Most EL CVn systems are inner binaries of hierarchical triples
尽管它们对现代天文学的重要性，我们并不完全了解包含至少一颗白矮星的近距离双星是如何从主序星双星形成的。EL CVn双星的发现，紧密前白矮星与A/F主序星的同伴，现在提供了独特的可能性，以测试模型的紧密紧凑的双星形成。双星演化理论预测，这些EL CVn型恒星来自轨道周期短于3天的非常接近的主序星双星。如果这是正确的，几乎所有的EL CVn恒星应该是层次三元组的内部双星，因为超过95%的非常接近的主序星双星（所谓的祖先系统）被发现是层次三元组。在这里，我们提出了SPHERE/IRDIS观测的五个EL CVn二进制，发现在所有的第三个对象，如预测。我们的结论是EL CVn系统的内部二进制的层次三元组，确实下降非常接近的主序列二进制经历稳定的质量传递。
2020-10-07 astro-ph.SR
SRGeJ045359.9+622444: A 55-min Period Eclipsing AM CVn Discovered from a Joint SRG/eROSITA + ZTF Search
通过SRG/eROSITA与ZTF联合搜索发现食双星AM CVn系统SRGeJ0453，确定其55分钟轨道周期及双星参数，为理解AM CVn形成通道提供新线索。
2023-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reversing the verdict: Cataclysmic variables could be the dominant progenitors of AM CVn binaries after all
本研究针对AM CVn双星无法由激变变星演化而来的传统观点，通过MESA代码结合CARB强磁制动模型开展双星演化模拟，证明该路径可自然形成低表面氢丰度的AM CVn双星，且能解释相关观测样本，推翻了此前的两点质疑。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolved cataclysmic variables as progenitors of AM CVn stars
我们的模型激变变量（CV）与太阳金属量捐助者（$X=0.7,\:Z=0.02$），演变形成AM CVn星通过演变CV形成通道使用各种角动量损失机制的磁制动（$\mathrm{AML_{MB}}$）。我们发现，在我们的双发电机（DD）模型的时间尺度$\mathrm{AML_{MB}}$是短于以前使用的经验公式。由于DD模型的时间尺度较短，形成AM CVn星的初始条件参数空间较大。我们对通过Evolved CV通道形成的AM CVn星的预期数量进行了分析，发现AM CVn星的数量大约是之前报道的$3$的两倍。我们发展这些系统的详细与剑桥恒星演化代码（STARS），并表明，进化CV填充一个区域的轨道周期$P_\mathrm{orb}\geq5.5\,\mathrm{hr}$。我们发展我们的捐助者超出他们的轨道周期最小值，并发现一个显着的数字成为极端H耗尽系统。这使得它们与从He星和白矮星（WD）通道演化而来的系统在光谱中没有H的情况下无法区分。我们还比较了质量，质量转移率的捐助者，和轨道周期与观测。我们发现，在YZ LMi和V396 Hya等系统中，供体的状态和H的缺乏与我们的建模轨迹相匹配，而CR Boo和HP Lib等系统与我们的建模轨迹相匹配，如果它们的实际供体质量位于观测质量范围的低端。
2023-01-30 astro-ph.SR
Discovery and characterization of five new eclipsing AM CVn systems
AM CVn系统是超紧凑的，富氦的，具有简并或半简并施主的吸积双星。我们报告发现了五个新的食AM CVn系统，轨道周期分别为61.5，55.5，53.3，37.4和35.4分钟。这些系统是通过在Zwicky瞬变设施（ZTF）的光变曲线中寻找深食而发现的，这些光变曲线是用盖亚磁共振仪选择的白矮星。我们获得了相位分辨光谱，以确认所有系统是AM CVn双星，我们获得了高速测光确认日食和表征系统。两个长周期系统（61.5和53.3分钟）的光谱显示出许多发射和吸收线，表明存在N，O，Na，Mg，Si和Ca，以及K和Zn，这些元素以前从未在AM CVn系统中检测到。通过对高速测光进行建模，我们测量了施主恒星的质量和半径，这可能会限制形成这些AM CVn系统的演化通道。我们确定吸积白矮星的平均质量为$\approx0.8$ $\mathrm{M_{\odot}}$，并且长周期系统中的白矮星比最近更新的理论模型预测的要热。施主具有高熵，并且与相同轨道周期的零熵施主相比质量大$\approx$ 2倍。大的施主半径与氦星祖先最一致，尽管观察到的光谱特征似乎与此相矛盾。5个新的食AM~CVn系统的发现与已知的AM ~ CVn空间密度和估计的ZTF恢复效率是一致的。基于这一估计，随着ZTF继续获得数据，我们预计会发现另外1- 4个食AM CVn系统。这将进一步增加我们对种群的了解，但需要高精度的数据来更好…
2021-08-30 astro-ph.SR
JWST observations of three long-period AM CVn binaries: detection of the donors and hints of magnetically truncated disks
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（JILA，科罗拉多大学与美国国家标准与技术研究院）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
JWST观测三个长周期AM CVn双星，首次直接探测供体并发现磁盘截断的证据。
2026-02-17 astro-ph.SR
The Formation of EL CVn-type Binaries
EL CVn型双星包含一颗A型矮星和一颗非常低质量（$\sim 0.2M_\odot$）的氦白矮星前体（pre-He WD）。最近的调查和观测已经发现了其中的几十个，并表明一些前He WD具有多周期脉动，开辟了使用星震学研究这些恒星内部结构的可能性。我们已经研究了EL CVn型双星的形成，以了解其形成的物理过程，并给出银河系中这群恒星的性质和空间密度。我们使用一个简单的分析表明，EL CVn二进制文件不能产生快速的共同信封演变，因为这个过程导致合并的组件时，一个巨人有这样一个低质量的核心。我们发现，EL CVn型双星可以产生长期稳定的质量转移之间的低质量恒星在紧密的双星系统。我们已经全面研究了这一形成渠道和特性的人口EL CVn型二进制从超过65,000运行的二进制演化与主恒星质量之间的0.9和$2.0M_\odot$，并假设组成适合人口I星。理论演化轨迹、质量比和WD质量周期（$M_{\rm WD}-P$）关系与观测基本一致。我们的结论是，还有更多的EL CVn型双星有待发现，这些双星将主要是低质量系统的老恒星星族。
2017-03-21 astro-ph.SR
A study of transients from ground-based surveys reveals new ultra-compact accreting white dwarf binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；South Texas Space Science Institute, University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校南德克萨斯空间科学研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
本文通过光谱和光度学研究15个暂现源，确认9个AM CVn系统，3个氢丰富矮星伴星和3个可能的演化矮星伴星，首次光谱分析8个AM CVn星，揭示其轨道周期和超高速突变周期，为识别新系统提供标准。
2026-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The physical properties of AM CVn stars: new insights from Gaia DR2
AM CVn双星是轨道周期在5-65分钟范围内的贫氢致密双星，被预测为持续引力波辐射的强源。使用盖亚数据发布2，我们提出了41个已知的56个系统的自行车和自行。与使用HST精细制导传感器确定的视差相比，我们发现原型恒星AM CVn比以前认为的要近得多。这解决了模型难以解释的高光度和质量吸积率。利用Pan-STARRS 1数据，我们确定了AM CVn星的绝对星等。有证据表明，捐赠恒星的质量和半径比预期的白矮星更大，或者捐赠恒星不是白矮星。使用已知的AM CVn恒星的距离，我们发现了强有力的证据，大量的AM CVn恒星仍有待发现。由于该值设置了LISA的引力波信号的背景，因此引起了广泛的兴趣。我们确定的质量传递速率为15 AM CVn星，并发现大多数有一个显着大于预期的速率从标准模型。这进一步证明了施主星的尺寸比预期的要大。
2018-10-15 astro-ph.SR
The outburst of a 60 min AM CVn reveals peculiar color evolution: implications for outbursts in long period double white dwarfs
我们报告的多波长观测在静止和第一次检测到的爆发~60分钟的轨道周期AM CVn SDSS J113732+405458。利用X射线和紫外线观测，我们确定了事件持续时间的上限约为一年。爆发的幅度非常小，r约为1级，g约为0.5级。我们还研究了SDSS J113732+405458和其他长周期AM CVns在爆发中的颜色变化，并确定了颜色-星等图上的一个轨道，该轨道与盘不稳定性模型的预测不兼容，这表明长周期AM CVns中的一些爆发是由增强的质量传递引起的。据我们所知，这些是对AM CVns颜色演变的首次研究。在静止期间，我们测量了SDSS J113732+405458在0.5-10 keV波段的~ 3E 29 erg/s的X射线光度。这表明一个非常低的吸积率，在协议的磁盘不稳定性模型的长周期系统。然而，这样的模型预测稳定的磁盘在相当长的时期。该系统爆发的发现，以及与长周期系统SDSS J 080710 +485259的相似性，表明这些增强的质量传递事件可能在长周期AM CVns中更常见。需要更大的样本来凭经验确定在什么时期（如果有的话），磁盘不稳定性完全停止运作。最后，我们确定了一个红外过量的静止光谱归因于捐助者。这使得SDSS J113732+405458成为第二个直接检测到供体的AM CVn。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two new AM Canum Venaticorum binaries from the Sloan Digital Sky Survey III
AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星是一组罕见的超短周期、质量转移的白矮星双星，其中一些可能是Ia型超新星的祖先。超过三分之一的AM CVn双星是通过斯隆数字巡天（SDSS）发现的。在这里，我们讨论了我们在SDSS光谱数据库中寻找新的AM CVns，并提出了在SDSS-III光谱中发现的两个新的AM CVns，SDSS J113732.32+405458.3和SDSS J150551.58+065948.7。AMCVn双星的光谱特征与其轨道周期有关，这两个新的AMCVn双星的光谱表明它们可能是长周期系统。利用发射线的径向速度变化，我们测量了SDSS J113732.32+405458.3的可能轨道周期为59.6 +/- 2.7分钟。由于我们对SDSS光谱的搜索只发现了这两个新系统，因此不太可能错过大量的AM CVn双星，并且它们的发现对之前的AM CVn空间密度的计算几乎没有影响。
2014-02-05 astro-ph.SR
Accretion Disk Winds in AM CVn Binaries - a Monte Carlo Approach
AM CVn系统是类似激变变星（CV）的相互作用双星，但更紧凑，轨道周期小于80分钟。主星是一颗白矮星，而主星的性质还不完全清楚。通过分析吸积盘（由Nagel等人在这些会议上提出），可以发现次级星系外层的丰度和成分。从高状态AM CVn系统的光谱不仅显示典型的签名的吸积盘，但也P天鹅座线轮廓，流出的迹象存在于系统中。在这里，我们提出了第一个定量的光谱分析的吸积盘风在AM CVn系统。用我们的三维蒙特卡罗辐射转移程序WOMPAT模拟了出现的风谱。我们表明，P天鹅座配置文件可以复制与我们的风模型。
2009-01-17 astro-ph.SR
He-Accreting WDs: AM CVn stars with WD Donors
我们研究的物理和演化特性的“WD家庭”的AM CVn星计算现实模型的IDD系统。我们评估自洽的质量传递速率从捐助者，由GW发射和相互作用的二进制同伴，和质量沉积的吸积器的热响应。我们发现，在开始的质量转移，所有考虑的系统进行了强烈的非动力学氦闪光。然而，由于这些系统的紧凑性，膨胀的吸积物很快就会填满它们的洛希瓣，从而阻止了对吸积的CO WD外层的有效加热。此外，由于系统中物质的损失，轨道分离扩大，质量传递停止。进一步的演变取决于供体再次填充其肺叶后的$\dot{M}$值。一方面，如果由（M $_{don}$，M $_{acc}$）的实际值确定的吸积速率足够高，则吸积体经历几次强度递减的He闪光，然后开始静止的He燃烧。后来，由于IDD中的质量传递速率是时间的永久递减函数，吸积体经历了几次周期性的强闪光。另一方面，对于中、低值的$\dot{M}$，吸积体进入强闪吸积区。正如预期的那样，在所有考虑的系统中，最后的He闪光是最强的一个，即使动力学事件从未发生。当质量吸积率降低到（2-3）$\times 10^{-8} M_\odot yr^{-1}$以下时，He壳层的压缩加热比中微子冷却的效率低，从而使系统中的所有吸积体都演化为大质量简并体.我们的研究结果表明，SNe。Ia或Ia型超新星由于边缘点燃爆炸的WD家庭的AM CVn恒星应该比以前预期的要罕见得多。
2015-07-03 astro-ph.SR
A search for the hidden population of AM CVn binaries in the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了最新的光谱调查的结果，旨在揭示隐藏的人口AM犬Venaticorum（AM CVn）二进制的光度数据库中的斯隆数字巡天（SDSS）。我们根据它们的光度颜色选择了约2000个候选者，这是一个相对较小的样本，预计包含SDSS中所有AM CVn双星的大部分（预计约为50）。我们提出了两个新的候选人AM CVn二进制文件发现使用这种策略：SDSS J104325.08+563258.1和SDSS J173047.59+554518.5。同时给出了本次巡天发现的29颗新激变变星、23颗DQ白矮星和21颗DZ白矮星的光谱。调查现在大约完成了70%，发现了7个新的AM CVn双星，表明空间密度比以前预测的要低。从基本上完全g <= 19的样本中，我们得到观测到的空间密度为（5 +/- 3）x10^-7 pc^-3;这比以前的估计值低3倍。该样本已与GALEX全天空成像巡天数据库和UKIRT（联合王国红外望远镜）红外深空巡天（UKIDSS）第9期数据进行了交叉比对。UV光度法的加入允许应用新的颜色切割，将我们的样本大小减少到约1100个对象。优化我们的后续行动应该使我们能够发现SDSS中存在的剩余AM CVn双星，提供更可靠地估计其空间密度所需的更大均匀样本。
2012-11-27 astro-ph.SR
New insights into the helium star formation channel of AM CVn systems with explanations of Gaia14aae and ZTFJ1637+49
我们模拟了富氦恒星与太阳金属丰度（$X=0.7,\:Z=0.02$）的祖星，通过氦星形成通道演化形成AM Canum Venaticorum系统，旨在解释Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49的观测特性。我们发现，半简并，H-耗尽（$X\leq 10^{-5}$），他丰富的（$Y\approx0.98$）捐助者可以形成一个共同的信封演变（CEE）阶段后，如果使用额外的能源来弹出共同的信封，或不同的形式主义的CEE实施。我们使用剑桥恒星演化代码跟踪了CEE阶段后此类双星系统的演化，当它们由He星和白矮星吸积器组成时，并报告了施主的质量，半径和质量转移率，系统的轨道周期以及Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49光谱中缺乏氢与我们模拟的轨迹匹配良好，其中，在CEE阶段之后，罗氏瓣溢出不仅由由于引力波辐射（$\mathrm{AML_{GR}}$）引起的角动量损失（AML）控制，而且还由由于施主中的$α-Ω$发电机引起的附加AML控制。这个额外的AML是仿照我们的双发电机（DD）模型的磁制动在捐助者的明星。我们解释说，这个额外的AML只是一个后果，扩展的DD模型从典型的灾难性的变量捐助者演变的捐助者。我们表明，我们的建模轨迹与Gaia 14 aae或ZTFJ 1637 +49匹配，如果系统仅用$\mathrm{AML_{GR}}$建模。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of four new EL CVn-type binaries in the Gaia eclipsing binaries
本文结合 Gaia DR3 与 TESS 数据搜寻 EL CVn 型双星，发现 4 颗新候选体，并利用测光解与轨道参数确认其低质量比分离结构，同时初步分析了主星脉动特性。
2023-10-30 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
Discoveries and Properties of EL CVn-type Binaries in the TESS Survey
本研究从TESS巡天第1-65扇区的食双星星表中识别出29个EL CVn型系统（含11个新发现），通过多波段数据建模推导系统参数，验证其符合白矮星质量-周期关系与ELM WD演化轨迹，推测其经稳定质量转移形成，并发布完整参数星表。
2024-12-12 astro-ph.SR
Thermonuclear oubursts of AM CVn stars
我们研究了具有白矮星施主的AM CVn型恒星演化的初始阶段，该阶段伴随着吸积He层的热核爆炸。结果表明，吸积不会导致He的爆轰，AM CVn星中的吸积体以大质量WD的形式完成演化。我们首次发现，在爆发中，由${\mathrm{^{22}{Ne}(α,n)^{25}Mg}}$反应引发的富n同位素的合成成为可能。
2019-04-16 astro-ph.SR
A Distinct Type of Standstill in Ultra-Compact White Dwarf Binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；Jagiellonian University（雅盖隆大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究分析了3个AM CVn型双星系统的超爆发后行为，发现其中两个出现独特的类停滞相，超驼峰可在该阶段持续存在，该现象与此前观测到的停滞不同。
2026-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Periods of Six Ultracompact Accreting Binaries
超紧凑吸积双星系统每个都由一个恒星残余物组成，该恒星残余物从一个紧凑的供体恒星吸积富含氦的物质。这类双星包括两个相关的子类，AM CVn型双星和氦激变变星，两者的中心恒星都是白矮星。本文对轨道周期在40- 70 min范围内的六颗吸积双星进行了分光光度研究，包括相位分辨VLT光谱和高速ULTRACAM光度测量。其中四个是AM CVn系统，两个是氦激变变星。对于其中四个双星，我们能够确定轨道周期（其中三个是光谱）。SDSS J1505+0659的轨道周期为67.8分钟，比之前认为的要长，也比任何已知的AM CVn双星都要长。我们在SDSS J1505+0659中发现了一个WISE红外过量，我们认为这是第一次直接探测到非直接撞击双星中的AM CVn施主星。SDSS J1505+0659的质量比与白矮星供体一致。CRTS J1028-0819的轨道周期为52.1分钟，是所有氦激变变星中周期最短的。MOA 2010-BLG-087与一颗K级恒星共线，这颗恒星在它的光谱中占主导地位。ASASSN-14 ei和ASASSN-14 mv都显示了在超级爆发之后的显著数量的回波爆发（分别为13和10个回波爆发）。ASASSN-14 ei在其超级爆发后的几年中显示出更高的爆发率，这可能是由于吸积率的增加。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Outbursts in ultra-compact AM CVn binaries
研究超紧致AM CVn双星系统的爆发特性，通过比较观测数据与盘不稳定性模型预测，探讨爆发复发时间、持续时间和振幅与轨道周期的关系。
2025-11-22 astro-ph.SR
The double helium-white dwarf channel for the formation of AM CVn binaries
由于引力波辐射引起的轨道衰变，大多数近距离的双氦白矮星将在哈勃时间内合并。然而，具有低质量比的显著部分将由于稳定的质量传递而存活很长时间。两颗氦白矮星（HeWD）之间的这种稳定的质量转移为AM\，CVn双星的产生提供了一个通道。在先前的双HeWD祖细胞的计算中，吸积HeWD被视为一个质点。我们已经计算了16双HeWD模型的演变，以调查治疗的详细演变的两个组件的后果。我们发现，具有稳定和不稳定的质量传递的二进制文件之间的边界略有修改，这种方法。通过与观测周期和质量比的比较，我们用HeWDs双通道重新测定了8颗已知的AM，CVn星的质量，它们是HM，Cnc，AM CVn，V406，Hya，J 0926，J1240，GP，Com，Gaia 14 aae和V396，Hya.我们认为J1240，GP\，Com和V396\，Hya的三峰发射光谱中的中心尖峰以及GP\，Com中N/C/O的表面丰度比可以用稳定的HeWD双通道来解释.从我们的计算中得到的质量估计被用来讨论在激光干涉仪空间天线（LISA）的背景下预测的引力波信号。
2018-01-10 astro-ph.SR
The AM CVn binary SDSS J173047.59+554518.5
AM Canum Venaticorum（AM CVn）双星是一组罕见的缺氢、超短周期、质量转移的白矮星双星，可能是Ia型超新星的祖先。我们目前的时间分辨光谱最近发现的AM CVn二进制SDSS J173047.59+554518.5。平均光谱显示出强烈的双峰氦发射线，以及各种金属线，包括氖;这是在更明亮的系统GP Com之后，第二次在AM CVn双星中检测到氖。我们没有检测到钙的吸积盘，一个令人费解的功能，已注意到在许多较长的周期AM CVn二进制文件。我们测量的轨道周期，从径向速度的发射线，35.2 +/- 0.2分钟，确认超紧凑的二元性质的系统。在SDSS J1730中看到的发射线非常窄，虽然是双峰，这意味着一个低倾角，面向吸积盘;使用测量的线峰速度，我们估计i < 11度。这种低倾角使SDSS J1730成为识别发射谱线的优秀系统。
2013-10-31 astro-ph.SR
Radio Properties of RS Canum Venaticorum Variables in VLASS and RACS
University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Clemson University（克莱姆森大学）；University of Sydney（悉尼大学）；University of Wisconsin-Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）；Australian Telescope National Facility, CSIRO Astronomy and Space Science（澳大利亚望远镜国家设施，CSIRO天文学与空间科学）
本研究在VLASS与RACS中搜寻到108个射电发射型猎犬座RS型变星候选体，发现部分系统射电光度极高，且两颗光学明亮的该类变星可产生与宁静黑洞双星相当的持续明亮射电信号，提示两类天体存在误认可能。
2026-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of black hole X-ray binaries with non-degenerate donors in globular clusters
在这封信中，我们提出了一个形成通道的低质量X射线双星与黑洞吸积和非退化的捐助者通过放牧潮汐遇到亚巨星。我们估计，在一个典型的致密球状星团的核心密度的$10^5$恒星pc $^{-3}$，形成率约为一个二进制每陀螺每50-100保留黑洞。捐赠者-剥离的亚巨星-与相同颜色的亚巨星或巨星分支恒星相比，将是强烈的不发光。潮汐剥离的产物在数亿年内，与相同颜色的正常恒星相比，至少有一个星等的亮度不足，并且与普通双星中可能由非灾难性质量转移产生的亮度不足的红色恒星不同。动态形成的双星成为静止的低质量X射线双星，寿命约为一个陀螺。预期的X射线双星的数量是每50-200个保留的黑洞中有一个，而预期的强暗次巨星的数量大约是这个数量的一半。在球状星团中存在强烈暗星可能是黑洞存在的标志。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric investigation and orbital period analyses of the W UMa binaries FP Lyn, FV CVn and V354 UMa
给出了FP Lyn、FV CVn和V354 UMa的新光变曲线和光度解。发现这三个系统都是W型浅接触双星。此外，很明显，FP Lyn和V354 UMa的光变曲线是不对称的。因此，在主星FP Lyn上增加了一个热点，而在副星V354 UMa上增加了一个暗点。与此同时，我们在FP Lyn的光度解决方案中添加了第三盏灯，以获得最终结果。对于FP Lyn，获得的质量比和填充因子为$q=1.153$和$f=13.4\%$，对于FV CVn，获得的质量比和填充因子为$q=1.075$和$f=4.6\%$，对于V354 UMa，获得的质量比和填充因子为$q=3.623$和$f=10.7\%$。对这三个系统轨道周期的研究表明，它们的轨道周期是变化的。发现FP Lyn和V 354 Uma分别存在着长期增长的组分，其增长率分别为$dp/dt=4.19\times10^{-7}$ d yr $^{-1}$和$dp/dt=7.70\times10^{-7}$ d yr $^{-1}$，这可能是由质量较小的组分向质量较大的组分的守恒质量转移引起的。此外，还发现了FV CVn的一些可变成分，即频率为$dp/dt=-1.13\times10^{-6}$ d yr $^{-1}$，伴随着振幅和周期分别为0.0069天和10.65年的周期振荡。长期下降的最可能的解释是角动量损失。而附加分量的存在是对周期性变化的最合…
2019-02-11 astro-ph.SR
The long term optical behaviour of helium accreting AM CVn binaries
我们提出了一个为期两年半的光学光度监测计划，包括16 AM CVn二进制使用利物浦望远镜在拉帕尔马的结果。我们在7个系统中检测到爆发，其中一个（SDSS J 0129）是首次在爆发中看到的。我们的研究加上现有的数据表明，这些富含氦的吸积致密双星的约1/3显示爆发。爆发系统的轨道周期在24-44分钟的范围内，是非常一致的磁盘不稳定性的预测。爆发的特征似乎与它们的轨道周期（以及质量转移速率）有着广泛的相关性。周期短（<30分钟）的系统往往表现出持续1- 2周的爆发，并且在爆发发生后不久，经常表现出明显的通量“下降”。我们探索这些下降的性质，这也是在近紫外线。较长周期的爆发显示出更高的振幅事件（5等），可以持续几个月。我们已经进行了模拟，以估计我们可能错过了多少次爆发。
2011-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of 36 eclipsing EL CVn binaries found by the Palomar Transient Factory
我们报告了36个新的食EL CVn型双星的发现和分析，包括一个核心的氦成分前白矮星和早期型主序星的伴侣，这些系统的已知人口增加了一倍以上。我们使用监督机器学习方法从Palomar Transient Factory中搜索了80万条光变曲线，并结合了SDSS，Pan-STARRS和2 MASS颜色。新系统的轨道周期范围为0.46-3.8 d，PTF $R$或$g^{\prime}$滤光片的视亮度范围为14-16 mag。对于其中的12个系统，我们用艾萨克·牛顿望远镜的中间色散光谱仪获得了径向速度曲线。我们模拟的光变曲线，径向速度曲线和光谱能量分布，以确定系统参数。前He-WD的半径（0.3-0.7 $\mathrm{R_{\odot}}$）和有效温度（8000-17000 K）与恒星演化模型一致，但质量（0.12-0.28 $\mathrm{M_{\odot}}$）的变化比模型预测的要大。这项研究表明，在大型天气调查数据上使用机器学习技术是在短暂的进化阶段发现大量二元系统样本的有力方法。
2017-12-18 astro-ph.SR
Nature of donors in ultra-luminous X-ray binaries powered by neutron stars
在这项研究中，我们研究了最近发现的三个由旋转中子星驱动的超亮X射线源（ULX）的施主星的性质。为此，我们建立了一个适用于有中子星的超高速X射线的X射线光度（$L_{\rm{X}}$）和轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）之间的理论关系。通过使用这个新的$L_{\rm{X}} - P_{\rm{orb}}$关系，我们试图确定目前未知的性质，施主星在ULX与中子星。特别是将观测到的性质与恒星演化轨迹相比较，我们认为NGC 5907 ULX-1系统中的施主星是一颗中等质量的恒星，具有$6 - 12 \rm{M}_{\odot}$，刚刚脱离主序星相。我们对另外两个ULX系统（M82 X-2和NGC 7793 P-13）的模型结果与以前的研究结果一致。虽然只有几个样品，但观察到的具有中子星的ULX系统似乎涉及相对大质量的供体。
2018-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
EL CVn-type binaries - Discovery of 17 helium white dwarf precursors in bright eclipsing binary star systems
恒星1 SWASP J024743.37-251549.2是最近发现的一颗双星，其中一颗A型矮星遮蔽了一颗破裂的红巨星（WASP 0247 - 25 B）的残骸。残骸处于一种罕见的观测状态，在成为一个几乎完全由氦组成的非常低质量的白矮星之前，它以几乎恒定的光度进化到更高的有效温度，即，它是前He-WD。我们已经使用WASP光度数据库，找到17个食双星的轨道周期P=0.7至2.2天，类似的光变曲线1 SWASP J024743.37-251549.2。这群恒星中唯一一颗先前被确认为变星的是最亮的一颗，EL CVn，我们采用它作为这类食双星的原型。EL CVn型恒星的特征光变曲线显示，一颗较小、较热的A型矮星会发生全食，而一次日食的深度与主食相当。我们对其中6个系统进行了新的光谱观测，以证实这些双星中A型恒星的伴星质量非常低（大约0.2太阳质量）。这包括EL CVn的伴星，以前不知道它是前He-WD。EL CVn型双星系统将使我们能够非常详细地研究非常低质量白矮星的形成，特别是在那些前He-WD星显示出类似于最近在WASP 0247 - 25 B中发现的非径向脉动的情况下。
2013-10-17 astro-ph.SR
One model to rule them all: magnetic braking from CVs to low-mass stars
本研究提出双发电机形式化框架的磁制动模型，重现了CV的周期空隙与最小周期尖峰，解释了演化CV向AM CVn星的转变及公共包层演化，并统一阐明了低质量恒星的自旋减慢现象。
2024-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
A survey of ultra-compact high-state AM CVn binaries with ZTF and Gaia: New discoveries and observational constraints on Galactic space density
Kazan Federal University（喀山联邦大学）；Department of Astronomy, California Institute of Technology（加利福尼亚理工学院天文系）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Kepler Center for Astro and Particle Physics, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所、开普勒天体与粒子物理中心）；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）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究院）
本研究结合ZTF时域测光与Gaia数据系统搜寻银河系高态AM CVn双星，发现3颗新源并约束其局域空间密度，为LISA、TianQin及LSST的探测率预估提供观测依据。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A study of X-ray flares - II. RS CVn type Binaries
本文分析了XMM-Newton天文台观测到的5个RS CVn型双星（UZ Lib，σGem，λAnd，V711 Tau和EI Eri）的7个耀斑。这些恒星在0.3-10.0 keV能带的静态X射线光度为10^{30.7-30.9} erg/s。所有耀斑样品的指数衰减时间在~ 1 ~ 8小时之间。在0.3-10.0 keV的能量范围内，耀斑的峰值亮度在10^{30.8} - 10^{31.8} erg/s之间。XMM-EPIC仪器的高灵敏度使我们能够在耀斑期间和随后的静止阶段进行时间分辨光谱分析。在观测到的σGem、V771 Tau和EI Eri耀斑期间，日冕等离子体的金属丰度是变化的。在这些耀斑中，发现元素丰度比静止状态增加了约1.3-1.5倍。在大多数耀斑中，峰值温度超过100 MK，而排放量增加了1.5 - 5.5倍。在大多数耀斑中存在显著的持续加热。由耀斑结构导出的环长（L）为10^{10 - 11} cm量级，小于恒星半径（R*），即L/R* \lesssim 1。来自σGem的耀斑在耀斑期间表现出高的和可变的吸收柱密度。
2011-10-10 astro-ph.SR
High-Mass X-Ray Binaries with Be Donors as Ultraluminous X-Ray Sources
自2014年探测到来自超铝X射线源（ULX）的X射线脉冲以来，中子星一直被认为是其中心目标。然而，中子星如何能比爱丁顿光度更亮仍然不清楚，并且对于中子星的磁场和光束的程度也没有统一的看法。最近的观测表明，一些X射线脉动超巨星具有Be型施主，并且在Corbet图上它们与Be型高质量X射线双星（Be-HMXB）占据相同的区域，揭示了自旋与轨道周期的关系.这表明至少有一些ULX是Be-HMXB的特殊情况。在这项研究中，我们使用的质量吸积模型的框架下，Be-HMXB调查的条件下，中子星实现超越爱丁顿限制的质量吸积率，并成为可观察的ULXs。我们证明了如果中子星的磁场和Be盘的密度满足一定的条件，Be-HMXB可能成为ULX。我们还表明，虽然更强的磁场增加了中子星ULX的亮度与Be施主，其亮度不能超过爱丁顿极限的一个以上的${\approx} 50$的一个因素。最后，我们提出了一个方案，即一些正常的Be-HMXB可能会演变成ULX的捐助者演变成一个巨人。
2021-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Donors of Persistent Neutron-star Low-mass X-ray Binaries
低质量X射线双星（LMXB）的X射线光度特性主要取决于施主。我们已经进行了详细的研究捐助者在持久的中子星LMXB（PLMXB）的人口合成代码。具有不同供体的PLMXB具有不同的形成通道。我们的数值模拟表明，超过90%的PLMXB的主序列（MS）的捐助者，和PLMXB红巨星（RG）通过恒星风（风）的捐助者可以忽略不计。在我们的模型中，大多数的中子星（NS）的PLMXB富氢供体通过核心坍缩超新星形成，而超过90%的中子星（NS）的PLMXB裸氦星（He）的捐助者或白矮星（WD）的捐助者通过演化诱导坍缩通过氦星（$1.4 \leq M_{\rm He}/M_\odot \leq 2.5$）或吸积诱导坍缩吸积ONeMg WD。
2013-03-11 astro-ph.SR
Remnants of Subdwarf Helium Donor Stars Ejected from Close Binaries with Thermonuclear Supernovae
一些由白矮星（WD）和热亚矮星（sdB）氦星组成的双星系统将在sdB星的氦燃烧寿命内发生接触。WD上的吸积氦不可避免地经历热核不稳定性，导致爆炸，预计将过渡到WD核心，并导致热核超新星，而施主轨道附近的高速。最近发现的快速移动的对象，占据不寻常的位置上的HR图的动机，我们探讨了热核超新星的捐助者在这个特定的双爆炸的情况下的影响。我们使用MESA模型的二进制爆炸的时刻，然后三维雅典娜++模型的超新星喷出物与施主星的流体动力学相互作用，计算的质量被剥离的量和熵沉积在深恒星内部的强冲击，横穿it.We表明，这些施主残余物喷出的速度主要由其轨道速度：$700-900\ \rm km\ s^{-1}$。我们通过在MESA模型中引入激波熵来模拟残骸的长期热演化。作为对这种熵变的反应，施主残余物会膨胀并变亮，时间跨度从$10^6-10^8$年不等，这给了这些逃逸恒星足够的时间在它们离开银河系之前观察到它们的膨胀状态。即使在表面层被剥离后，一些施主仍保留足够的质量来恢复核心氦燃烧，并进一步延迟衰减超过$10^8$年。
2019-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
No Period Change in Two Long-Period AM CVn Binaries
University of Oklahoma（俄克拉荷马大学）；University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学和国家标准与技术研究院）；University of Warwick（华威大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学学会）；Yunnan Observatories, CAS（中国科学院云南天文台）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Hamburg（汉堡大学）；Liverpool John Moores University（利物浦约翰摩尔斯大学）
研究双长周期AM CVn双星Y Z LMi和Gaia14aae的食时变化，发现其轨道周期变化率一致为零，排除了额外角动量损失机制，限制了超高速引力波发射的可能。
2026-04-07 astro-ph.SR
Evolved stars as donors in symbiotic binaries
这一贡献的重点是在共生双星的冷巨人的作用。特别是，我们注意到它们的质量损失率和风的质量转移到其紧凑的吸积器。
2015-12-29 astro-ph.SR
Formation of Millisecond Pulsars with Low-Mass Helium White Dwarf Companions in Very Compact Binaries
毫秒双星（BMSP）被认为是从低质量X射线双星（LMXB）演化而来的。如果LMXB中的质量转移是由施主星的核演化驱动的，则最终的轨道周期与施主星的简并He核白矮星（WD）的质量有很好的相关性。在这里，我们表明，这种关系可以扩展到非常小的WD质量（$\sim 0.14-0.17\,M_\odot$）和窄的轨道周期（约几个小时），主要取决于施主星的金属丰度。该关系也存在不连续性，这是由于当氢燃烧壳层穿过氢不连续性时施主的暂时收缩。BMSP与低质量的他WD同伴在非常紧凑的二进制可以占如果祖二进制经历了很晚的情况下A质量转移。PSR J1738+0333的WD伴星可能是由一颗Pop~II星演化而来。对于PSR J 0348 +0432，为了解释其在罗氏瓣解耦阶段的极端紧凑轨道，需要更低的金属丰度（$Z=0.0001$）。
2014-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Ultracompact X-ray Binaries: Disk Stability and Evolution
我们研究了超紧凑X射线双星（UCXB）的质量传递速率和磁盘稳定性条件，使用经验时间平均X射线光度从文件I（Cartwright等。2013）和汇编的信息从文献中。大多数UCXB与白矮星供体的进化轨迹一致。三个轨道周期超过40分钟的UCXB的质量转移速率超过10^{-10} Msun/年，与白矮星的供体轨道不一致。我们表明，如果氦星捐助者可以保持其初始的高熵，他们可以解释观察到的质量传递速率这些UCXB。几个UCXB表现出持续的光度明显低于磁盘不稳定性极限照射的He吸积盘。我们指出，一个主要的C和/或O盘（如观察到的光谱中的几个）降低磁盘的不稳定性限制，解释这种分歧。2S 0918-549的轨道周期和较低的时间平均质量转移率提供了证据，证明它是一颗低熵的C/O白矮星，这与光谱相一致。我们结合现有的信息来限制4U 1916-053（0.064+-0.010 Msun）和4U 1626-67（1.4 Msun中子星<0.036 Msun）中施主的质量。我们发现，4U 1626-67确实是持久的，而不是经历一个短暂的爆发，离开他的明星模型作为最好的解释捐助者。
2013-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The most plausible explanation of the cyclical period changes in close binaries: the case of the RS CVn-type binary WW Dra
我们搜索了182个EA型（包括\cite{hal89}使用的101个大陵五系统）、43个EB型和53个EW型双星的轨道周期变化。我们根据新收集的数据，对Hall（1989）的图进行了复制和改进。我们的图不支持由\cite{hal89}得出的结论，即所有循环周期变化的情况都局限于具有光谱类型晚于F5的次级分量的双星。在具有早型次级成分的恒星中也存在周期变化，这表明磁活动是周期变化的一个原因，但不是唯一的原因。发现在近距离双星中，EW型双星的周期变化更频繁，可能是由于第三体的存在。因此，对周期性变化最合理的解释是猛虎组织通过第三个机构的存在。利用近百年来的光衰历史记录，分析了大陵五双星WW Dra的周期变化。发现该双星的轨道周期呈$\sim112.2 \textbf{\textrm{yr}}$周期变化，振幅为$\sim0.1977\textbf{\textrm{days}}$。周期性振荡可归因于LTTE通过质量不小于$6.43 M_{\odot}$的第三体。然而，没有发现第三个天体的谱线，表明它可能是一个候选的黑洞。第三个天体的轨道距离小于14.4天文单位，它可能在该系统的演化中发挥重要作用。
2010-07-07 astro-ph.SR
A TESS search for donor-star pulsations in High-Mass X-ray Binaries
对大质量X射线双星（HMXB）的地面光学光度测量显示，在~0.3-0.5 d的时间尺度上存在周期性调制。最近对OB和Be星的Corot和TESS太空观测表明，由p和g模式引起的脉动在早期类型的恒星中很常见。因此，我们进行了系统的搜索，在光学对应的23 HMXB（主要是中子星系统，但包括一个黑洞，天鹅座X-1）使用TESS数据主要在2分钟的节奏模式的变化。在四个系统中去除轨道周期调制后，我们发现所有23个源都显示出周期短于~1 d的准周期变化的证据。我们比较了它们的功率谱与其他OB和Be型星的观测。在两个系统中，V725 Tau和HD 249179（可能不是HMXB），我们发现了爆发的证据，前者与X射线耀斑同时发生。我们搜索在爆发持续时间的功率谱的变化，并将它们与其他Be系统中看到的爆发进行比较。
2022-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The progenitors of type Ia supernovae in the semidetached binaries with red giant donors
上下文爆炸的碳氧白矮星（CO WD）的同伴产生Ia型超新星（SNe Ia）仍然没有最终确认。一颗红巨星（RG）被认为是WD爆炸的质量供体，被称为共生通道。然而，以前对该通道的研究给出了相对较低的SNe Ia率。目标。我们的目标是系统地调查的参数空间，银河系速率和延迟时间分布的超新星Ia的共生通道，采用修订的质量转移处方。方法.采用积分传质公式计算了从RG星到WD星的传质过程。在这个公式中，传质速率随局部物质状态而变化。结果我们演化了大量的WD+RG系统，发现WD+RG系统产生Ia超新星的参数空间显著扩大。这条通道可以产生中、老年龄的Ia超新星，最多占银河系Ia超新星总数的5%。我们的模型将该通道的SN Ia速率增加了5倍。我们认为，共生系统RS Oph和T CrB是SNe Ia的祖先的强有力的候选人。
2018-03-06 astro-ph.HE 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
Rotation of the Mass Donors in High-mass X-ray Binaries and Symbiotic Stars
我们的目的是研究高质量X射线双星和共生星中的潮汐相互作用，以确定在哪些天体中质量供体的旋转与致密伴星的轨道运动同步或伪同步。我们发现Be/X射线双星是不同步的，系统的轨道周期大于质量施主的转动周期。巨星和超巨星高质量X射线双星和共生星接近同步。我们比较了共生体中质量供体的旋转与场巨星的预计旋转速度，发现S型共生体中的M巨星平均旋转速度比场M巨星快1.5倍。我们发现共生星MWC 560中红巨星的投影自转速度为vsin i = 8.2 +/- 1.5 km/s，估计其自转周期为Prot = 144 - 306天。利用潮汐相互作用和伪同步的理论预测，我们估计轨道偏心率e = 0.68 - 0.82。
2014-08-26 astro-ph.SR
Evidence for a luminosity-class dichotomy in the supergiant donors of persistent high-mass X-ray binaries and supergiant fast X-ray transients
INAF-IASF Milano, Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica（意大利国家天体物理研究所米兰空间天体物理学与宇宙物理学研究所）；INAF-OAS, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所太空天体物理学与空间科学观测站）
该研究通过构建可靠样本发现，呈现极端暂现X射线辐射的SFXTs仅含Ib/Iab光度级的O/B型超巨星，而经典HMXBs多含Ia型供体，证实恒星光度等级二分或可解释两类HMXBs的X射线行为差异。
2026-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultra-compact X-ray binaries with high luminosity: a key for a new scenario
超致密X射线双星（UCXB）是周期小于1小时的吸积系统，这使得它们有资格包含一个简并的施主伴星。与其他类型的X射线双星相比，人们会认为这样的系统有最简单的理论解释。尽管如此，目前的理论无法解释高传质（MT）率在最近观察到的长周期UCXB。我们发现，这个范围内的MT率可以保持，如果捐助者是一个巨大的，这是在最近一集的一个共同的信封（CE）事件揭示了一个热平衡裸露的核心的残余。
2012-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cataclysmic Variables and AM CVn Binaries in SRG/eROSITA + Gaia: Volume Limited Samples, X-ray Luminosity Functions, and Space Densities
本研究利用X射线+光学颜色图从SRG/eROSITA和Gaia中构建了CV与AM CVn的体积受限样本，首次发现X射线光度函数在低光度处变平，并指出观测数密度仍与星族合成估计存在矛盾。
2024-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Forming short-period Wolf-Rayet X-ray binaries and double black holes through stable mass transfer
我们发现，黑洞高质量X射线双星（HMXB）与O-或B-型施主星和相对较短的轨道周期，一个星期到几个月的顺序可以生存的螺旋，然后形成沃尔夫-拉叶（WR）X射线双星的轨道周期为一天到几天的顺序;而在系统中的致密星是一个中子星，HMXB与这些轨道周期从来没有生存的螺旋。因此，我们预测WR X射线双星只能窝藏黑洞。具有这些轨道周期的黑洞HMXB之所以能够在螺旋中幸存下来，是因为施主恒星的辐射包层和致密恒星的高质量。在这种情况下，当供体开始溢出其罗氏瓣时，系统能够以稳定的罗氏瓣溢出缓慢地螺旋进入，如系统SS 433所示。在这种情况下，被转移的质量会从致密恒星的附近喷射出来（所谓的“各向同性再发射”质量损失模式，或“SS 433-like mass loss”），导致逐渐的螺旋进入。当施主与黑洞的质量比为$>3.5$时，系统将进入CE演化，系统存活的可能性很小。如果它们幸存下来，它们会产生WR X射线双星，轨道周期为几小时到一天。我们银河系和麦哲伦星云中的几个著名的WR+O双星，其轨道周期在一周到几个月之间，预计将演变成近距离WR黑洞双星，它们可能会在以后产生近距离双黑洞。由这样的系统产生的双黑洞的星系形成率仍然是不确定的，因为它取决于这个进化图中几个鲜为人知的因素。可能高达每年$\sim 10^{-5}$。
2017-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 15.7-Minute AM CVn Binary Discovered in K2
我们提出了SDSS J135154.46-064309.0的发现，这是一个在K2 Campaign 6中使用30分钟节奏测光观察到的短周期变量。后续的光谱学和高速测光支持分类为一个新成员的罕见的超紧凑吸积双星称为AM CVn星。光谱轨道周期为$15.65 \pm 0.12$ \，分钟，使这个系统成为已知第四短周期的AM CVn，也是开普勒太空船发现的第二个此类系统。K2数据显示测光周期为$15.7306 \pm 0.0003$ \，分钟、$16.1121 \pm 0.0004$ \，分钟和$664.82 \pm 0.06$ \，分钟，我们分别将其确定为轨道周期、超级驼峰周期和盘岁差周期。根据超级峰和轨道周期，我们估计了双星的质量比$q = M_2/M_1 = 0.111 \pm 0.005$，尽管这种质量比确定方法可能无法很好地校准氦主导的双星。这个系统很可能是一个明亮的前景源的引力波的频率范围内可检测的LISA，并可能作为校准源，如果未来的研究能够限制其恒星组件的质量。
2018-04-19 astro-ph.SR
Evolution of Cataclysmic Variables and Related Binaries Containing a White-Dwarf
我们提出了一个二元演化研究的激变变量（CV）和相关的系统与白矮星吸积物，包括例如，AM CVn系统，经典新星，超软X射线源，和系统与巨大的施主星。我们的方法有意避免了与人口合成算法相关的并发症，从而使我们能够提出第一个真正全面的探索所有后续的二进制演化途径，ZACVs可能遵循（假设完全非保守，罗奇瓣溢出到吸积WD）使用复杂的二进制恒星演化代码MESA。该网格由56，000个初始模型组成，包括14个白矮星吸积体质量，43个施主恒星质量（$0.1-4.7$ $M_{\odot}$）和100个轨道周期。我们探索的轨道周期和施主质量（$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$）平面的演化轨道的演化停留时间，质量的白矮星吸积，吸积率，和化学成分的中心和表面的施主星。我们报告的标准CV轨道之间的差异，与巨大的捐助者的恒星，和超短周期系统。我们表明，在参数空间中可以期望找到超软X射线源，提出了一个诊断，以区分不同的进化路径，形成AM CVn二进制文件，量化的最小轨道周期CV取决于化学成分的捐助者的明星，并更新$P_{\rm orb}(M_{\rm wd})$的关系包含白矮星的祖先失去了他们的信封，通过稳定的罗氏瓣溢出的二进制文件。最后，我们指出在$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$的吸积盘将趋于稳定的热粘性不稳定性，并与LISA的引力辐射签名可能会发现。
2016-10-10 astro-ph.SR
Ultra-compact X-ray Binaries: A Review
International Center of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；School of Science, Qingdao University of Technology（青岛理工大学理学院）
本文综述了超紧致X射线双星的形成机制与演化，探讨了其在引力波天文学等领域的应用及研究意义。
2026-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring the stellar wind parameters in IGR J17544-2619 and Vela X-1 constrains the accretion physics in Supergiant Fast X-ray Transient and classical Supergiant X-ray Binaries
经典超巨星X射线双星（SGXB）和超巨星快X射线瞬变星（SFXT）是两种类型的高质量X射线双星（HMXB），它们具有相似的施主，但同时在X射线中表现出非常不同的行为。风力发电的HMXB之所以如此二分法，其原因仍有争议。在已经提出的几种解释中，其中一些引用了施主恒星的特定恒星风特性。只有专门的经验分析捐助者的恒星风可以提供所需的信息来完成这些理论的充分测试。然而，这种分析很少。为了缩小这一差距，我们对两个重要系统中的光学伴星进行了比较分析：IGR J17544-2619（SFXT）和Vela X-1（SGXB）。我们详细分析了每颗恒星的光谱，并推导出它们的恒星和风性质。我们比较了风参数，这给了我们一个很好的机会来识别SFXT和SGXB中施主风之间的关键差异。我们发现，从分析得到的恒星参数一般符合两个施主的光谱类型：O 9 I（IGR J17544-2619）和B0.5Iae（船帆座X-1）。这两颗星的恒星风的一个重要区别是它们的终速在IGR J 17544 -2619中为v_inf= 1500 km/s，在Vela~X-1中为v_inf= 700 km/s，这对这两颗星的X射线光度有重要影响。它们的风速和脉冲星自旋的特定组合有利于Vela X-1的吸积机制具有持续的高光度，而它有利于IGR~J17544-2619的抑制吸积机制。我们的研究表明，风的相对速度是至关重要的，在确定类HMX…
2016-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
