮演着重要的角色。我们提出了两个最短的轨道周期的PN双星中心星之间的检测。它们是Hen 2-428，一个双极PN，和V458 Vul，一个被轻度双极行星状星云包围的新新星。这些系统的中心恒星的性质，他们的星云和他们可能的命运进行了讨论。
2010-09-15 astro-ph.SR
The short orbital period binary star at the heart of the planetary nebula M 3-1
我们在行星状星云M3 -1的中心发现了一颗轨道周期为3 h5 m的双星，这是已知周期最短的光度可变中心恒星，仅次于V458 Vul。光和径向速度曲线的组合模型显示，这两个分量都接近于Roche瓣填充，强烈表明中央恒星将迅速演变为一个灾难性的变星，可能经历类似于V458 Vul的演变，导致行星状星云完全消散之前的新星爆发。而短的轨道周期和近罗什叶填充性质的两个组成部分，使中心的M3 -1的一个重要的测试案例，以限制形成过程的激变变量，新星，甚至可能是超新星Ia型。
2018-07-30 astro-ph.SR
Twins: The Two Shortest Period Non-Interacting Double Degenerate White Dwarf Stars
本文报道了两个最短周期无相互作用的白矮星双星系统的探测。这些系统，SDSS J143633.29+501026.8和SDSS J105353.89+520031.0，通过搜索构成斯隆数字巡天公布光谱的各个曝光中的径向速度变化来识别。我们跟踪这些系统的时间序列光谱测量这些系统的周期和质量比。虽然我们只对伴星的质量给出了一个下限，但我们认为它们也一定是白矮星。由于周期约为1小时，我们估计这两个系统将在不到1亿年的时间内合并，但合并产物的质量可能不足以导致1a型超新星。
2009-11-09 astro-ph.SR
Parameters of two low-mass contact eclipsing binaries near the short-period limit
两个天体1 SWASP J150822.80-054236.9和1 SWASP J160156.04+202821.6最初是从它们的SuperWASP存档光变曲线中检测到的，它们是候选的食双星，其周期接近主序星双星轨道周期分布的短周期截止点，大约在0.2 d。在这里，使用INT光谱数据，我们确认他们作为双线光谱和食双星，在接触配置。根据它们的可见光变曲线和径向速度曲线的建模，我们确定了它们的组件和系统参数，精度在~2和11%之间。前者包含1.07和0.55Msun分量，半径分别为0.90和0.68Rsun，其主星表现出周期为系统轨道周期1/6的脉动。后者包含0.86和0.57 M_sun分量，半径分别为0.75和0.63 R_sun。
2014-02-03 astro-ph.SR
The Effects of Magneto-Convection on Short Period Cataclysmic Variables
本文通过简单模型研究磁对流对短周期激变变星演化的影响，发现其导致伴星膨胀、周期延长和质量损失率降低，最小轨道周期增加14分钟，但白矮星质量增大对缓解周期最小值问题作用有限。
2025-07-09 astro-ph.SR
Search for Short-Term Periodicities in the Sun's Surface Rotation: A Revisit
利用Mt. 1985年12月3日至2007年3月5日期间的Wilson逐日多普勒速度测量表明，在1996年之前的这段时间内，地面赤道自转速率存在7.6年、2.8年、1.47年、245天、182天和158天的周期。然而，在1995年之后的这段时期内，更准确的测量数据没有任何变化。也就是说，上述在1996年之前的数据周期性可能是由于Mt仪器的频繁变化而导致的这些数据的不确定性的人为因素。威尔逊摄谱仪。另一方面，在第22个周期（1986-1996年）和第23个周期（1997年以后）期间，大多数活动现象的时间行为是相当不同的。因此，在上一个周期中存在上述短期周期性，而在当前周期中不存在它们，原则上可能是这些周期中太阳旋转的真实时间行为。
2009-03-24 astro-ph.SR
Photometric study of the short-period RS CVn eclipsing binary DV Psc
我们提出了我们在2010年和2011年获得的DV Psc的新测光，以及2012年2月14日的新光谱观测。在我们的观测中，在DV Psc上的一个周期内可能首先探测到三个类似耀斑的事件。DV Psc的耀斑速率约为0.017耀斑/小时。利用Wilson-Devinney程序，我们得到了初步的星点参数。此外，根据Max. I-Max. II的变化分析，磁周期为9.26（+/-0.78）年。
2012-09-10 astro-ph.SR
Short-period stellar activity cycles with Kepler photometry
我们研究的短周期成分的恒星活动的周期Pcyc长达1000天，使用开普勒任务测光的快速旋转（旋转周期从1到4天）的恒星光谱的M4 V到F3 V。应用这两种非光谱方法，我们测量了462个天体的恒星周期有效周期。所获得的结果与Vida等人（2014）先前的测量结果一致，似乎不是由跳动效应引起的。对Pcyc星系团的测量是在一个特定的分支中进行的，该分支覆盖了Saar-Brandenburg（1999）图中以前未研究的区域，并将不活跃恒星的分支与超活跃天体的分布区域连接起来。结果表明，该分支的形成是由于α-猝灭效应，它饱和的磁发电机和循环周期的增加，倒置Rossby数。这一发现是重要的灾难性淬火和其他启发式近似的非线性α效应的讨论的背景下。
2015-06-18 astro-ph.SR
A study of light travel time effect in short-period MOA eclipsing binaries via eclipse timing
从天体物理学微透镜观测（MOA）EB目录（Li et al. 2017）中选择了542个周期短于2 d的食双星（EB）样本进行食时变化分析。对于这个样本，我们能够从MOA-II获得跨越9.5年的时间序列。我们发现了91个EB，542个EB中，检测到的光旅行时间效应信号表明存在的第三同伴的轨道周期从250 d-28 yr。在我们的样本中的第三同伴的EB的频率增加的周期减少，并达到0.65的接触双星周期短于0.3天的值。如果只考虑周期<0.26d的接触双星，频率甚至会达到单位。我们的研究结果表明，接触二进制周期接近0.22-D接触二进制限制通常伴随着相对密切的第三同伴。
2018-08-26 astro-ph.SR
Radio Flaring from the T6 Dwarf WISEPC J112254.73+255021.5 with A Possible Ultra-short Periodicity
我们提出了新的结果，从一个持续的5 GHz的搜索耀斑无线电发射的样本的L和T褐矮星，进行与305米阿雷西博射电望远镜。除了先前报道的来自T6.5矮星2 MASS J10475385+212423的耀斑外，我们还检测并确认了来自另一个T6矮星WISEPC J112254.73+255021.5的圆偏振耀斑。虽然耀斑是零星的，但它们似乎以0.288小时的稳定周期发生。考虑到电流限制，不能排除等于其第二和第三次谐波的周期。在8个月的观测时间跨度内，这段时间的稳定性表明，如果这是真的，它可能反映了恒星的快速旋转。如果得到证实，这三个推断的周期中的任何一个都将比迄今为止测量的褐矮星最短的1.41小时自转周期短得多。这一发现将对亚恒星物体的角动量演化和旋转稳定性提出新的观测约束。对第六颗~1000 K矮星的射电辐射的探测进一步表明，最冷的褐矮星和可能的年轻巨行星可以利用厘米波长的射电观测作为工具进行有效的研究。
2016-04-15 astro-ph.SR
The New RS CVn Binary V1034 Her Revisited and the orbital period - Activity relation of Short-period RS CVn binaries using photometric distortion amplitude
本文给出了2009年和2010年新发现的RS CVn食双星V1034 Her的新的CCD BVRI光变曲线，其形状与以前发表的结果不同。我们试图用一个点模型来解释这种现象。利用Wilson-Devinney程序，采用单点和双点模型，导出了系统的光度解和星点参数。比较两个结果，表明两个光斑的情况在再现光变曲线畸变方面更成功。对于所有的点云，表明活动经度带的走向和各活动经度带的走向可能发生转换。对比2009年和2010年的光变曲线，发现光变曲线在一年的长时间尺度上变化，尤其是在0.25位相上。此外，我们还收集了短周期RS CVn双星光度畸变的最大振幅值。我们首次发现，有一个趋势，随着轨道周期的减少，活动增加。最后，用多项式函数拟合所有已知的光最小时，包括我们新得到的光最小时，证实V1034的轨道周期经历了上升。
2011-12-12 astro-ph.SR
The first light curve modeling and orbital period change investigation of nine contact binaries around the short period cut-off
本文首次合成了九颗近接触双星在短周期极限附近的光变曲线，并分析了它们的轨道周期变化。发现这些系统都是W-亚型接触双星。其中一个为中接触体系，另一个为浅接触体系。其中4颗表现出明显的O 'Connell效应，可以用其中一颗恒星上的暗斑或热点来解释。在三个系统中检测到第三光。通过研究轨道周期的变化，我们发现，四个目标表现出长期周期减少，而其他表现出长期周期增加。长期周期的减小更可能是由角动量损失引起的，而长期周期的增加则是由于质量较小的组分向质量较大的组分的质量转移。通过对19颗已知轨道周期变化的超短周期接触双星的统计，发现其中7颗双星的轨道周期长期减小（其中3颗还具有周期变化），10颗双星的轨道周期长期增大，2颗双星的轨道周期仅具有周期变化，且大部分是浅接触双星，支持Stepien提出的长时间尺度角动量损失理论。对于这三个深接触系统，我们发现它们可能是三重系统。第三伴星在它们的形成和演化过程中起着至关重要的作用。
2020-03-05 astro-ph.SR
The eccentric short-period orbit of the supergiant fast X-ray transient HD 74194 (=LM Vel)
目标。我们给出了O型超巨星HD 74194的第一轨道解，它是超巨星快速X射线瞬变IGR J 08408 -4503的光学对应物。方法.我们测量了HD 74194的光谱中的径向速度，并首次确定了轨道解。我们还分析了复杂的Hα谱。结果HD 74194是一个双星系统，由一颗O-型超巨星和一颗致密天体组成，在短周期（$P=9.5436\pm0.0002$ d）和高偏心率（$e=0.63\pm0.03$）轨道上运行。Hα线的等效宽度并不完全随轨道周期而变化，但似乎在一个比轨道周期长近30倍的超轨道周期（$P=285\pm10$ d）中变化。
2015-10-22 astro-ph.SR
Modelling of transverse oscillations driven by p-modes in short coronal loops
该研究在理想MHD框架下建模短冕环，发现5分钟倾斜类p模足点驱动可激发两类无衰减横向振荡，解释了观测到的周期差异，拓展了对日冕振荡的认识并提示p模是日冕加热的潜在能源。
2023-08-26 astro-ph.SR
Filling the gap between synchronized and non-synchronized sdBs in short-period sdBV+dM binaries with TESS: TIC 137608661, a new system with a well defined rotational splitting
TIC 137608661/TYC 4544 -2658-1/FBS 0938 +788是TESS太空任务发现的一颗新的sdBV+dM反射效应双星，轨道周期为7.21小时。除了轨道频率及其谐波，TIC 137608661的傅立叶变换还显示了sdB星的许多g模式脉动频率。振幅谱特别容易解释，因为我们立即看到几个等间隔频率的旋转三元组。这些三重态的中心频率在周期上是等间隔的，平均周期间隔为270.12 s，对应于连续的l=1模式。从1.25 μHz的平均频率间隔，我们推导出sdB星深层的自转周期为4.6天，明显长于轨道周期。在少数通过星震学测量sdB旋转的sdB+dM双星中，TIC 137608661是轨道周期和核心旋转周期最短的非同步系统。只有NY Vir的轨道周期较短，但它是同步的。从TIC 137608661的光谱跟踪，我们测量了sdB星的径向速度，确定了它的大气参数，并估计了恒星表面的旋转速率。这种测量使我们能够排除外层的同步旋转，并提出了一种差动旋转，表面旋转速度比核心快，这在其他一些类似的系统中发现。此外，TIC 137608661的光谱能量分布的分析，以及sdB脉动特性和asteroseismic模型之间的比较，给我们提供了进一步的元素来约束系统。
2022-01-17 astro-ph.SR
The Common Envelope Evolution Outcome. II. Short Orbital Period Hot Subdwarf B Binaries Reveal a Clear Picture
本研究利用7个倾角已知的短轨道周期sdB+WD双星约束CEE物理，得到CE效率参数平均值为0.32，发现其可能是初始质量比的函数，结果可用于双星群体合成模拟。
2023-12-15 astro-ph.SR
Magnetospheric Truncation, Tidal Inspiral, and the Creation of Short and Ultra-Short Period Planets
FGKM矮星周围的亚海王星在对数轨道周期内均匀分布，最短为$\sim$ 10天，但在较短的周期内数量减少。无论是在$\sim$ 10天的中断和发生率下降到$\sim$ 1天的斜率可以归因于截断的原行星盘由他们的主恒星磁层在共同旋转。我们证明了这一点，推导出行星发生率配置文件的经验分布的前主序星旋转周期。观察到的配置文件更好地复制时，行星随机分布在磁盘-可能是预期的，如果行星形成在原地-而不是堆积在磁盘边缘附近，如果他们迁移的磁盘扭矩的情况下。行星可以从盘边缘带到超短（$< 1$天）周期的异步平衡潮汐在他们的恒星。潮汐迁移可以解释超短周期行星（USP）比长周期行星的间隔更宽。我们的图片为理解为什么富含金属的恒星倾向于拥有更多的USP提供了一个起点，以及为什么无论宿主恒星是FGK型还是早期M型，亚海王星的人口在$\sim$ 10天后都会下降。我们预测A星周围的行星出现率也会在短时间内破裂，但在$\sim$ 1天而不是$\sim$ 10天，因为A星比低质量恒星旋转得更快（这个预测假设行星的微行星构建块可以在尘埃升华半径内漂移）。
2017-04-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Reply to Comment on "Gravitational Waves From Ultra- Short Period Exoplanets"
Wong等人（2018）最近对我们的论文“来自超短周期系外行星的引力波”（Cunha，Silva，Lima 2018）进行了令人鼓舞的批评，该论文探索了具有极短周期（小于80分钟）的系外行星子集的潜力，作为计划中的天基LISA天文台的可能科学目标。在这里，我们提请注意一些微妙之处和局限性的基本批评，在我们看来，没有适当地强调在他们的评论。特别是，简单的估计表明，一个半径为250 pc的环绕地球的球体可以容纳一个人口$ \sim 10^{4}$超短周期系外行星的特征应变相同的顺序或更高的比我们的论文分析。这意味着与超短周期系外行星的引力波模式有关的问题可能会在不久的将来被LISA仪器以新的和更确定的数据所超越。
2018-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally Distorted Exoplanets: Density Corrections for Short-Period Hot-Jupiters based solely on Observable Parameters
短周期热中子星与其母星的接近意味着它们会受到极端的潮汐力的影响。这对它们的结构有着深远的影响，因此，假设行星是球形的密度测量可能是不正确的。我们模拟了34个已知的短周期热彗星的潮汐畸变表面，假设行星的引力等势面不变，并且仅根据系外行星系统的观测参数计算了由此产生的密度。将这些结果与假设行星是球形的密度值进行比较，发现对于周期很短（通常小于两天）的行星，测量的密度有明显的变化。对于最短周期的系统之一，WASP-19 b，我们确定从球形的情况下，体积密度减少12%，对于本研究中的大多数系统，该值在1- 5%的范围内。另一方面，我们也发现的情况下，失真是可以忽略不计的（相对于行星参数的测量误差），即使在一些非常短的周期系统的情况下，取决于质量比和行星半径。对于需要明显巨大核心质量的高密度气体行星，由于潮汐变形的密度修正对于最短周期系统可能变得重要。
2014-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hot Big Planets Kepler Survey: Measuring the Repopulation Rate of the Shortest-Period Planets
通过调查最短周期的“大”行星的新领域，开普勒航天器可以提供统计数据，以更清楚地测量巨型和中型行星的出现分布。这将允许分别确定巨行星和中等行星的潮汐迁移速率与恒星潮汐耗散强度（由潮汐品质因数Q表示）之间的关系。我们提出了一个“热大行星调查”，以寻找新的大行星，以更好地确定行星出现的分布在最短的时间。我们称开普勒能够找到的行星为“大”，目的是比较巨型和中型行星（大于和小于8个地球半径）的分布。从一个领域的行星分布已被解释为表明，最短周期的巨行星是在一个正在进行的高偏心率迁移流的结束，可能是从更远的散射。在这些短周期内的行星数量仍然很小，这使得分布显示向内潮汐迁移的预期功率指数的结果不确定。目前的统计数据很难说，尽管在大多数时期有更多的中等行星，但在最短的周期内存在更多的巨行星是否表明巨行星的迁移比中等行星大。我们提出了一个重新设计的开普勒任务，进行足够的45天观测，以调查10倍于原始领域的调查，以调查周期长达15天，至少有三次凌日的行星。目前的统计数据很难说，尽管在大多数时期有更多的中等行星，但在最短的周期内存在更多的巨行星是否表明巨行星的迁移比中等行星大。
2013-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Short-period X-ray oscillations in super-soft novae and persistent SSS
在三颗新星的SSS相和一颗持续SSS相的X射线光变曲线中发现了<100 s的短周期振荡。我们追求的观测方法，以确定可能的驱动机制和关系的基本系统参数，如白矮星质量。我们进行了系统的搜索，在所有可用的XMM牛顿和钱德拉X射线光变曲线的持续SSS和新星在SSS阶段的短周期振荡。为了研究时间演化，我们将每个光变曲线分成短时间段并计算功率谱。然后，我们构建了动态功率谱，从中我们确定瞬态周期信号，即使只存在很短的时间。从每个系统的所有时间段，我们计算检测到周期性信号的时间分数。除了先前已知的具有短周期振荡的系统，RS Oph（35秒），KT Eri（35秒），V339 Del（54秒）和Cal 83（67秒）之外，我们还发现了一个额外的系统，LMC 2009 a（33秒），并从KT Eri的Chandra数据中确认了35秒周期。振荡的幅度是小于相应计数率的15%的量级，并且变化不明显依赖于X射线计数率。LMC 2009a、RS Oph、KT Eri、V339 Del和Cal 83在2 σ显著性（占空比）下检测到相应周期的时间分数分别为11.3%、38.8%、16.9%、49.2%和18.7%。在单个观察中发现的相应最高占空比为38.1%、74.5%、61.4%、67.8%和61.8%。
2015-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
About a mechanism of the short period 160-min radial pulsations of Sun
太阳的可见光直径以160分钟为周期振荡，大量的太阳辐射参数也具有同样的周期性。为了阐明这些纵向径向脉动的起源，我们使用了内层平衡方程，线性化后，变成了谐振子方程。后一个方程允许径向脉动，其周期和波长是利用各层气体压力和密度的回归表达式计算的。径向脉动起源于活动带的表面，传播到Litosphere，在那里它们经历全内反射，产生周期为150-160 min的地表下驻波。
2009-12-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Orbital Decay of Short-Period Exoplanets via Tidal Resonance Locking
大部分已知的系外行星的轨道周期都很短，主恒星内的重力波的潮汐激发导致行星的轨道衰减。我们研究潮汐共振锁定的影响，其中行星锁定到潮汐激发恒星引力模式的共振。由于恒星的重力模式频率通常会随着恒星的演化而增加，行星的轨道频率也会同步增加，这可能会导致比其他潮汐理论预测的更快的轨道衰减。由于非线性模式阻尼，类太阳恒星的共振锁定可能只适用于低质量行星（$M \lesssim 0.1 \, M_{\rm Jup}$），但在具有对流核心的恒星中，它可能适用于所有行星质量。共振锁定的轨道衰变时间尺度通常与恒星的主序星寿命相当，对应的有效恒星品质因数（$10^3 \lesssim Q' \lesssim 10^9$）范围很广，取决于行星的质量和轨道周期。我们对几个单独的系统进行了预测，并研究了共振锁定和非线性波耗散引起的轨道演化。我们的模型演示了短周期大质量行星如何被非线性模式阻尼迅速摧毁，而短周期低质量行星可以生存，即使它们通过共振锁定进行了大量的向内潮汐迁移。
2021-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Detecting short period variable stars with Gaia
我们分析了模拟的ZZ Ceti光变曲线的时间序列的频域，以研究盖亚任务的短周期变量（周期< 2小时）的可探测性和周期恢复性能。在我们的分析中，首先我们使用了一个非线性的鲸鱼座ZZ星的光变曲线模拟器代码来模拟鲸鱼座ZZ星的变化（我们假设五年内的功率谱是平稳的）。其次，我们利用Gaia名义扫描律和Gaia的预期测光精度，模拟了具有Gaia时间采样和测光误差的ZZCeti时间序列。然后，我们对这些模拟时间序列进行了傅立叶分析。我们发现，一个正确的周期，可以恢复在约65%的情况下，如果我们考虑盖亚每CCD的时间序列的G ~ 18等的多周期ZZCeti星与5%-10%的光变曲线的变化。在预白化功率谱中，第二个正确的周期也在~26%的情况下恢复。
2009-07-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
