Heartbeat Stars, Tidally Excited Oscillations, and Resonance Locking
心跳星是在短周期轨道上运行的偏心双星，其光变曲线由潮汐畸变、反射和多普勒波束形成。一些心跳星表现出潮汐激发振荡，为理解恒星内的潮汐耗散物理提供了新的机会。我们提出了详细的方法来计算强迫振幅，频率和相位的潮汐激发振荡偏心的二元系统。我们的方法i）因子的平衡潮汐更容易与观测进行比较，ii）帐户旋转使用传统的近似，iii）将非绝热效应可靠地计算表面光度扰动，iv）允许自旋轨道错位，和v）正确地总结了许多振荡模式的贡献。我们还讨论了为什么潮汐激发振荡更明显的表面温度$T \! \gtrsim \! 6500 \, {\rm K}$的热恒星，我们推导出一些基本的概率理论，可以用来比较模型与数据的统计方式。应用这一理论的心跳系统可以用来确定是否观察到潮汐激发振荡可以解释的机会与恒星振荡模式的共振，或者是否共振锁定过程正在运作。
2017-09-13 astro-ph.SR
KOI-54: The Kepler Discovery of Tidally-Excited Pulsations and Brightenings in a Highly Eccentric Binary
开普勒望远镜对HD 187091（KID 8112039，以下简称KOI-54）的观测显示出一条显著的光变曲线，每41.8天出现一次尖锐的周期性增亮事件，一组叠加的振荡形成了与增亮同相的拍频模式。光谱观测显示这是一颗双星，轨道高度偏心，e=0.83。我们能够匹配开普勒光变曲线和径向速度与近正面（i=5.5度）双星模型，其中增亮事件是由潮汐扭曲和辐射的几乎相同的A星在其近近星点通道。光变曲线中的两个主要振荡，负责拍频模式，其频率是轨道频率的第91和第90谐波。光变曲线的功率谱在去除双星增亮成分后，显示出大量的脉动，其中30个的信噪比> 7。几乎所有这些脉动的频率要么是轨道频率的整数倍，要么是轨道频率的潮汐分裂倍数。这种频率模式明确地将脉动建立为近星点动态潮汐与其中一颗恒星的自由振荡模式之间的共振。KOI-54是第四颗出现这种现象的恒星，也是迄今为止激发模式最丰富的恒星。
2011-09-01 astro-ph.SR
Tidally excited oscillations in MACHO 80.7443.1718: Changing amplitudes and frequencies, high-frequency tidally excited mode, and a decrease in the orbital period
偏心椭球变星（又称心跳星）是一类偏心双星，其中邻近效应，特别是由于时间依赖的潮汐势引起的潮汐畸变，导致靠近近星点的可测量光度变化。潮汐势的变化也可能引起潮汐振荡（TEO）。TEO在大质量偏心系统的动力学演化中可能起着重要的作用。我们的研究旨在检测TEO及其振幅和频率的长期行为的特征，在极端振幅心跳恒星ESTO 80.7443.1718，包括一个蓝超巨星和一个晚O型大质量矮星。我们使用两个赛季的凌日系外行星调查卫星（TESS）的目标观测，以获得新的30分钟的节奏测光通过TESS全帧图像的差分图像分析。为了将分析扩展到更长的时间尺度，我们补充了TESS数据与30年的地基测光的目标。我们确认检测到已知的$n=23$，25和41 TEO，并宣布检测到两个新的TEO，与$n=24$和230，在光度法80.7443.1718。发现所有TEO的振幅在几年或几个月的时间尺度上变化。对于$n=25$，TEO振幅和频率的变化是相关的，这可能表明TESS观测中TEO振幅下降的主要原因是其频率的变化和失谐参数的增加。$n=230$ TEO的光变曲线为强非正弦曲线。它的高频率可能表明振荡是一种奇怪的模式。我们还发现，该系统的轨道周期以约11秒（年）$^{-1}$，这可以解释为一个显着的质量损失或质量转移系统中的潮汐耗散的可能贡献的速度下降。
2021-11-18 astro-ph.SR
KIC 3749404: A heartbeat Star with Rapid Apsidal Advance Indicative of a Tertiary Component
心跳星是偏心的（e > 0.2）椭球变星，其光变曲线类似于心电图。我们提出的观测和相应的模型KIC 3749404，一个高偏心率（e = 0.66），短周期（P = 20.3 d）的心跳星潮汐诱导脉动。使用PHOEBE创建了一个双星模型，我们对其进行了修改，以包括潮汐引起的脉动和多普勒增强。测光近星点变化（心跳）的形态强烈地依赖于近星点的偏心率、倾角和幅角。我们发现，潮汐引起的脉动模型中的列入显着改变的参数值，特别是倾斜度和依赖于它的那些参数。此外，我们确定的拱点前进的速度建模的近星点的变化在开始和结束的4年开普勒数据集，并除以经过的时间。我们比较模型与经典和广义相对论拱点运动的理论预期，发现观测到的速率比理论速率大两个数量级。我们发现，所观察到的速率不能单独解释潮汐引起的脉动，因此假设在系统中存在第三个机构。
2016-08-08 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
Testing eccentricity pumping mechanisms to model eccentric long period sdB binaries with MESA
在长周期双星中的热亚矮星B被发现是在偏心轨道上，即使目前的双星演化理论预测这些物体在罗奇叶溢出（RLOF）开始之前就被圆化了。我们的目标是找到可以解释这些偏心长周期轨道的双星演化机制，并重现目前观察到的周期偏心率图。三个不同的过程被认为是潮汐增强风的质量损失，偏心轨道上的相位相关RLOF和一个circumbinary磁盘和二进制之间的相互作用。对恒星演化程序MESA（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics）中的二进制模块进行了扩展，使其包含了偏心抽运过程。用MESA方法检验了不同输入参数对双星演化模式的终期和偏心率的影响。只有潮汐增强风质量损失的模型的最终产物确实是偏心的，但这些模型需要失去太多的质量，并且总是以氦白矮星结束，因为它太轻而无法点燃氦。在试验参数空间内，偏心系统中没有sdBs形成。相位相关的RLOF可以在RLOF期间重新引入偏心，并且可以帮助填充周期偏心图的短周期部分。当相位相关的RLOF与通过环双星盘的偏心泵送相结合时，也可以达到更高的偏心率。一个遗留的问题是，这些模型有利于在较低的周期较高的偏心率的分布，而观察到的系统显示相反。这里提出的模型有可能解释的周期偏心率分布的长周期sdB双星，但进一步的理论工作的物理机制是必要的。
2015-05-13 astro-ph.SR
KIC 4142768: An Evolved Gamma Doradus/Delta Scuti Hybrid Pulsating Eclipsing Binary with Tidally Excited Oscillations
本文描述了KIC 4142768的特征，它是一个食双星，有两颗演化的A型星，在偏心轨道上运行，周期为14天。结合{\it Keck} HIRES的光谱和{ \it Kepler}的光度测量，我们测量了两个组分（$M_1=2.05M_{\odot}, R_1=2.96R_{\odot}$和$M_2=2.05M_{\odot}, R_2=2.51R_{\odot}$）的基本参数。测得的表面自转速率仅为偏心轨道伪同步速率的五分之一。光变曲线的傅立叶光谱揭示了$δ$ Scuti和$γ$ Doradus类型的混合脉动，对于p模式，脉动频率约为$15-18$天$^{-1}$，对于低频g模式，脉动频率约为$0.2-1.2$天$^{-1}$。一些g模式是精确的轨道谐波，可能是潮汐激发的。它们的脉动幅度和相位都与线性潮汐理论对$l=2, m=2$波的预测相一致。我们研究的周期间隔模式的自由振荡g模式，并确定它们主要是作为双扇形偶极子模式。p模的不稳定频率范围和频率间隔以及g模的渐近周期间隔都与主星演化到主序星晚期的恒星模型一致。对流核心边界的推断旋转速率非常慢，类似于从光谱推断的小表面旋转速率。测量的表面和近核心的旋转速率提供了测试的角动量转移和潮汐同步演化偏心双星系统的机制的约束。
2019-09-09 astro-ph.SR
The Mass-Loss Induced Eccentric Kozai Mechanism: A New Channel for the Production of Close Compact Object-Stellar Binaries
在初始倾角和偏心率的广泛范围内，相当一部分质量相似的等级三星系统基本上不受Kozai-Lidov机制（KM）的影响，直到中央双星中的主星演变成紧凑的物体。一旦它这样做，它的质量可能比三元双星中的其他成分小得多，从而使“偏心Kozai机制（EKM）”成为可能：内部和外部双星之间的相互倾斜可以翻转驱动内部双星到非常高的偏心率的迹象，导致接近双星或碰撞。我们证明了这种“质量损失引起的偏心Kozai”（MIEK）的机制，考虑一个例子系统，并定义一个特设的最小分离的内部两个成员之间的潮汐影响变得重要。对于固定的初始质量和半长轴，但均匀分布的偏心率和余弦的相互倾斜，~10%的系统潮汐相互作用或碰撞，而主要是在MS由于KM或EKM。受EKM影响的那些没有被早期的四极子阶长期计算捕获。我们发现，充分~30%的系统相互作用潮汐或碰撞的第一次作为主要的膨胀到AU尺度，主要是由于KM。最后，约2%的系统在主要的质量脱落并成为WD后第一次发生潮汐相互作用或碰撞，主要是由于MIEK机制。这些发现激发了更详细的研究质量损失的三重系统和形成密切的NS/WD MS和NS/WD-NS/WD二进制没有一个初始的共同信封阶段。
2013-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Detailed Characterization of Heartbeat Stars and their Tidally Excited Oscillations
心跳星是一类偏心双星，其轨道周期短，在近星点的光变曲线上有特征性的“心跳”信号，主要由潮汐畸变引起。在许多心跳星中，可以在整个轨道上观察到潮汐激发的振荡，频率正好是轨道频率的整数倍。在这里，我们描述了心跳星KIC 6117415，KIC 11494130和KIC 5790807的潮汐激发振荡。使用开普勒光变曲线和径向速度测量，我们首先使用二进制建模软件ELLC，包括重力暗化，临边暗化，多普勒提升，和反射的心跳星模型。然后，我们进行频率分析，以确定潮汐激发振荡的振幅和频率。最后，我们将潮汐理论应用于每个系统的恒星结构模型，以确定是否有机会共振可以负责所观察到的潮汐激发振荡，或者是否共振锁定过程在工作。我们发现，共振锁定可能发生在KIC 11494130，而不是在KIC 6117415或KIC 5790807。
2020-09-03 astro-ph.SR
Dynamical resonance locking in tidally interacting binary systems
我们研究的动力学共振锁定分离，潮汐相互作用的二元系统。在共振锁中，一个给定的恒星或行星模式被困在一个高共振状态一段时间，在此期间，自旋和轨道频率一致变化，以保持共振。这种现象在性质上类似于行星动力学中的共振捕获。我们发现，共振锁可以加速偏心系统的潮汐演化过程中，也有效地耦合旋转和轨道演化的圆双星。先前的共振锁定分析没有将模式振幅视为完全动态变量，而是假设绝热（即洛伦兹）近似仅在相对较强的模式阻尼的限制下有效。我们放松这种近似，解析推导条件下，与共振锁定相关的不动点是稳定的，并进一步检查这些分析结果使用耦合模式，自旋和轨道演化方程的数值积分。这表明，共振锁定有时可以采取复杂的极限环，甚至混沌轨迹的形式。我们提供了简单的分析公式，定义的二进制和模式参数制度中发生的某种共振锁（稳定，极限环，或混乱）。我们简要地讨论了我们的结果的天体物理意义的白矮星和中子星双星以及偏心恒星双星。
2014-10-25 astro-ph.SR nlin.CD
Light curve solutions of the eccentric binaries KIC 10992733, KIC 5632781, KIC 10026136 and their out-of-eclipse variability
利用开普勒观测资料的光变曲线解，确定了三颗偏心食双星的轨道和恒星参数。KIC 10992733和KIC 5632781经历日全食，而KIC 10026136揭示日偏食。目标的组成部分是G星和K星。KIC 10992733表现出的变化归因于异步旋转组件上斑点的可变可见性。KIC 5632781和KIC 1002613在近星点显示出潮汐诱导的特征，即它们可能被认为是食心跳星。近星点的特征（形状、宽度和振幅）证实了理论预测。
2017-07-08 astro-ph.SR
Detection of Tidally Excited Oscillations in Kepler Heartbeat Stars
本研究重新分析开普勒心跳恒星，基于轨道参数建模平衡潮，探测到21颗恒星的潮汐激发振荡，其中12颗显著，发现其与轨道偏心率、周期正相关，且在热星中更常见。
2024-02-08 astro-ph.SR
Tidally Excited Oscillations in Heartbeat Binary Stars: Pulsation Phases and Mode Identification
被称为心跳星的偏心双星中的潮汐力激发了可检测的振荡，这些振荡揭示了潮汐同步和循环的过程。本文研究了心跳双星系统中潮汐激发振荡的脉动相位。目标列表包括四个已发布的心跳二进制和四个由{ \it Kepler}观测到的其他系统。对于一阶，假设脉动是绝热的，TEO的脉动相位可以由占主导地位的$l=2$、$m=0$或$\pm 2$模式的几何效应来解释。我们发现，这个简单的理论解释可以解释清单上一半以上的系统，假设它们的自旋和轨道轴是对齐的。我们发现显着偏离绝热预测的一些其他系统，特别是未对准的二进制KIC 8164262。这些偏差可能有助于探测脉动模式的非绝热性以及潮汐强迫中的共振。
2019-11-20 astro-ph.SR
Tidally Induced Pulsations in Kepler Eclipsing Binary KIC 3230227
KIC 3230227是一颗短周期（$P\approx 7.0$天）食双星，轨道非常偏心（$e=0.6$）。结合视向速度和{ \it Kepler}光变曲线的分析，发现该系统由两颗A型星组成，主星质量为$M_1=1.84\pm 0.18M_{\odot}$，$M_2=1.73\pm 0.17M_{\odot}$，主星半径为$R_1=2.01\pm 0.09R_{\odot}$，$R_2=1.68\pm 0.08 R_{\odot}$.除了日食之外，双星的光变曲线还显示了近星点的增亮和变暗，这使得这是一个有点罕见的日食心跳恒星系统。在去除二元光变曲线模型后，在残差的傅立叶谱中出现了十多个脉动频率，其中大部分是轨道频率的整数倍。这些脉动是潮汐驱动的，振幅和相位都与线性潮汐理论对$l=2, m=-2$潮汐模式的预测一致。
2016-11-08 astro-ph.SR
KIC 8164262: a Heartbeat Star Showing Tidally Induced Pulsations with Resonant Locking
我们提出了KIC 8164262的分析，一个心跳星与高振幅（~1毫等），潮汐共振脉动（与轨道共振的模式）在229倍的轨道频率和过多的潮汐引起的g模式脉动（轨道激发的模式）。该分析结合了开普勒光变曲线和来自凯克望远镜、KPNO（基特峰国家天文台）4米Mayal望远镜和麦克唐纳天文台2.7米望远镜的后续光谱数据。我们应用的二进制建模软件，PHOEBE，开普勒光变曲线和径向速度数据，以确定一个详细的双星模型，包括突出的脉动和多普勒增强，以及通常的属性的双星模型（包括潮汐畸变和反射）。结果表明，该系统包含一颗稍微演化的F星和一颗M次级伴星，它们的轨道高度偏心（e = 0.886）。我们在一篇配套论文中使用了双星模型的结果（Fuller等人，2017年），我们表明，突出的脉动可以解释为潮汐激发的振荡模式保持在共振附近的共振锁定机制。
2017-10-12 astro-ph.SR
Tidally-Induced Apsidal Precession in Double White Dwarfs: a new mass measurement tool with LISA
银河系相互作用的双白矮星（DWD）是GW探测器LISA的引力波（GW）源，预计在任务的整个生命周期内将探测到超过10^4个双星。这个人口的一部分，预计是偏心的，在这里，我们调查的潜在约束白矮星（WD）的属性，通过拱点岁差在这些双星。我们分析的潮汐，旋转，和广义相对论的贡献，拱点岁差通过使用详细的他WD模型，在整个冷却阶段的恒星内部的演变。与以前的研究一致的零温度WD，我们发现，在偏心DWDs的拱点进动可以导致一个可检测到的转变时，发出的GW信号与冷（旧）组件被认为是二进制文件。对于热（年轻）WD，该偏移显著增加。我们发现，在热（冷）DWDs的拱点运动是占主导地位的潮汐轨道频率以上~10^{-4}Hz（10^{-3}$Hz）。如果忽略潮汐分量而分析这些辐射源的拱点进动，将导致质量测定的极端偏差，并可能导致我们将WD误认为中子星或黑洞。我们使用详细的WD模型表明，对于较老的，冷WD，有一个独特的关系，联系半径和拱点岁差常数WD群众，因此允许潮汐被用作一种工具来约束源群众。
2011-10-21 astro-ph.SR
The formation of long-period eccentric binaries with a helium white dwarf
最近发现的长周期偏心双星托管He-WD或sdB星一直挑战双星模型。基于精确测定的恒星和轨道参数的IP Eri，一个K 0 + He-WD系统，我们提出了一个进化的路径，能够解释这个系统的观测特性，特别是，占其高偏心率（0.25）。我们的方案调用了增强风的质量损失的第一红巨星分支（RGB），以避免质量转移的罗氏瓣溢出，潮汐系统循环的轨道。我们探讨了如何演变的轨道参数依赖于初始条件，并表明，偏心率可以保持，甚至增加，如果初始分离是足够大的。K 0巨星的低自旋速度意味着来自（潮汐增强的）RGB风的角动量的吸积应该不是有效的。
2014-05-05 astro-ph.SR
Tidal Dissipation Impact on the Eccentric Onset of Common Envelope Phases in Massive Binary Star Systems
在巨恒星的对流区中，由于湍流粘性引起的潮汐耗散在形成前共包层系统的轨道中起着重要的作用。这样的系统可能是瞬变源和紧密的双星系统，最终将合并并产生可检测的引力波信号。以往对共包层事件发生的研究主要集中在圆轨道和同步旋转的施主星上，假设潮汐耗散可以在双星到达Roche瓣溢出（RLO）之前快速旋转主星并使轨道圆化。我们通过将恒星主序后恒星演化的数值模型与Vick & Lai（2020）$-$中开发的对流包络中的潮汐耗散模型相结合来测试这一假设，该潮汐模型即使对于近心点距离较小的高偏心轨道也是准确的。我们发现，在许多情况下，潮汐耗散不圆化RLO之前的轨道。对于一颗$10~M_\odot$（$15~M_\odot$）主星与一颗$1.4~M_\odot$伴星的相互作用，当主星离开主序星时，近心距离在3天文单位（6天文单位）以内的系统将在主星增长到罗氏半径时保持初始轨道偏心率。即使在RLO之前潮汐循环的系统中，供体星也可能在质量转移开始时亚同步旋转。我们的结果表明，一些可能的双中子星系统的前兆可能是偏心的罗氏半径。预共包络偏心率对所产生的致密双星的影响值得进一步研究。
2021-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Importance of Tides for Periastron Precession in Eccentric Neutron Star - White Dwarf Binaries
偏心的中子星-白矮星（NS-WD）双星虽然没有两颗白矮星双星那么多，但对于下一代对低频波敏感的天基探测器来说，它们是重要的引力波源。在这里，我们调查在这些来源作为结果的广义相对论，潮汐和旋转效应的近星点岁差，这种岁差预计将检测到至少一些检测到的这种类型的双星。目前，在银河系中已知两个偏心的NS-WD双星，PSR J1141-6545和PSR B2303+46，这两个双星的轨道都太宽，以至于在目前的状态下与GW观测无关。然而，人口综合研究预测存在着一个重要的银河系人口这样的系统。虽然小，在大多数这些系统中，我们发现，潮汐引起的近星点岁差变得重要时，潮汐贡献超过3%的总岁差率。对于这些系统，占潮汐时，分析近星点岁差率测量可以提高估计的WD组件质量推断，在某些情况下，将防止我们错误分类的对象。然而，这样的系统是罕见的，由于快速的轨道衰变。为了帮助列入潮汐效应时，使用近星点岁差作为质量测量工具，我们推导出一个函数，WD半径和近星点岁差常数WD质量。
2014-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accelerated Tidal Circularization Via Resonance Locking in KIC 8164262
对双星和行星系统中的潮汐耗散知之甚少。幸运的是，被称为心跳星的偏心双星经常表现出潮汐激发的振荡，提供了潮汐循环机制和时间尺度的可观察诊断。我们应用潮汐理论的心跳星KIC 8164262，其中包含一个F-型主要在一个非常偏心的轨道，表现出突出的潮汐激发振荡的观测。我们表明，突出的振荡是不可能导致潮汐强迫和恒星振荡模式之间的机会共振。然而，振荡的频率和振幅与共振锁定的预测一致，共振锁定是一种机制，在这种机制中，耦合的恒星和轨道演化保持潮汐力和恒星振荡模式之间的稳定共振。共振激发模式产生有效的潮汐耗散（对应于有效的潮汐品质因数$Q \sim 5 \times 10^4$），使得潮汐轨道衰变/圆化在恒星演化时间尺度上进行。
2017-10-16 astro-ph.SR
Light curve solutions of the eclipsing eccentric binaries KIC 8111622, KIC 10518735, KIC 8196180 and their out-of-eclipse variability
利用开普勒观测资料的光变曲线解，确定了三颗偏心食双星的轨道和恒星参数。KIC 8111622和KIC 10518735经历日全食，而KIC 8196180揭示日偏食。除了KIC 8196180的主星是早期的F星外，目标星是G星和K星。KIC 8196180在近星点具有明显的潮汐诱导特征，即它是一颗食心跳星。观测到的近星点特征（形状、宽度和振幅）证实了理论预测。KIC 8196180的食外变化与轨道周期的关系可以用同步旋转分量的黑子活动来解释。此外，KIC 811162的近星点特征可见性较差，光变幅度较小，其周期约为轨道周期的2.3倍。这些振荡归因于异步旋转部件上的斑点。
2018-01-17 astro-ph.SR
V892 Tau: A tidally perturbed circumbinary disc in a triple stellar system
本文通过ALMA高分辨率观测与流体动力学模拟，揭示V892 Tau环双星盘的非开普勒特征源于伴星V892 Tau NE的错位偏心轨道（偏心率0.2-0.5，相互倾角30°-60°），并指出该构型将危及盘外区未来行星的稳定性。
2024-08-06 astro-ph.EP 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
Tidally Excited Modes and $δ$ Scuti Pulsations in the Eclipsing Triple Star IM Persei
IM Per是一个三星系统，其食对的质量和半径精确到1%以内。该计划目标的TESS光变曲线表现出日偏食和多重振荡，振幅达到了mmag级。结果表明，振荡影响日食定时测量。高质量TESS数据的二元模型表明，在偏心（$e$ = 0.049）的分离配置中，三重系统的食分量是双矮星，参数为$M_2$/$M_1$ = 0.995，$R_2$ / $R_1$ = 0.901，$Δ$（$T_{\rm eff,1}$-$T_{\rm eff,2}$）= 12 K。$l_3$ = 0.054的第三个光可能主要来自G型第三伴星。我们预测的视差为1.52 $\pm$ 0.09 mas，与盖亚测量值1.52 $\pm$ 0.05 mas一致。多频分析的外食残差揭示了22个显着的脉动信号：四个在重力模式区域（0.03 $-$ 2.22天$^{-1}$）和18个在压力模式区域（9.19 $-$ 25.12天$^{-1}$）。在低频中，$f_{11}$和$f_{14}$是可被识别为潮汐激发模式的轨道谐波。高频的脉动周期和常数，以及在造父变星不稳定带中的位置表明IM Per的脉动分量是$δ$ Sct变量。
2020-12-21 astro-ph.SR
Heartbeat Stars: Spectroscopic Orbital Solutions for Six Eccentric Binary Systems
我们提出了多历元光谱的“心跳星”，偏心二进制与动态潮汐扭曲和潮汐引起的脉动最初发现的开普勒卫星。六个已知的心跳星使用怀俄明州红外天文台2.3米望远镜的光谱允许测量恒星的有效温度和径向速度，从我们确定的轨道参数，包括周期，偏心率，近似质量比，和组件的质量。这些光谱解证实了这些恒星是偏心双星系统的成员，偏心率e>0.34，周期P=7-20天，加强了以前纯粹使用测光方法的结论。这个样本中的心跳星有A型或F型的主成分。对轨道倾角的限制表明，六个系统中有四个具有最小质量比q=0.3-0.5，这意味着大多数秒矮星可能是M矮星或更早。一个系统是食，双线光谱双星与大致相等质量的中A分量（q=0.95），而另一个显示双线行为仅在近星点附近，表明F0 V主星有一个G1 V次级（q=0.65）。这项工作构成了第一次测量的质量secondaries在统计样本的心跳星。我们的光谱轨道元素和那些来自使用光度模型之间的良好的协议支持的想法，光度数据足以获得可靠的心跳星的轨道参数。
2015-06-20 astro-ph.SR
Induced differential rotation and mixing in asynchronous binary stars
旋转有助于内部混合过程和观测到的大质量恒星的变化。相当数量的双星并不处于严格的同步旋转状态，包括所有的偏心系统。这导致了潮汐诱导的和时变的差分旋转结构。我们提出了一种方法来探索异步旋转二进制文件的旋转结构。我们解决的三维网格的体积元素位于刚性旋转的核心在重力，离心力，科里奥利力，气体压力和粘性力的存在下的运动方程，以获得作为三个空间坐标和时间的函数的角速度。我们发现，诱导的旋转结构和它的时间变化依赖于从同步性的偏离程度。在偏心系统中，结构在轨道周期内发生变化，最大振幅可能发生在轨道相位而不是近星点通过。我们讨论了可能的作用的时间依赖性的潮汐流在提高混合效率，并推测，在这种情况下，缓慢旋转的异步二进制可能有更有效的混合比类似的更快速旋转，但潮汐锁定系统。我们发现，一些观察到的氮丰度取决于轨道倾角，如果真的，这将意味着在恒星表面或潮汐引起的谱线的变化，这是最强的赤道附近的不均匀的化学分布，影响丰度测定。我们的模型预测，忽略其他角动量转移机制，一个明显的初始差分旋转结构收敛到平均均匀旋转的粘性时标。我们认为，考虑到异步旋转所引发的过程，一个更广泛的角度双星结构，演化和变异可能会收集。
2021-07-19 astro-ph.SR
Iron abundance correlations and an occurrence distribution discrepancy from ongoing planet migration
是否有更多的巨行星是由富含金属的恒星和缺乏金属的恒星所承载的，这是形成还是“污染”的结果，一直是一个激烈争论的问题。我们提出了新的模式，出现时行星/恒星系统分离恒星[Fe/H]，当系统与恒星同伴分离出来。如果高偏心率行星迁移的开始也是行星与恒星合并的时候，那么这些差异就可以得到最好的解释。行星迁移到恒星中可能是一种补充解释，即具有较高初始铁丰度的系统形成更多行星，并且更拥挤的行星更有可能分散到偏心轨道上。富铁单星的行星的离心率分布高于贫铁单星的行星（其中“富”和“贫”分别是[Fe/H]高于和低于太阳的恒星）。拥有行星的恒星有一个恒星伴星，构成了第三个恒星系统，其中恒星优先富含铁。我们描述了新的模式，最好的解释是偏心行星迁移与其他行星迁移到恒星。尽管在周期大于三天的情况下，中等行星的数量比巨行星多，但在最短周期的情况下，巨行星的数量比中等行星多。由于巨行星迁移到恒星的速度更快，我们将其作为巨行星迁移的证据。行星向恒星迁移是行星系演化的重要组成部分。
2013-09-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
The New Generation Planetary Population Synthesis (NGPPS) VIII. Impact of host star metallicity on planet occurrence rates, orbital periods, eccentricities, and radius valley morphology
本研究利用第三代伯尔尼模型生成的行星族群，分析宿主恒星金属丰度对行星性质的影响，发现巨行星发生率、偏心率及半径谷深度随[Fe/H]增加而增强，但模型预测的轨道周期和偏心率依赖弱于观测，暗示长期动力学作用的重要性。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet Occurrence Rate Correlated to Stellar Dynamical History: Evidence from Kepler and Gaia
恒星的动力学历史对行星的形成和演化有着重要的影响。为了从观测中探索动力学历史对行星形成和演化的影响，我们假设经历了显著不同动力学历史的恒星往往具有不同的相对速度。利用精确的Gaia-Kepler星表，我们选取了单个主序星，并根据它们的相对速度将它们分为高V、中V和低V三组。在考虑了开普勒观测数据的已知偏差后，采用先验和后验校正方法，使恒星性质对行星出现率的影响最小化，发现高V星的超地球和次海王星出现率（1--4 R $_{\rm \oplus}$，P<100天）比低V星低，而次地球出现率（0.5--1 R $_{ \oplus}$，P<30天）比低V星高。此外，高V恒星有较低的热木星大小的行星的出现率（4- 20 R $_{\oplus}$，P<10天）和略高的热或冷木星大小的行星的出现率（4- 20 R $_{\oplus}$，10<P<400天）。通过对多重数和偏心率的研究，发现高V行星宿主更倾向于多行星系统的比例更高、平均偏心率更低，这与Kepler行星系的偏心率-多重数二分法相一致。所有这些统计结果支持这样的假设，即相对速度大的高V星可能经历较少的引力事件，而低V星可能受到恒星成团的显著影响。
2021-07-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Star--Disk Interactions on Highly Eccentric Stellar Orbits in Active Galactic Nuclei: A Disk Loss Cone and Implications for Stellar Tidal Disruption Events
银河系中心的黑洞似乎几乎到处都被密集的星团包围着。当这些黑洞经历一个活跃的吸积阶段时，吸积盘、星团和黑洞系统的多种成分同时存在。我们分析了阻力对高偏心恒星轨道的影响，恒星刺穿通过磁盘平面。圆盘交叉耗散轨道能量，将偏心恒星吸引到更圆的轨道上。对于高表面密度的圆盘，例如那些在爱丁顿质量吸积极限附近吸积的黑洞周围发现的圆盘，这种能量耗散的幅度可能大于恒星通过两体弛豫接收的平均散射。其中一个含义是存在一个磁盘的“损失锥”的高度偏心的恒星轨道，从磁盘相互作用的耗散超过通过两个身体松弛散射。近爱丁顿黑洞吸积率的盘损失锥大于潮汐破裂损失锥。当恒星轨道被圆化，恒星可能被它们与盘的高速撞击烧蚀时，盘损失锥内的恒星轨道从整个星团中消失。然而，我们发现，磁盘损失锥的存在下，有一个最小的影响恒星潮汐中断的整体速度。恒星仍然有效地从更遥远的恒星轨道被送入黑洞，这些恒星轨道接收到足够大的每轨道散射，从而跳过圆盘损失锥，最终被潮汐扰乱。
2020-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Five New Heartbeat Star Systems with Tidally Excited Oscillations Discovered Based on TESS Data
本文基于TESS数据发现五颗具有潮汐激发振荡的新心跳星，利用MCMC方法修正轨道参数并识别脉动模式，为研究偏心双星结构及扩充TESS心跳星星表提供宝贵样本。
2024-08-02 astro-ph.SR
Initial data for binary neutron stars with adjustable eccentricity
圆轨道上的双星中子星可以模拟成螺旋对称的，即，在旋转的框架中静止。这种对称性产生了欧拉方程的第一积分，通常用于通过迭代构造平衡解。然而，对于偏心轨道，缺乏螺旋对称性阻止了这种方法的使用，数值相对论界经常通过叠加助推的球形恒星来构建初始数据，而不需要求解欧拉方程。在这些数据的演化中看到的虚假激发的中子星振荡出现是因为这样的配置缺乏适当的潮汐变形，并且在线性共动-而不是旋转-框架中是静止的。我们考虑在旋转坐标系中瞬时静止的远心点的偏心构形。我们将螺旋对称的概念扩展到偏心轨道，通过使用椭圆的内切圆将每个伴星的椭圆轨道近似为瞬时圆形。这两个内接螺旋对称向量产生近似的瞬时第一积分的欧拉方程在每个同伴。我们使用这些积分的爱因斯坦约束的自洽迭代的基础上，构造共形的薄三明治的偏心二进制的初始数据。我们发现，虚假的恒星振荡减少了至少一个数量级，与叠加的初始数据的演变中发现的。潮汐引起的振荡，但是，物理和定性类似于早期的演变。最后，我们展示了如何将径向速度由于辐射反应在我们的内接螺旋对称向量，这将允许一个获得真正的非偏心初始数据时，我们的偏心率参数$e$设置为零。
2014-10-30 astro-ph.SR gr-qc
Eppur binaria non è esclusa: Pulsations in CZ Tuc appear to be tidally excited by its veiled companion
University of Warsaw（华沙大学）；University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究在约80年光变数据中发现CZ Tuc星存在与长周期次周期比值约8的55.47天脉动，判定为潮汐激发振荡，首次为LSP变星的双星假说提供独立观测证据。
2026-10-02 astro-ph.SR
KIC 7914906: An Eclipsing Heartbeat Star with Tidally Excited Oscillations and Gamma Doradus/Delta Scuti Hybrid Pulsations
该研究展示食双星心跳星KIC 9704906，推导其轨道周期、偏心率等参数，发现其存在潮汐激发振荡及Gamma Doradus/Delta Scuti混合脉动，虽质量和半径未充分约束，但傅里叶光谱现象有研究价值。
2024-12-09 astro-ph.SR
Tidally induced brown dwarf and planet formation in circumstellar discs
大多数恒星诞生于星团中，星团成员之间的引力相互作用可能会显著影响星周盘的演化，从而影响行星和褐矮星的形成。最近的研究结果表明，由于近距离接触引起的典型的星周盘的潮汐扰动可能会抑制而不是触发盘的碎裂，因此似乎排除了外部潮汐刺激导致的行星形成。然而，这些计算中的圆盘模型仅限于40 AU的圆盘半径和0.1 M_sun以下的圆盘质量。在这里，我们表明，即使是温和的遭遇可以触发碎片约100 AU的各种大规模（~0.5 M_太阳），扩展（>=100 AU）光盘，观察周围的年轻恒星。潮汐扰动本身就可以做到这一点，不需要盘-盘碰撞。我们还表明，非常低质量的双星系统可以形成通过在光盘中的对象的相互作用。在我们的计算中，否则非碎片化的大质量圆盘，一旦受到扰动，就会分裂成几个大约0.01到0.1 M太阳之间的物体，即，在整个褐矮星质量范围内。通常，这些轨道在高度偏心的轨道上运行，甚至被抛出。虽然可能不适合形成木星或海王星型行星，但我们的方案为褐矮星和超大质量行星提供了一种可能的形成机制，有趣的是，这导致了与典型亚恒星IMF一致的质量分布。作为一个次要的结果，一个可能的解释的起源错位太阳系外行星系统进行了讨论。
2010-06-17 astro-ph.SR
HD 174884: a strongly eccentric, short-period early-type binary system discovered by CoRoT
对一颗次级地震目标HD 174884的精确测光CoRoT空间观测发现，这颗恒星是一颗天体物理学上重要的双线食分光双星，在偏心轨道上（e约为0.3），因为它的轨道周期很短（3.65705 d）而不寻常。高偏心率，再加上双星轨道在空间的方向，解释了非常不寻常的观测光变曲线与强烈不平等的主要和次要的日食深度比为1至100的CoRoT '地震'通带。如果没有高精度的CoRoT测光，1.5 mmag深的二次日食可能不会被注意到。光谱后续程序提供了45个高色散光谱。使用支持CoRoT通带的PHOEBE适配版本进行CoRoT光变曲线分析。通过对光和径向速度曲线的同时拟合得到最终解。单个恒星的光谱是通过光谱解缠得到的。通过Bootstrap方法推导了拟合的不确定度，并通过启发式扫描检验了解的唯一性。结果提供了一个由两颗晚B星组成的系统的一致图片。傅立叶分析的光变曲线拟合残差产生两个组成部分，轨道频率的倍数和振幅约0.1毫等，这是暂时解释为潮汐引起的脉动。通过Levenberg-Marquardt最小化技术与理论模型进行了广泛的比较，并讨论了模型和导出参数之间的差异。最佳拟合模型得出的年轻系统年龄为1.25亿年，这与近星点的偏心轨道和同步分量旋转是一致的。
2009-10-19 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
Tidally-induced migration of TESS gas giants orbiting M dwarfs
根据核心吸积形成模型，气体巨星在M矮星周围形成的条件非常严格。此外，这些行星的出现与宿主恒星的金属丰度的相关性仍然是未知的，因为M矮星在光学上的内在模糊性和光谱中的一些复杂性。有趣的是，美国宇航局的TESS任务已经开始创建这些系统的越来越多的样本，有11个观测到的行星位于近距离轨道上：与低恒星质量的预期相反。潮汐与宿主恒星的相互作用将在决定这些行星的命运方面发挥关键作用，因此通过使用这些M矮星系统的测量物理和轨道特征，我们数值分析了旋转和轨道角动量的交换，同时限制每个系统中的能量耗散来计算宿主恒星是向上旋转还是向下旋转，这取决于恒星自转时角动量的增加和损失之间的关系。我们还研究了它们的气体巨星伴星的耦合轨道和物理演化，并计算了轨道圆化时间尺度，以及从它们当前的轨道位置到罗氏极限进行轨道衰变所需的时间。对恒星-行星系统中发生的潮汐过程的深入研究，可以帮助限制恒星和行星内部的潮汐耗散率，补充潮汐理论，并改善对系外行星系统无约束性质的估计。
2022-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Ba stars : impact of wind Roche lobe overflow and circumbinary disk in shaping the orbital parameters
针对钡星e-log P分布未解问题，本研究用含环双星盘、WRLOF等更新的BINSTAR模型模拟其前身星演化，解释了部分轨道参数形成机制，但短周期钡星仍需公共包层演化补充。
2025-04-15 astro-ph.SR
Observational constraints on dust disk sizes in tidally truncated protoplanetary disks in multiple systems in the Taurus region
恒星多样性对行星形成盘演化的影响仍然是争论的主题。在这里，我们提出和分析磁盘结构周围的10个多恒星系统，包括在一个公正的，高空间分辨率的调查进行ALMA的32原行星盘在金牛座恒星形成区域。在前所未有的空间分辨率~0.12”，我们探测和空间解析所有主要恒星周围的磁盘，以及8个二级和一个三级恒星周围的磁盘。多恒星系统周围的尘埃半径小于相同恒星质量范围内和同一区域内的单恒星周围的尘埃半径。在多个恒星系统中的磁盘也显示了一个陡峭的衰减毫米连续辐射的外半径比磁盘周围的单星，暗示的影响，潮汐截断盘的形状在多个系统。然而，只有当双星的偏心率相当高（通常>0.5），或者观测到的尘埃半径比气体半径小两倍，就像孤立系的典型情况一样，观测到的尘埃盘半径和观测到的恒星分离之间的比值才与潮汐截断效应的分析预测相一致。要解决这个问题，需要对多恒星系统中的气盘气体发射进行类似的高分辨率研究。
2019-07-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital evolution of potentially habitable planets of tidally interacting binary stars
模拟了短周期双星（轨道周期$P_{orb} \lsim$ 8天）的恒星和潮汐耦合演化，研究了环联星行星（CBPs）的轨道振荡、星座周期和轨道稳定性。我们考虑两个潮汐模型，并表明，都预测向外，然后向内的演变的二进制的半长轴$a_{bin}$和偏心率$e_{bin}$。这一轨道演变驱动了轨道稳定性的最小CBP半长轴的类似演变。通过扩展以前的模型，包括质量浓度的演变，我们表明，CBP轨道稳定性极限的最大值往往发生在行星形成后100万年，比以前的调查长100倍。这一结果进一步支持了双星早期星潮演化已经从短周期双星中去除了CBPs的假设。然后，我们将模型应用于开普勒-47 b，一个接近其宿主恒星稳定极限的CBP轨道，以表明如果该双星的初始$e_{bin} \gsim$ 0.24，该行星过去将在不稳定区内运行，可能不会幸存下来。对于稳定的，假设的情况下，稳定性极限没有达到行星的轨道，我们发现，振幅的$a_{bin}$和$e_{bin}$振荡可以阻尼高达10%和50%，分别。最后，我们考虑等质量恒星与$P_{orb} =$ 7.5天，并比较HZ的稳定性极限。我们发现，恒星质量$\lsim0.12M_{\odot}$，HZ是完全不稳定的，即使双轨道是圆形的。对于$e_{bin} \lsim$ 0.5，该极限增加到$0.17M_{\odot}$，当恒星质量达到$0.45M_{\odot}$时，HZ部…
2020-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interstellar Meteors from Tidal Disruption of Rocky Planets on Eccentric Orbits Around M Dwarfs
研究M型矮星周围岩石行星因潮汐瓦解产生星际流星的机制，模拟显示瓦解抛射物可解释候选星际流星体IM1的速度和成分，并估算需瓦解约10倍地球质量岩石行星才能重现其观测率。
2024-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
