Brown Dwarf Binaries from Disintegrating Triple Systems
我们已经对三个相同的恒星胚胎进行了200，000次N体模拟，这些恒星胚胎的质量来自Chabrier IMF并嵌入分子核心。该机构最初是非层次和经历混沌运动，而吸积使用邦迪-霍伊尔吸积。动力学和吸积的耦合经常导致一个或两个占主导地位的天体控制云核的中心，而将其他天体驱逐到密度较低的外围，导致生长受阻。最终，每个系统要么转变为一个绑定的层次结构，要么分解为单独的单一和二进制组件。轨道运动被跟踪了1亿年。为了说明模拟，我们引入了“三重诊断”，它绘制了两个无量纲的数字对彼此，代表二进制质量比和第三体的总系统质量的质量比。在这些模拟中形成了许多自由漂浮的BD双星。分离分布函数与观测结果吻合良好，在近距离分离处出现急剧上升，在13 AU左右达到峰值，然后下降得更平缓。未解析的BD三元系可能会显示为更宽的BD二进制。正如观察到的那样，质量比强烈地朝向1达到峰值，但这部分是由于最初的假设。由于模拟中缺乏粘性相互作用，偏心率逐渐向更高的值增加，这将缩小轨道并降低其偏心率。新诞生的三重系统的主要威胁是内部不稳定性，而不是外部扰动。新生的三重系统的恒星胚胎嵌入和吸积从云核的动力学相互作用，自然形成一个人口的自由漂浮的BD双星，这一机制可能构成一个重要的途径，形成BD双星。（摘要略）。
2015-01-09 astro-ph.SR
Shaping planetary nebulae with jets in inclined triple stellar systems
我们进行三维流体动力学模拟的两个相对的喷气发动机倾斜的轨道平面周围的渐近巨星分支（AGB）的恒星和其密集的风，并证明了一个“凌乱”的行星状星云（PN）的形成，即PN缺乏任何类型的对称性（高度不规则）。在建立初始条件时，我们假设一个紧双星系统围绕AGB星运行，并且紧双星系统的轨道平面倾斜于双星系统和AGB星的轨道平面（三重系统平面）。我们进一步假设紧双星系统中的吸积物质在其中一颗恒星周围形成一个吸积盘，并且吸积盘的平面倾斜于三重系统的轨道平面。我们获得的高度不对称和非对称的结构支持这样一种观点，即杂乱的PNE可能是由三颗恒星系统形成的。
2017-04-28 astro-ph.SR
MAXI J1957+032: an accreting neutron star possibly in a triple system
我提出了银河系X射线瞬态源MAXI J1957 $+$ 032的光学特性。该系统每隔几百天以$\gtrsim10^{4}$的倍数耀斑，每次耀斑持续$\sim5$天。我确定它的静止对应物是一颗晚K/早M矮星，距离为$5\pm2$ kpc。这意味着系统的峰值$0.5-10$ keV光度为$10^{36.4\pm0.4}$ erg s $^{-1}$。正如Mata Sanchez等人所发现的，MAXI J1957 $+$ 032的爆发性质与吸积毫秒双星样品最为一致。然而，低推断吸积率，并缺乏证据的富氢吸积流，是很难调和与晚K/早M矮星对应的质量供体。相反，观测结果最好是由一个低质量的氢-和可能的氦-贫质量供体，如碳-氧白矮星，形成一个紧密相互作用的双星与中子星。观测到的主序星对应物可能会在一个围绕内双星的宽轨道上。
2017-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The disk-bearing young star IM Lup
经典金牛座T星（CTTS）的X射线特征不同于较老的前主序星，例如弱线金牛座T星（WTTS）。CTTS显示出软过剩和偏离低密度日冕极限的氦类三胞胎。我们测试这些功能是否与吸积或存在的磁盘通过观察IM Lup，一个磁盘轴承对象显然在CTTS和WTTS之间的过渡没有明显的吸积。我们分析了钱德拉光栅光谱和额外的XMM-牛顿数据IM Lup和伴随的光谱，其中一些同时采取的X射线观测。我们拟合了X射线发射线，并将Ha发射线分解为不同的分量。在X射线中，IM Lup有一个明亮而热的活动日冕，其中第一电离电位低的元素被耗尽。类氦氖IX三重态处于低密度状态，但由于计数数量少，在90%的置信水平上不能排除高密度的情况。在所有的X射线性质IM Lup类似于一个主序星，但它也是兼容的CTTS签名的90%的置信水平，因此，我们不能决定是否软过剩和偏离低密度日冕极限的氦类三胞胎在CTTS需要吸积或只存在一个磁盘。IM Lup是色球活性的，这解释了Ha中的大部分发射。尽管它的低等效宽度，Ha线轮廓的复杂性让人想起CTTS。我们提出的质量吸积率估计为10 e-11 Msun/yr。
2010-05-25 astro-ph.SR
Accretion induced merger leading to core collapse supernovae in old stellar populations
我们研究了可能导致核心坍缩超新星（CCSNe）的三星演化，这些恒星星族太老，不允许单星或双星演化形成CCSNe，即，在那里，从主序星演化出来的质量最大的恒星质量约为4- 5 Mo。在这种情况下，我们研究的质量最大的恒星在三重系统，质量~4- 5 Mo，转移质量的内部双星系统在一个轨道间隔~100- 1000 Ro。内双星的初始轨道间距为~10- 50 Ro。内双星吸积了主星失去的大部分质量，两颗恒星膨胀，它们的共同轨道收缩，直到合并。合并的产物是一颗质量约为8- 10 Mo的主序星，后来经历了CCSN爆炸，并留下了NS残留物，与主星的白矮星（WD）残留物结合或不结合。我们估计这个WD-NS反向进化场景的事件率是所有CCSNe的~5e-5的一小部分。我们预计，在未来十年，巡天将发现1-5个这样的事件。
2021-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
VIBES: VIsual Binary Exoplanet survey with SPHERE Upper limits on wide S-planet and S-BD frequencies, triple system discovery, and astrometric confirmation of 20 stellar binaries and three triple systems
最近的调查表明，双星系统中的行星比以前认为的更丰富，这与双星系统中的圆盘动力学和行星形成的理论工作相一致。为了测量双星系统中宽轨道巨型系外行星的丰度和物理特征，我们设计了“带球体的可视双星系外行星巡天”（VIBES），以搜索可视双星中的行星。它使用VLT的SPHERE仪器在23个目视双星系统和4个目视三元系统中搜索年龄<1.45亿年，距离<150 pc的行星。我们使用SPHERE上的IRDIS双波段成像仪获取样本目标的高对比度图像。对于每一个联星，两个组成部分都是同时被观测到的，日冕物质只遮蔽了主星。对于三星，紧密的组件被视为一个单一的明星，以减少数据。这使我们能够有效地寻找同伴周围的50个单独的恒星在双星和四个双星在三倍。我们推导出可见双星中主星周围的亚恒星伴星出现频率的上限为$<$ 13.7\%，可见双星中主星周围的亚恒星伴星出现频率的上限为$<$ 26.5\%，可见双星中任一组成部分周围的巨行星和棕矮星出现频率的上限为$<$ 9.0\%.我们已经结合我们的观察与文献测量天体测量确认，第一次，20个双星和两个三重系统，这是以前已知的，确实是物理约束。最后，我们发现了二进制HD~121336的第三个组件。我们得到的上限与双星中通过核吸积和引力不稳定过程形成行星形成的情况是一致的。这些限制也符合单星和环双星行星搜索调查的限制。
2020-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Episodic accretion in binary protostars emerging from self-gravitating solar mass cores
观测结果显示，年轻的原恒星的光度分布很广，这常常被解释为偶发性吸积。我们在这里测试这种情况下，使用数值模拟的太阳质量分子云的崩溃后，使用GRADSPH代码，不同的初始扰动的强度和核心的温度。本文的一个具体的重点是调查的作用，双星和多个系统的背景下，幕式吸积，并比较它们的演变，在孤立的碎片的演变。我们的模型形成了各种低质量的原恒星物体，包括单，二进制和三重系统与二进制更积极地表现出情节吸积比孤立的原恒星。我们还发现，随着时间的推移，平均质量吸积率总体呈下降趋势，这表明大部分原恒星质量是在最初的10^5年内吸积的。这一结果可能有助于解释大多数原恒星群体中令人惊讶的低平均光度。
2017-12-27 astro-ph.SR
The outer orbit of the high-mass stellar triple system Herschel 36 determined with the VLTI
多重性是大质量恒星的普遍特征。多重系统为我们提供了形成高质量系统的独特观测约束。Herschel 36 A是一个大质量的三重星系，由一颗密近双星（Ab 1-Ab 2）和一颗外双星（Aa）组成。我们使用ESO甚大望远镜干涉仪的AMBER和PIONIER仪器，使用红外干涉测量法测量了Herschel 36 A外部组件的轨道运动。我们的直接目标是约束这个系统所有组成部分的质量，并确定外部轨道是否与内部轨道共面。该系统的所有三个组成部分的光谱数据和我们的干涉测量数据，使我们能够推导出完整的轨道解决方案的外轨道Aa-Ab和内轨道Ab 1-Ab 2。首次得到了mAa = 22.3 +/-1.7M_sun，mAb_1 = 20.5 +/-1.5M_sun，mAb_2 = 12.5 +/-0.9M_sun的绝对质量.尽管无法分辨近距离双星的组成部分，我们通过施加与外轨道相同的视差来推断它们的轨道倾角。从内轨道和外轨道得出的倾角意味着大约22度的适度差异。在轨道平面之间。我们讨论了这一结果和赫歇尔36 A的形成的背景下，核心吸积和竞争吸积模型，这使得不同的预测相对轨道倾角的统计。
2022-04-27 astro-ph.SR
Triple spiral arms of a triple protostar system imaged in molecular lines
本文结合 ALMA 分子线观测与磁流体动力学模拟，揭示 IRAS 04239+2436 三原星系统的三旋臂及吸积流，并将其归因于三星与湍流包层的引力相互作用。
2023-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dynamics of Four Triple Systems
本文研究了斑点干涉术发现的四个分层恒星系统的轨道运动，分析了其内、外轨道特征及质量比，探讨了动力学衰变、吸积或双星合并等形成机制。
2023-04-04 astro-ph.SR
The distribution of accretion rates as a diagnostic of protoplanetary disc evolution
本文提出用吸积率分布区分原行星盘粘性吸积与磁化盘风驱动吸积，指出约300个均匀样本即可高置信度判别，并强调均匀巡天对解决盘吸积机制问题的关键作用。
2023-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion and outflow activity on the late phases of pre-main-sequence evolution. The case of RZ Piscium
RZ Psc是一颗孤立的高纬度后金牛座T星，具有UX Ori-type光度活动。这颗恒星显示出非常微弱的吸积光谱特征，但同时拥有Na I D线中不寻常的风足迹。在目前的工作中，我们调查的新的光谱观测RZ Psc在2014年获得的两个观测运行。我们发现可变的蓝移吸收成分（BAC）的其他碱金属，K I 7699的红外三重态和钙II线。我们还证实了在H $α$线中存在弱发射分量，这使我们能够估计恒星上的质量吸积率为$\dot{M}\leq$ $7 \cdot 10^{-12}$ Msun yr $^{-1}$。我们不能揭示任何明确的周期性的BAC在钠线的外观。尽管如此，以大约一年的间隔观测到的Na I D爆发的结构和速度的精确重合表明这种周期性应该存在。
2017-01-12 astro-ph.SR
Direct Imaging Discovery of a Jovian Exoplanet Within a Triple Star System
直接成像允许通过它们的热发射来检测和表征系外行星。我们报告的发现，通过成像的一个年轻的类木行星在一个三星系统，并通过近红外光谱表征其大气特性。HD 131399的半长轴相对于它的三级恒星系统比任何已知的双星系统或三星系统中的系外行星都要近，这使得HD 131399在动力学上不同于任何其他已知的系统。HD 131399 Ab在三重系统中的宽轨道上的位置表明，在多恒星系统中，可能会在长且可能不稳定的轨道上发现大质量行星。HD 131399 Ab是直接成像的最小质量（4+/-1 MJup）和最冷（850+/-50 K）的系外行星之一。
2016-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining proto-planetary disc evolution using accretion rate and disc mass measurements: the usefulness of the dimensionless accretion parameter
我们探讨如何测量原行星盘质量和吸积率提供的恒星形成区的调查可以通过分析无量纲吸积参数，我们定义为产品的吸积率和恒星年龄除以光盘质量。通过扩展和概括Jones et al（2012）的研究，我们证明，对于广泛的进化情景，这个参数应该小于或具有统一性，只有在外部光蒸发清除外部的最后阶段才高于统一性。我们使用这个结果来评估来自CO同位素和submm连续发射光盘质量估计的可靠性，通过检查吸积效率的分布在不受外部光蒸发的区域。我们发现，虽然基于尘埃的质量估计产生的结果与理论预期兼容，假设典型的尘埃/气体比，系统较低的CO为基础的估计产生吸积效率显着高于统一的理论。这一发现提供了额外的证据，CO为基础的光盘质量是一个低估，在相对较小的样品的化学建模的基础上，已作出的论点。另一方面，我们表明，尘埃的质量估计是足够准确的，以揭示明显更高的吸积效率的梯形集群，这一结果是预期的外部光蒸发的明显重要性。因此，我们提出了无量纲吸积参数作为一个新的诊断外部光蒸发在其他恒星形成区。
2017-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
GW Ori: Inner disk readjustments in a triple system
我们利用高分辨率光谱和$U$波段测光研究了年轻恒星系统GWOri的吸积/风活动。我们还通过模拟其光谱能量分布（SED）来表征GW Ori的盘属性。通过比较我们的数据的合成光谱，我们分类GW猎户座作为一个G8星。基于从光谱中得到的RV，我们确认了先前的结果，即GW Ori中的近伴星，周期约为242天，轨道半长轴约为1 AU。用轨道解减去吸积相关发射线的等效宽度后的RV残差在短时间间隔内以5-6.7天的周期变化，这是由旋转调制引起的。GW Ori的H $α$和H $β$谱线轮廓可以分解为两个中心峰发射分量和一个蓝移吸收分量。吸收分量是由于受到近伴星轨道运动调制的盘风。因此，像GW Ori这样的系统可以用来研究盘风的范围。我们发现GW Ori的吸积速率是相当恒定的，但偶尔可以增强2-3倍。我们使用带隙大小约为25-55 AU的圆盘模型再现了GW Ori的SED。间隙内的一小部分微小尘埃粒子产生了近红外波段的过量发射和10 $μ$ m处强烈而尖锐的硅酸盐特征。在近红外波段，奥利GW的SED在~20年的时间尺度上表现出剧烈的变化，这可以解释为间隙中小尘埃颗粒的数量和分布的变化。我们收集了一个样本的二进制/多个系统的磁盘在文献中，并发现它们的间隙大小和分离的主要伙伴，这是从理论上的预测基本一致的正相关关系。
2014-07-18 astro-ph.SR
Accretion onto a binary from a polar circumbinary disc
我们提出了流体动力学模拟来模拟从极环联星盘到质量比接近1的高偏心率（$e=0.78$）联星系统（$q=0.83$）的吸积流，作为联星HD 98800 BaBb的模型。我们比较了极环双星盘吸积流与以前研究的共面情况。在共面的情况下，环双星盘变得偏心，吸积从一个双星成员到另一个双星成员交替占主导地位。对于极盘的情况下，涉及一个高度偏心的二进制，我们发现，circumbinary光盘保留其最初的低偏心率和主星吸积率始终是大约相同的次级恒星吸积率。最近的观测的二进制HD 98800 BaBb，它有一个极环双星盘，已被用来确定的$\rm Hα$流量的值，从较亮的组件。从这个值，我们推断吸积率比典型的金牛T星低得多。外伴星HD 98800 A的偏心轨道使HD 98800 B的吸积率在每次近天体通过后增加$\sim 20$ %。我们的流体动力学模拟无法解释如此低的吸积率，除非盘的粘度参数是非常小的，$α< 10^{-5}$。对这个系统的进一步观测将有助于检查这种低吸积率。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion bottleneck in protoplanetary discs: the role of the stellar spin
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）
研究发现恒星自转影响原行星盘的吸积过程，通过分析α粘滞系数的广泛范围，揭示了吸积瓶颈现象与磁层吸积模型的关系。
2025-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Direct formation of millisecond pulsars from rotationally delayed accretion-induced collapse of massive white dwarfs
毫秒双星（MSP）被认为是古老的中子星，由Ib/c型核心坍缩超新星形成，随后通过高度圆形的低质量X射线双星中的伴星吸积而旋转到高转速。最近发现的银河场双星MSP在偏心轨道上，质量函数与氦白矮星同伴PSR J2234+06和PSR J1946+3417的预期一致，因此挑战了这一观点。在这里，我们提出了一个假设，生产这类新的系统，其中的MSP是直接从一个旋转延迟吸积引起的崩溃的超级白矮星白矮星。我们计算了在这些事件中形成的MSPs的轨道性质，并证明我们的假设可以重现观测到的白矮星的偏心率，质量和轨道周期，以及预测脉冲星的质量和速度。最后，我们将这个假设与三星场景进行比较。
2014-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mergers of Equal-Mass Binaries with Compact Object Companions from Mass Transfer in Triple Star Systems
在本文中，我们考虑由主序星（MS）组成的三重系统，以及它们由于恒星和双星演化而产生的内部演化。我们的重点是三倍，产生白矮星（WD），其中罗氏瓣溢出的第三代触发吸积到内部的二进制通过环二进制磁盘（CBD）驱动它走向统一的质量比。我们提出了一个组合的分析和人口合成为基础的计算进行使用的\texttt{SeBa}代码，以约束预期的频率，这样的系统，给出了一个现实的初始人口MS三元组，并提供预测的轨道周期分布。我们确定了可以容纳CBD的三元组的参数空间，以告知未来合适的初始条件的数值模拟。我们发现，$\lesssim$ 10\%的所有MS三元组应该能够容纳CBD周围的内部二进制，并计算生产率的下限。这种情况广泛地预测了近等质量双星的合并，产生蓝离散星（BS），Ia型超新星，伽马射线暴和引力波引起的合并，以及外部WD第三伴星的存在。我们比较我们的预测分布的字段BS双星的样本，并认为我们提出的机制解释了观测到的轨道周期范围。最后，这里考虑的机制可以产生超高速MS星，WD，甚至毫秒级的超新星，其质量接近克拉塞卡质量极限，并被用来限制任何超新星爆炸时的最大残余质量。
2020-06-23 astro-ph.SR
Nuclear Burning in Accretion Flow of Helium-rich matter onto Compact Objects
本文研究富氦物质吸积到致密天体时的核燃烧影响，通过求解13元素核反应网络证明其存在临界吸积率，并验证了此前富CO物质吸积的结果。
2024-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion by binary stars
双星经常在周围的介质中运动，它们从中吸积物质和角动量，如在三星系统、恒星形成云、年轻的球状星团和星系中心。Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积的结果是一个二元形式，吸积率取决于二元性质：恒星质量和分离，以及相对风速。我们提出的流体动力学代码GANDALF进行模拟的结果，以确定质量吸积率在一个范围内的二进制分离，倾角和质量比。当双星分离时间很短时，双星系统会像一颗恒星一样吸积，而在宽双星中，恒星的吸积几乎不受其伴星的影响。我们调查的中间分离系统的一些细节，发现作为二进制分离的增加，吸积率平稳下降的速度等于一个单一的明星，预期从两个孤立的恒星的速度。这种下降的形式取决于双星和气体的相对质心速度，快速移动的双星表现出较浅的下降。吸积率随轨道倾角的变化很小，除非轨道是侧面的，恒星通过彼此的尾流。特定的角动量吸积率也取决于倾角，但永远不足以阻止双星轨道收缩。我们的研究结果可以应用到吸积到原恒星，污染的恒星在球状星团和核，风的质量转移在多个恒星系统。
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mutual Orbit Alignment in Resolved Triple Systems
Cerro Tololo Inter-American Observatory（塞罗托洛洛泛美天文台）
研究发现解析三合星系统中内轨道与外轨道的相互对齐与外分离、分离比、主星质量及内轨道质量比相关，且低质量系统更易对齐。
2026-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalous Accretion Activity and the Spotted Nature of the DQ Tau Binary System
我们报告了在紧偏心前主序星双星系统DQ Tau中发现的一个异常吸积耀斑。在一个多时期的调查组成的随机获得的低到中等分辨率近红外光谱获得了近十年的时间，我们发现一个显着的，同时增亮的四个标准吸积指标（CaII红外三重线，Paschen和布拉开系HI线，HeI 1.083 um），在连续的夜晚（相位= 0.372，0.433），耀斑强度随着系统接近远日点（相位= 0.5）而增加。异常耀斑的质量吸积速率比平均静止速率强近一个数量级。虽然以前的观测表明，频繁的，周期性的吸积耀斑发生在这个系统中的近星通道，这些数据提供的证据表明，轨道调制的吸积耀斑发生在近星附近，当恒星最接近环双星盘。耀斑爆发的时间表明，这种爆发是由于恒星核心（或高度截断的拱星盘）与位于拱双星盘内边缘的非轴对称结构中的物质相互作用。我们还探讨了以前观察到的金牛座T星的光学/红外光谱类型的不匹配，并成功地模拟了光谱的形状从0.8到1.0微米和TiO和FeH带的强度表现为大冷点的表面上的恒星同伴在DQ头。这些发现表明，一个完整的模型，许多金牛座T星的近红外光谱必须包括点填充因子和温度的参数。
2014-07-11 astro-ph.SR
Direct Three-body Triple-$α$ in Helium Novae
在AM CVn双星中，一颗白矮星从一颗富氦的白矮星或伴星吸积物质。在积累的氦层中，通过$3α$反应的核燃烧的不稳定点火为在吸积率附近的热核逃逸提供动力$\dot{M} \lesssim 10^{-6} \, \mathrm{M_{\odot} \ yr^{-1}}$，这可能被观测为氦新星或Ia超新星。在主包层中，温度为$T \lesssim 10^{8} \, \mathrm{K}$的氦燃烧可以通过$α$粒子的直接三体聚变进行。在这里，我们表明，Nguyen等人（2012）的直接三体率-相对于$T \gtrsim 5 \times 10^{7} \, \mathrm{K}$温度下的外推共振率降低-导致新星具有更长的重复时间和更大的点火质量。相比之下，我们发现，直接三体率在温度低于$T \lesssim 5 \times 10^{7} \, \mathrm{K}$的增强不会导致新星爆发属性的显着差异。在我们的模型中，最大质量的包层接近氦层爆炸的密度阈值，在那里，由于$3α$速率，点火时密度的增加可能是重要的。
2016-11-23 astro-ph.SR
Testing the accretion scenario of lambda Boo stars
我们的目标是测试lambda Boo星的吸积情况。这个模型预测，一个双星系统，两颗早型恒星通过一个弥漫的云应该都显示出相同的表面特性。我们进行了详细的丰度测定的三个多系统托管一个候选人lambda Boo星：显着的三重系统HD 15164/65/65 C和二元系统HD 193256/281和HD 198160/161。对HD 15164/65/65 C的丰度分析显示了一个清晰的lambda Boo天体（HD 15165）和两个接近太阳成分的天体（HD 15164和15165 C）。值得注意的是，在吸积的情况下，很难解释一颗λ Boo星（HD 15165）和一颗近太阳早期型天体（HD 15164）的存在。此外，该系统的晚型恒星（HD 15165 C）的类太阳组成可以首次用作λ Boo恒星初始组成的代表。然后，通过审查所有已知的二元系统与候选人拉姆达Boo星从文献和包括系统分析，我们发现没有二元/多系统有两个明确的“真正的”拉姆达Boo星，预期从吸积的情况。更接近的候选者是HD 84948、HD 171948和HD 198160;然而，在我们看来，它们显示的是温和而不是清晰的lambda Boo图案。我们的研究结果几乎没有支持的吸积的情况。然后，迫切需要通过详细的丰度分析来分析额外的二元和多元系统。[删节]
2022-02-10 astro-ph.SR
A formation scenario for the triple pulsar PSR J0337+1715: breaking a binary system inside a common envelope
我们提出了一个由两颗白矮星组成的三重系统PSR J0337+1715的脉冲星的形成方案。在我们的假设中，一个密近双星系统在一颗大质量恒星的包层内被潮汐和潮汐摧毁，然后经历吸积诱导坍缩（AIC）并形成中子星（NS）。所提出的方案包括一个新的成分的一个二元系统，打破了一个共同的信封内。我们用二进制c软件计算了系统的后分裂演化，并表明这两个低质量恒星最终都是氦WD。第三恒星是两颗质量较低的恒星中的一颗，它将质量转移到大质量恒星的ONeMg WD残骸中，并触发AIC。内部的低质量主序星演化较晚，如果第三纪恒星还没有发生AIC的话，它会引发AIC，并使NS旋转，形成毫秒脉冲星。这种情况对许多参数并不十分敏感，例如第三恒星的偏心率和低质量双星系统在包层内脱离后的第二恒星的轨道分离，以及这些恒星的初始质量。所提出的方案采用了一个有效的信封去除喷气发动机的紧凑的对象沉浸在巨大的信封，和新提出的放牧信封的演变。
2015-04-16 astro-ph.SR
MHD disc winds can reproduce fast disc dispersal and the correlation between accretion rate and disc mass in Lupus
行星系的最终结构取决于角动量的提取和它们所形成的圆盘的质量损失过程。理论研究表明，从盘发射的磁化风（MHD盘风）可以控制吸积和盘分散。在这项工作中，我们重新审视所观察到的磁盘人口结构的框架内的磁流体磁盘风，结合分析解决方案的磁盘演变和光盘人口的合成方法。我们表明，MHD盘风单独可以占两个磁盘的分散和吸积属性。通过假设初始吸积时间尺度（粘性时间尺度的概括）从盘到盘变化并且磁场强度的下降比气体的下降慢，再现了盘分数随时间的下降。吸积率和光盘质量之间的相关性，以及在狼疮中观察到的平均趋势周围的数据分散，然后自然再现。该模型还考虑了光盘传播的快速性。这为风驱动吸积范式中的行星形成模型铺平了道路。
2021-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hidden massive eclipsing binaries in red supergiant systems: The hierarchical triple system KQ Puppis and other candidates
Masaryk University（马萨里克大学）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新科学院地球科学与天文学研究中心）；Eötvös Loránd University（罗兰大学）；Argelander-Institut für Astronomie（阿尔根德天体物理研究所）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）
研究通过TESS光度数据发现红超巨星系统中的隐藏双星系统，揭示了KQ Puppis的三合星结构及其双星系统的轨道参数和质量分布，表明许多红超巨星双星可能是层级三合星。
2026-07-28 astro-ph.SR
A very rare triple-peaked type-I X-ray burst in the low-mass X-ray binary 4U 1636-53
利用Rossi X射线计时探测器（RXTE）在低质量X射线双星（LMXB）4U 1636-53中发现了一个三峰X射线爆发。这是使用RXTE从任何LMXB报告的第一个三峰爆发，也是从任何来源观察到的第二个此类爆发。(The前一次也来自4U 1636-53，是用EXOSAT观测到的。从时间分辨光谱的拟合，我们发现这不是一个半径膨胀爆发，并且在X射线光变曲线中看到的相同的三峰模式也存在于爆发的热光变曲线中。类似于以前在这个来源的双峰爆发中观察到的情况，在爆发期间，发射区的半径稳步增加，在这之间的短时间内，半径或多或少保持不变。温度首先急剧上升，然后在整个爆发中下降，也显示出三个峰值。温度曲线中的第一个和最后一个峰值分别明显地出现在X射线和热辐射光变曲线中的第一个和最后一个峰值之前和之后。我们在这次爆发中没有发现明显的振荡。这一三峰爆发，以及EXOSAT观测到的爆发和该源的双峰爆发，都发生在4U 1636-53在色图中占据相对较窄的区域时，对应于相对较高的（推断的）质量吸积率。目前没有模型能够解释多峰爆发。
2009-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion, jets and winds: High-energy emission from young stellar objects
本文综述了年轻天体的高能辐射过程。光谱类型A和B的恒星在这个阶段被称为Herbig Ae/Be（HAeBe）星，所有后来的光谱类型都被称为经典金牛座T星（CTTS）。这两种类型的研究高分辨率X射线和紫外光谱和建模。CTTS的高能辐射有三种机制：1）CTTS具有类似主序星的活动日冕; 2）吸积物质通过恒星表面的吸积激波，被加热到几个MK; 3）一些CTTS驱动强大的外流。这些射流中的冲击可以将等离子体加热到X射线发射温度。日冕已经在文献中得到很好的表征;后两种情况的模型显示。磁场抑制了吸积激波中垂直于磁力线的运动，从而证明了一维几何的合理性。辐射损失计算为光学薄发射。冲击和日冕气体的混合物适合吸积CTTS的X射线观测。具体来说，该模型解释了特殊的线比在氦类三重Ne IX和O VII。所有的恒星都只需要很小的质量吸积率就能发射X射线。相比之下，HAeBe HD 163296的线比与日冕源相似，表明在X射线发射区域既不存在高密度也不存在强紫外场。这可能是由其喷气式飞机的震动引起的。在深吸收的CTTS DG Tau中发现了类似的发射。需要400和500 km/s之间的冲击速度来解释观测到的光谱。
2011-06-14 astro-ph.SR
Magnetospheric accretion at the late phases of the Pre-Main-Sequence evolution. The case of RZ Psc
研究表明，在2013年观察到的UX Ori型恒星RZ Psc的吸积活动爆发期间，吸积速率增加了大约一个数量级。这意味着在前主层序演化的晚期阶段的吸积过程是非常不稳定的。利用这一事件中获得的谱，我们研究了H $α$线的磁层发射。计算了磁层吸积模型，以获得磁层参数。在目前的工作中，我们已经考虑到在恒星磁层气体运动过程中的复合延迟效应的影响。考虑到这种效应以及IR CaII三线态线中磁层吸收的存在和D Na I共振线中磁层吸收的不存在，我们可以将磁层温度的下限设定在$\approx$ 10000 K，这大大提高了我们对吸积率估计的精度。根据最佳拟合模型，吸积速率的对数为$\log\dot{M} = -10.1\pm0.3$（$\dot{M} \approx 7\times10^{-11}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$），RZ Psc的倾角为$43\pm 3^\circ$。它小于乌斯型猎户座恒星的典型倾角（大约70 $^\circ$），这解释了这颗恒星微弱的光度变化。使用获得的吸积率和磁层半径，我们估计的磁场的RZ Psc $\approx$ 0.1千克的偶极分量的强度。
2023-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Star cluster formation from turbulent clumps. V. Stellar clustering around massive stars
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚理论天文学研究所，弗吉尼亚大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；McMaster University（麦克马斯特大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
研究通过N体模拟分析恒星聚类形成机制，发现大质量恒星周围通过动力学过程形成束缚伴星，且聚类中心密度增加导致二次聚类变化，与竞争吸积模型有差异。
2026-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spiral-driven accretion in protoplanetary discs - I. 2D models
我们数值研究了一个2D的非磁化原行星盘周围的流入来自外部信封的动力学。我们发现，吸积激波之间的盘和入流是不稳定的，导致大振幅的螺旋密度波的产生。这些螺旋波传播的距离很长，其半径至少比吸积激波半径小十倍。我们测量了螺旋驱动的向外角动量传输，1 e-4 < alpha < 1e-2 for an inflow accretion rate Mout>1 e-8 Msun/yr。我们的结论是，磁盘与其信封的相互作用，导致长寿的螺旋密度波和径向角动量输运率，不能被忽视的年轻的非磁化原恒星盘。
2015-09-16 astro-ph.SR
Fast Radio Bursts from White Dwarf Binary Mergers: Isolated and Triple-Induced Channels
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；Northwestern University（西北大学）
研究通过模拟恒星群体发现三倍系统能产生更多并合通道，延长延迟时间分布，预测本地源率与观测一致，支持三倍系统是快速射电暴重要形成途径。
2026-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Intensity and polarization of radiation reflected from accretion disc
我们考虑了吸积盘上的点状源的非偏振辐射的反射，吸积盘是光学厚的和光学薄的。我们研究了反射辐射的偏振对入射辐射孔径角的依赖关系。孔径角由吸积盘的半径和源在吸积盘上方的高度决定。对于光学厚吸积盘，我们表明，如果孔径角小于70梯度，那么波电场振荡的反射辐射是平行于吸积盘平面。当孔径角大于70度时，电场振荡平行于“垂直于吸积盘-视线”的平面。后者也适用于反射从光学薄吸积盘独立的孔径角值。
2018-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Accretion Disc Dynamo in the Solar Nebula
如果不是时间的话，在太空中离我们最近的吸积盘就是原太阳星云。因此，这个星云的残留物可能会提供对光盘如何工作的独特见解。特别是球粒的存在，它必须在盘中形成为小的熔融液滴，需要对盘材料进行强烈和间歇性的加热。我们认为，这地方的引力能量释放的方式在吸积盘，这是不符合目前的剪切盒模拟MRI驱动的发电机的重要限制。更深入地了解吸积能量释放光盘可能需要一个更好的模型，这些发电机。
2010-01-25 astro-ph.CO astro-ph.SR
The main sequences of NGC2808: constraints on the early disc accretion scenario
[摘要]最近提出了一种新的方案--早期盘吸积--来解释银河系球状星团中多重人口现象的起源。它设想的可能性是，一小部分低质量和非常低质量的星团恒星可能会在完全对流的主序前阶段吸积相互作用的大质量双星（也可能是快速旋转的大质量）的喷出物，以重现在单个星团中的恒星之间观察到的CN和ONa的关系。这种情况被认为能够解释银河系中大多数球状星团中多种群的存在（和性质）。在这里，我们考虑了研究得很好的星系团NGC 2808，它显示了一个三重的主序，具有明确的和单独的He丰度。这些丰富的知识，使我们能够把强有力的限制，他的质量分数和数量的物质被吸积的低质量前主序星。我们发现，在吸积气体中的最小He质量分数必须是$\sim0.44$，以产生所观察到的序列，并在固定的吸积恒星的初始质量，不同的吸积效率需要产生放置在多个主序列的恒星。这可以解释的祖先和/或不同的空间分布的不同空间分布的气体与不同的He丰度的轨道特性的差异。一旦考虑到污染物喷出物中He和CNONa丰度之间的预测关系，O-Na和C-N的关系自然会沿着主序列出现。作为吸积的结果，我们预测中间和蓝色主序星所涵盖的丰度范围之间没有不连续性，但我们发现中间和红色主序星上的物体之间的N和Na丰度存在相当大的（几个0.1 dex）不连续性。
2013-12-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A semi-analytic model for the temporal evolution of the episodic disc-to-star accretion rate during star formation
我们开发了一个半解析形式主义的恒星质量吸积率的演化的确定指定的密度和速度的配置文件，出现从失控崩溃的星前云核。在早期阶段，当物质从周围的包层大量涌入时，恒星积累质量主要是因为在原恒星盘中由包层引起的引力不稳定性。在这个阶段，我们根据分子云核心的等温自由落体坍缩来模拟包层质量吸积率。圆盘从包层获得质量，并通过圆盘吸积机制将物质输送到恒星，该机制包括根据Toomre $Q$准则的偶发引力不稳定性和质量吸积爆发。在稍后的阶段，由于圆盘中螺旋结构内的引力扭矩，质量会以分析理论认为具有质量吸积率$\propto t^{-6/5}$的方式吸积到恒星上。我们的模型提供了一个自洽的质量吸积率的演变加入球形信封吸积（占主导地位的早期阶段）与光盘吸积（重要的后期阶段），并占在适当的时候，情节吸积爆发的存在。我们使用一个简单的例子表明，突发模式可以提供一个很好的匹配所观察到的辐射热光度分布。我们的框架再现了详细的数值模拟光盘吸积的关键要素，可以帮助发展的基本物理的直觉，以及比较理论与观测。
2022-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the tilted accretion disc of AQ Men with TESS
AQ Men是一颗类似新星的变星，被认为有一个倾斜的旋进吸积盘。在这个系统中的掠食被推测是有用的探索其吸积盘的几何形状。在这项工作中，我们分析了AQ Men的TESS观测，它提供了迄今为止该物体的最佳光变曲线。我们发现，食的深度随着吸积盘的方向而变化，这意味着它们可以作为倾斜吸积盘模型的直接测试。在TESS观测期间，吸积盘的进动周期在增加。然而，它仍然比以前研究中确定的时间短。与吸积盘进动相关的变化幅度不同，这种变化的形状也不同。此外，我们还发现了一个以前在AQ Men中看不到的正超级峰。有趣的是，正超峰有一个强烈的非正弦形状，这是不期望的新星样变量。
2021-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of black-hole accretion discs: a theoretical study
本论文主要研究发生在黑洞吸积盘中的可能导致高频准周期光变的现象。研究了两类伪相对论理论模型。第一种是基于跨音速吸积流的稳定性及其与以传播波形式出现的盘不稳定性（粘性超稳定性）的联系。第二类模型着眼于吸积盘振荡，这是由于在相对论流的周转频率的非单调变化被困。特别是，它侧重于惯性波被困在最大的周转频率，这是在变形，翘曲或偏心，光盘激发。跨音速背景对这些惯性模式的传播的影响也进行了研究。
2010-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Regulation of black-hole accretion by a disk wind during a violent outburst of V404 Cygni
物质在黑洞上的吸积普遍与强烈的辐射反馈和强大的外流有关。特别是，黑洞瞬变显示出其属性强烈耦合到吸积流的流出。这包括电离物质的X射线风，从环绕黑洞的吸积盘中喷出，以及准直的射电喷流。最近，一个独特的光学变化模式已被报道在瞬态黑洞瞬态V404天鹅座，并解释为中断的质量流到其大吸积盘的内部区域。在这里，我们报告的V404天鹅座，这是不像以前看到的持续外吸积盘风的发现。我们发现，外流风是中性的，有一个大的覆盖因子，以1%的光速膨胀，一旦吸积急剧下降，喷出物变得光学薄，就会触发星云相。喷出的巨大质量（> 10^-8兆太阳）表明，当风耗尽了外盘的相当大一部分，使内部区域与盘的其余部分分离时，爆发过早结束。发光，但短暂的，吸积阶段所示的瞬态与大吸积盘意味着这种外流是最有可能的一个新的基本成分调节质量吸积到黑洞。
2016-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray binary accretion states in Active Galactic Nuclei? Sensing the accretion disc of supermassive black holes with mid-infrared nebular lines
吸积状态，这是普遍观察到的恒星质量黑洞的X射线双星，也预计在活动星系核（AGN）。这是在低光度的情况下，当喷流电晕耦合占主导地位的能量输出在两个人口。由于吸积盘连续体的重氢吸收和宿主星系的星光污染，以前试图将这个框架扩展到更广泛的活动星系核人口是极具挑战性的。根据[OIV] $_{25.9μm}$和[NeII] $_{12.8μm}$中红外星云谱线通量，给出了亮度激发图（LED）。这个工具能够探测吸积盘对电离连续体的贡献。当应用到167个附近活动星系核的样本时，LED恢复了典型吸积事件期间单个X射线双星所描绘的特征Q形形态，使我们能够初步确定主要的吸积状态。软态将包括宽线塞弗特和大约一半的塞弗特2人口，显示出高度兴奋的气体和无线电安静的核心与盘主导的核一致。硬态主要包括低光度活动星系核（$\leq 10^{-3}\, \rm{L_{Edd}}$），其特征是低激发射电大声核和可忽略的盘贡献。塞弗特2核的剩余一半和明亮的LINER在高吸积光度下显示出低激发，并且可以与亮硬态和中间态相识别。它们的宿主显示在千秒差距的中央正在形成恒星。我们讨论了上述情况下，其潜在的联系与星系演化的图片和可能存在的吸积状态转换的活动星系核，所建议的人口不断增长的变化看类星体。
2021-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
