SiO masers and 7 mm Continuum in Mira and R Aqr
AGB星与一颗在近轨道上的次级恒星之间的相互作用是解释为什么一些AGB星会发展成非球面行星状星云的一个可能的解释。这项研究使用毫米观测的连续和SiO脉泽发射在几个共生的Miras寻找证据的两颗恒星之间的相互作用。分析了JVLA在~45质量分辨率下的新观测结果，对连续谱和SiO脉泽进行了成像.检测到三个目标中的两个，并获得准确配准的连续谱和线图像。在Mira中，没有发现组分B和A之间相互作用的明确证据。R Aqr有一个众所周知的喷流，来自第二颗恒星。喷流可能会扰乱AGB星的拱星包层，或者可能只是接近与它对齐。
2021-07-20 astro-ph.SR
Simulating the Onset of Grazing Envelope Evolution of Binary Stars
我们提出了第一个三维气体动力学模拟的掠食包络演化（GEE）的恒星，探索的基本流动特性和射流的作用在发病的GEE的目标。在模拟的运行中，一个次要的主序星擦过主要的渐近巨星分支（AGB）星的包络。它的轨道是以AGB主星赤道为半径的圆形。我们注入两个相反的喷流垂直于赤道平面的位置的第二颗恒星，并遵循几个轨道周期的演变。我们探索了喷气式飞机喷射AGB包层外围的流动模式。在一个轨道之后，喷流开始与先前轨道中喷出的气体相互作用，并膨胀成热的低密度气泡。
2016-10-25 astro-ph.SR
The nearby AGB star L2 Puppis: the birth of a planetary nebula ?
自适应光学在红外（VLT/NACO，Kervella et al. 2014）和可见光（VLT/SPHERE，Kervella et al. 2015）领域的观测显示，附近的AGB恒星L2 Pup（d=64 pc）被一个尘埃盘所包围，几乎是从侧面看到的。我们还检测到一个二级源在分离的32质量，其性质是不确定的。L2 Pup目前是一颗相对“年轻”的AGB恒星，因此我们可能会见证行星状星云的形成。打破质量损失的球形对称性的机制目前还不确定，但我们认为尘埃盘和伴星是形成双极结构的关键因素。L2 Pup是检验这一假设的一个重要系统。
2015-12-10 astro-ph.SR
Magnetic-buoyancy-induced mixing in AGB Stars: fluorine nucleosynthesis at different metallicities
渐近巨星分支（AGB）恒星被认为是银河系氟收支的最重要贡献者之一。虽然在接近太阳的金属丰度观测和理论一致，在较低的金属丰度恒星模型高估了氟生产相对于重元素。我们目前的${}^{19}$ F核合成结果的一组AGB模型具有不同的质量和金属，其中磁浮力作为驱动过程的${}^{13}$ C中子源（所谓的${}^{13}$ C口袋）的形成。我们发现，${}^{19}$ F主要产生的结果，涉及二次${}^{14}$ N在对流热脉冲的核合成，从${}^{14}$ N存在于${}^{13}$ C口袋区域的贡献可以忽略不计。因此防止了大量${}^{19}$ F的产生，导致较低的氟表面丰度。因此，AGB恒星模型与磁浮力引起的混合在对流信封的基础上，以及同意与现有的氟光谱测量在低和接近太阳的金属丰度。
2021-06-15 astro-ph.SR
The s-Process in Low Metallicity Stars. II. Interpretation of High-Resolution Spectroscopic Observations with AGB models
本文将100颗贫金属碳星和富硫星（CEMP-s）的高分辨率光谱观测结果与文献Ⅰ提出的渐近巨星分支（AGB）核合成理论模型（M = 1.3，1.4，1.5，2 Msun，-3.6 < [Fe/H] <-1.5）进行了比较。在这些物体中检测到的s-过程增强与双星系统相关：更大质量的同伴通过热脉冲AGB阶段（TP-AGB）更快地进化，在内部He-intershell中合成s-元素，这些元素在第三次疏浚（TDU）事件期间部分疏浚到表面。第二个观测到的低质量的同伴成为CEMP-s的质量转移的C和S丰富的材料从初级AGB。我们分析了轻元素C、N、O、Na和Mg，以及两个s过程指标[hs/ls]（其中ls = <Y，Zr>是N = 50处的轻s峰，hs = <La，Nd，Sm>是N = 82处的重s峰）和[Pb/hs]。我们区分了具有高s-过程增强的CEMP-s，[hs/Fe] > 1.5（CEMP-sII）和轻度s-过程增强的恒星，[hs/Fe] < 1.5（CEMP-sI）。为了解释观察结果，... .对个别恒星的详细分析将在论文III中提供。
2011-08-02 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 astro-ph.SR
UBV Photometry of the Post-AGB Star IRAS 22272+5435=V354 Lac in 1990-2008
介绍了2000-2008年AGB后恒星IRAS 22272+5435=V354 Lac的新的紫外测光结果。这颗恒星表现出半规则的光变化，幅度不同。最大振幅在V波段不超过0.5。在2000-2008年期间，我们发现了一个接近128天的光度周期。对1990年至2008年长期观测的分析显示，变化有两个闭合周期：128天和131天，造成振幅调制。V-（B-V）图显示了一个明显的相关性：恒星通常更亮时更蓝。从我们的UBV数据，我们得出E（B-V）=0.5，并得出结论，恒星的光谱类型在K1到K7之间变化。V354 Lac的平均UBV数据在过去19年中没有变化：V=8.60，B-V=2.06和U-B=2.14。
2009-11-09 astro-ph.SR
Investigating light curve modulation via kernel smoothing. II. New additional modes in single-mode OGLE classical Cepheids
经典造父变星的变化，特别是它们的调制和模式组成的详细知识，提供了至关重要的洞察恒星结构和脉动。然而，最近发现主导径向模式脉动的微小调制非常频繁，可能在造父变星中无处不在，这使得次级模式难以检测和分析，因为这些调制可以很容易地掩盖潜在的弱次级模式。本研究的目的是重新调查二次模式内容的OGLE-III和-IV单模式经典造父变星的样本中使用核回归与自适应核宽度预白化，而不是使用一个常数参数模型。这导致更精确地去除调制的主导脉动，并且使得能够更完整地调查频率在初级附近的窄范围之外的次级模式。我们的分析表明，显着的二次模式发生更频繁的第一泛音造父变星比以前认为的。大麦哲伦云和小麦哲伦云的模式组成似乎有很大的不同，这表明可能依赖于化学成分。除了以前确定的非径向模式在$P_2 \approx 0.6\ldots 0.65 P_1$（0.62模式），和一个集群的模式与近的主要频率，我们发现两个更多的候选非径向模式。一种是具有$P_2 \approx 1.25 P_1$的大量次级模式组，其可以表示0.62模式的基波，被认为是$l \in \{7,8, 9\}$非径向模式的第一谐波。另一个新的模式位于$P_2 \approx 1.46 P_1$，可能类似于最近在第一批泛音天琴座RR型恒星中发现的一个类似的罕见模式。
2018-03-08 astro-ph.SR
The formation of barium giants via mass accretion in binary systems
我们研究的背景下，从一个渐近巨星分支（AGB）同伴的质量转移的钡星的组成。我们吸积之间的0.01和0.5 M $_\odot$的AGB喷出物上的低质量的同伴[Fe/H] = -0.25在预期的年龄为2.5，3和4 M $_\odot$的AGB恒星的寿命结束。在每种情况下，我们形成一个2.5 M $_\odot$的恒星，这被认为是一个典型的钡星质量。我们讨论的程度稀释的吸积物质的恒星的演变，并描述表面丰度的影响。对于从2.5 \ms \主吸积，如果次级的初始质量是2.45 M $_\odot$或更大，吸积发生时，次级正在经历核心氦燃烧。使用来自De Castro等人的样本的数据，我们试图用我们计算的模型来拟合74颗钡巨星的观测性质。我们发现，所有这些对象，但六个最适合使用喷出物从2.5 M $_\odot$（32个对象）或3 M $_\odot$（36个对象）AGB星。当从较低质量的伴星吸积时，通常需要较高的吸积质量。我们发现吸积群众，大致符合最近的流体动力学模拟风的质量转移，虽然吸积效率是对这些模拟中发现的上限。对于18颗恒星的轨道周期，我们发现没有很强的相关性周期和吸积质量。
2021-06-15 astro-ph.SR
Kepler and the Long Period Variables
利用高精度的开普勒光度测量方法研究了AGB光变曲线的细节。由于AGB的变化有一个典型的时间尺度上的顺序为一年，我们讨论的长度去除长期趋势和季度变化开普勒数据。在45个月的时间内，使用30分钟的节奏检查了一个小样本的9个SR AGB星的测光。虽然经历了许多幅度的长周期变化，光变曲线被证明是平滑的，在毫米级在更短的时间间隔。在亚日时间尺度上没有检测到耀斑或其他快速事件。检测到的最短AGB周期约为100天。我们的样本中的所有SR变量都具有多个模式。这通常是第一泛音与基本音的结合。SR变量的第二个共同特征示出为多个紧密分离的周期为同一泛音模式的同时激励。大约一半的样品在光变曲线上有更长的变化，可能是一个长的次级周期。光变曲线全部由正弦曲线的组合很好地表示。然而，正弦曲线的性质是时变的，在低水平上存在不规则的变化。未检测到非径向脉动。有人认为，在许多SR变量中看到的长二次周期变化是内在的明星和链接到多模式脉动。
2014-08-19 astro-ph.SR
Circumstellar dust shells around long-period variables. X. Dynamics of envelopes around standard luminous, C-rich AGB stars
长周期变星（LPV）和Miras是在渐近巨星分支上部区域的高度演化的恒星。它们表现出明显的光度变化，或多或少有明确的周期，并以恒星风的形式遭受大量的质量损失。由于这种大规模的质量损失，LPV和Miras被扩展的拱星尘埃壳（CDS）包围。这些包层的动力学是一个复杂的相互作用的结果，通过脉动的中心恒星，尘埃形成和辐射转移的外部激发。我们的研究旨在了解CDS在富碳、标准发光LPV和Miras周围的动态。这些壳层通常表现出多周期性，在主周期约为10^2-10^3 d的基础上叠加了高达几个10^4 d的次周期。这种次级周期至少部分地可能是由灰尘的存在引起的。我们认为，无论是由一个谐波力，由中央恒星的振荡，或由一个随机力与连续的功率谱的激励的CDS。由此产生的数值计算的动力学行为的外壳进行了分析与傅立叶分析和频闪图的帮助。CDS可以被描述为由脉动星驱动的多振荡系统。可以识别一组正常模式。得到的这些模式的周期约为10^3 d，这是尘埃成核、生长和尘埃形成区元素富集的特征时间尺度。根据中心恒星的振荡周期和强度，包层会周期性、多周期性或不规则地反应。
2010-11-03 astro-ph.SR
V0784 Ophiuchi: an RR Lyrae star with multiple Blazhko modulations
对蛇夫座V0784进行为期两年的观测活动的结果揭示了多周期Blazhko效应。V0784 Ophiuchi的Blazhko效应以前没有报道过。从所观察到的光变曲线，已经测量到60个脉动最大值。傅立叶分析的（O-C）值和最大亮度的幅度揭示了一个主要的Blazhko周期为24.51天，但也有其他两个次要的Blazhko调制周期为34.29和31.07天。一个完整的光变曲线傅立叶分析与PERIOD 04显示三重结构的基础上的主要和次要的Blazhko频率接近的倒数Blazhko周期测量60脉动最大值。
2013-06-25 astro-ph.SR
The s process in AGB stars as constrained by a large sample of Barium stars
上下文钡星（Ba）是富含比铁重的元素的矮星和巨星，由缓慢的中子俘获过程（s过程）产生。它们属于双星系统，其中主星通过渐近巨星分支（AGB）阶段演化，在此期间它产生了s过程元素并将它们转移到现在被观察为Ba星的次级恒星上。目标。我们比较了最大的均匀的Ba巨星观测的S-过程元素Y，Zr，La，Ce和Nd与AGB核合成模型，以更好地理解AGB星的S过程。方法.通过单独考虑轻s（ls：Y和Zr）重s（hs：La，Ce和Nd）和元素，我们首次计算了不同hs元素/ls元素丰度比的定量误差条，以及每个样本星。我们将这些比率与低质量AGB核合成模型进行了比较。我们从我们的分析中排除了La，因为与其他观测到的HS型元素相比，一些样本恒星中的强La线会导致高估和不可靠的丰度测定。结果所有计算出的hs-型到ls-型元素比率都显示出随着金属丰度的降低而增加的明显趋势，并且具有较小的扩展（小于3倍）。这种趋势是由低质量AGB模型预测的，其中13 C是主要的中子源。与旋转AGB模型的比较表明，需要存在的角动量传输机制，不应该运输化学物种，但显着降低旋转速度的核心在先进的恒星演化阶段。这是一个独立的确认的星震学观测的减缓核心旋转的巨星，和旋转速度的白矮星低于预测的模型没有一个额外的角动量传输机制。
2018-10-03 astro-ph.SR
V473 Lyrae, a unique second-overtone Cepheid with two modulation cycles
V473天琴座是唯一一颗被确认具有周期性振幅和相位变化的造父变星，类似于在天琴座RR型恒星中观察到的Blazhko效应。我们收集了所有可用的光度数据和一些径向速度测量，以调查调制的性质。光度和径向速度振幅的比较证实了恒星在第二泛音中脉动。广泛的数据集，跨越40多年，使我们能够检测到一个次级调制周期约为5300天或14.5年。也可以在初级调制的周期中检测次级变化。在现象学上，光的变化类似于Blazhko效应。为了找到物理联系，我们计算了线性流体动力学模型来搜索可以驱动调制的潜在模式共振，并在第二泛音和其他模式之间发现了两个可行的半整数（n：2）和三个n：4共振。如果这些共振中的任何一个将被非线性模型证实，它可能会证实模式共振模型，这是一种共同的机制，可以驱动天琴座RR和造父变星的调制。
2014-06-02 astro-ph.SR
ALMA observations of the nearby AGB star L2 Puppis - I. Mass of the central star and detection of a candidate planet
60亿年后，当太阳在渐近巨星分支（AGB）上演化时，它将从红巨星蜕变成一个美丽的行星状星云。这一壮观的演化将影响太阳系行星，但演化模型预测的观测证实仍然难以捉摸，因为尚未发现围绕AGB恒星运行的行星。附近的AGB红巨星船尾座L2（d = 64 pc）被一个几乎是边对边的拱星尘埃盘所包围。我们报告新的观测与ALMA在非常高的角分辨率（18 × 15质量）在频带7（f ~ 350 GHz），使我们能够解决的速度分布的分子盘。我们确定了尘埃盘中央空腔内的气体速度分布是开普勒型的，这使我们能够推导出中心恒星L2 Pup A的质量，mA = 0.659 +/- 0.011 +/- 0.041 Msun（+/- 6.6%）。从演化模型中，我们确定L2 Pup A具有接近太阳的主序星质量，因此是未来5至6 Gyr的太阳的密切类似物。连续谱图显示了一个半径为2天文单位的次级源（B）的存在，它贡献了AGB星的流量的fB/ fA = 1.3 +/- 0.1%。在CO发射谱线中也探测到了L2 Pup B，径向速度为vB = 12.2 +/- 1.0 km/s。气体盘的旋转中心与AGB星连续辐射的位置非常接近，这使得我们可以将伴星的质量限制在mB = 12 +/- 16 MJup。L2 Pup B很可能是一颗行星或低质量棕矮星，轨道周期约为5年。它的连续亮度和分子发射表明它可能被扩展的分子大气或吸积盘包围…
2016-11-18 astro-ph.SR
The Mass-Loss Return From Evolved Stars to The Large Magellanic Cloud VI: Luminosities and Mass-Loss Rates on Population Scales
本文介绍了红超巨星和渐近巨星分支模型（GRAMS）网格首次应用于大麦云（LMC）整个演化恒星星族的结果。GRAMS是一个预先计算的网格，包含80，843个辐射转移（RT）模型，这些模型是由硅酸盐或碳质尘埃组成的演化恒星和星周尘埃壳。我们使用从光学到中红外的12个测光波段，将GRAMS模型拟合到LMC中的约30，000颗渐近巨星分支（AGB）和红超巨星（RSG）。我们公布的数据集由数千颗演化的恒星组成，这些恒星具有单独确定的演化参数，如光度和质量损失率。GRAMS网格在富氧和富碳化学之间的区分准确率大于80%。从RSG和AGB星向大麦哲伦星云的星际介质（ISM）的全球尘埃注入速率约为1.5 × 10 ^（-5）太阳质量/年，相当于向ISM的总质量注入速率（包括气体）约为5 × 10 ^（-3）太阳质量/年。碳星注入ISM的尘埃是富O AGB星的2.5倍，但质量相同。我们确定了K波段富C AGB星的热辐射校正因子，它是J-K颜色的函数，BC（K）= -0.40（J-K）^2 + 1.83（J-K）+ 1.29。确定了几个富C AGB星尘埃质量损失率的红外颜色代用指标，如log（MLR）=（-18.90）/（（K-[8.0]）+3.37）-5.93。我们发现，一个更大的分数的AGB星表现出的“长二次周期”的现象是O-丰富的径向脉动为主的恒星，和AGB星没有检测到的质量损失不出现在第一泛音…
2012-05-01 astro-ph.SR
Empirical Constraints on the Nucleosynthesis of Nitrogen
我们得出的经验约束氮的核合成产量，将N富集到我们以前开发的和经验调整的多区银河系化学演化模型。我们采用了金属独立（“初级”）N产量从大质量恒星和金属依赖（“二级”）N产量从AGB星。在我们的模型中，银河系径向带并不沿着观测到的[N/O]-[O/H]关系演化，而是先在[N/O]大致不变的情况下[O/H]增加，然后通过次级N产生沿[N/O]向上移动。通过$t\approx5$ Gyr，该模型接近平衡态[N/O]-[O/H]关系，它跟踪径向氧梯度。我们发现很好的协议与[N/O]-[O/H]在河外星系中观察到的趋势，如果我们采用IMF平均的大质量恒星产量$y_\text{N}^\text{CC}=3.6\times10^{-4}$，与快速旋转的祖先预测一致，和一个分数AGB产量是线性的质量和金属丰度$y_\text{N}^\text{AGB}=(9\times10^{-4})(M_*/M_\odot)(Z_*/Z_\odot)$。该模型再现了在APOGEE巡天中发现的银河系恒星的[N/O]-[O/H]关系，并且再现了恒星[N/O]随年龄和[O/Fe]的变化趋势（尽管不完全）。金属度依赖的产额在形成气相[N/O]-[O/H]关系中起着主导作用，但AGB时间延迟需要与APOGEE恒星年龄和[O/Fe]趋势相匹配。如果在恒星形成率中加入$\sim$ 40%的振荡，模型再现了MaNGA观测到的外星…
2022-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eppur si eclissa: Eccentric low-mass companions and time-in-dust selection explain long secondary periods
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Warsaw（华沙大学）
该研究提出一个异心低质量伴星模型，解释长次级周期现象及观测到的次级周期特征。
2025-10-29 astro-ph.SR
The dust disk and companion of the nearby AGB star L2 Puppis - SPHERE/ZIMPOL polarimetric imaging at visible wavelengths
明亮的南星L2 Pup是一颗特别突出的渐近巨星分支（AGB）星，因为它的距离为64 pc，是这类恒星中最近的。我们报告了用VLT的SPHERE/ZIMPOL仪器在可见光波长下对L2 Pup进行的新的自适应光学观测，证实了Kervella等人最近发现的高倾角拱星尘埃盘的存在。在线性偏振度pL的图中清楚地观察到盘的三维结构的特征。我们通过其偏振签名在半径为6 AU的AGB星的磁盘的内缘。在V和R波段的ZIMPOL强度图像还显示了一个接近的次级源，与初级源的投影距离为2 AU。这颗伴星的光谱类型还不确定，因为它的圆盘有强烈的红化，但它的光度学显示它是一颗晚K巨星，质量与AGB星相当。我们提出了精细的物理参数的尘埃盘使用RADMC-3D辐射转移代码。我们还解释了PL地图使用一个简单的偏振模型来推断的三维结构的信封。内部双星系统和盘之间的相互作用显然形成了螺旋结构，螺旋结构沿着与盘正交的轴传播，形成流光。两个尘埃羽流传播垂直磁盘也被检测到。它们起源于内恒星系统，可能与两颗恒星的风与盘中物质的相互作用有关。基于L2 Pup的包络形态，我们认为这颗恒星正处于双极行星状星云形成的早期阶段。
2015-11-13 astro-ph.SR
Second-generation protoplanetary discs around evolved binaries: a high-resolution polarimetric view with SPHERE/IRDIS
本研究利用VLT/SPHERE近红外偏振成像技术观测了8个post-AGB双星周围的环双星盘，首次测量了部分盘的标高，发现过渡盘形态更复杂，且近红外超分辨通量与盘面光散射无关。
2023-07-31 astro-ph.SR
Oscillatory convective modes in red giants: a possible explanation of the long secondary periods
我们讨论了低质量红巨星中振荡对流模的性质，并将其与半规则红巨星变星的长次级周期的观测性质进行了比较。振荡对流模式是非常非绝热的g $^{-}$模式，它们存在于明亮的恒星中，例如具有$\log L/{\rm L}_\odot \ga 3$的红巨星。这些模式的有限振幅被限制在最外面的非绝热层，在那里的辐射能通量比对流能通量更重要。振荡对流模式的周期随着光度的增加而增加，并且增长时间与振荡周期相当。观测到大麦云（LMC）中红巨星的LSP位于一个独特的周期光度序列上，称为序列D。如果我们采用1.2气压标度高度（$α= 1.2$）的混合长度，这个序列D的周期-光度关系与AGB模式中偶极振荡对流模的预测大致一致。然而，大麦哲伦星系红巨星序列的有效温度与$α=1.9$模型一致，后者预测的周期太短了两倍。
2015-07-13 astro-ph.SR
The number of progenitors in the core - degenerate scenario for type Ia supernovae
我们计算的预期数量的Ia型超新星（Ia型超新星）的核心退化（CD）的情况下，发现它匹配的不确定性的代码内的观测。在CD方案中，超白矮星白矮星（WD）是由WD伴星与大质量渐近巨星分支（AGB）恒星的热核合并在公共包络相的终止处形成的。我们使用一个简单的人口合成代码，避免了大的不确定性，估计最终的轨道分离的共同信封演变。相反，我们假设系统的核心的次级AGB星是更大的质量比WD残余的主星合并在终止的共同信封阶段。我们还使用一个简单的处方计数系统，有强相互作用在AGB阶段，但不是在早期的红巨星分支（RGB）阶段。使用恒星演化基本成分的一个非常简单的星族合成代码可以与观测到的Ia型超新星的速率相匹配，这可能表明CD情景在Ia型超新星的形成中起着重要作用。
2012-09-21 astro-ph.SR
High-resolution observations of the symbiotic system R Aqr. Direct imaging of the gravitational effects of the secondary on the stellar wind
我们观测了共生恒星系统RAqr，旨在描述白矮星（WD）与Mira星风之间的引力相互作用，这是驱动共生活动和星云形成的关键现象。我们提出了高分辨率的ALMA地图的12 CO和13 CO J=3-2线，0.9毫米的连续分布，和一些高激发分子线在R Aqr。这些地图的分辨率在40毫弧秒（mas）到小于20 mas之间，在恒星之间的距离为40 mas时，以亚轨道尺度探测星周区域。我们的观测显示了次级恒星对恒星风的引力效应。AGB星被确定在我们的地图从连续谱和分子线数据，我们估计的可能位置的次级从一个新的估计的轨道参数。我们的地图与理论预测的（初步）比较令人惊讶地令人满意，并且首次直接绘制了主要的预期引力效应。我们发现一个强大的集中在赤道平面的风，这表明两个羽流在相反的方向，有不同的速度，很可能对应于预期的双螺旋由于相互作用。我们的连续图显示了新生双极喷流的内部区域，尺度为一些AU。最高分辨率获得的连续谱图显示，存在一个团块，很可能对应于WD和连接两颗恒星的物质桥的电离环境的排放，这可能是从AGB主要的物质流到WD次级周围的吸积盘。
2018-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
A dynamic view of V Hydrae. Monitoring of a spectroscopic-binary AGB star with an alkaline jet
本研究通过视向速度监测与空间运动学建模，确认长蛇座V星为周期17年的双星系统，其伴星产生的锥形喷流可解释星周环境的多种特征，揭示了AGB星向行星状星云过渡的机制。
2024-05-13 astro-ph.SR
Simulating a binary system that experiences the grazing envelope evolution
我们进行三维流体动力学模拟，并表明，当一个二级恒星发射喷气式飞机，同时执行螺旋运动到一个巨大的恒星的信封，信封膨胀，一些质量喷射的喷气式飞机，和共同的信封相推迟。我们模拟这种掠食包络演化（GEE）的假设下，第二颗星吸积质量的包络的渐近巨星分支（AGB）的明星和发射喷气机。在这些模拟中，我们还没有包括螺旋双星系统释放的引力能量。我们也不包括信封的旋转。考虑到这些遗漏，我们的结论是，我们的研究结果支持的想法，射流可能在共同的信封演变，或在防止它发挥了至关重要的作用。
2018-05-02 astro-ph.SR
The Core Mass Growth and Stellar Lifetime of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars
通过对四个年轻星团中白矮星的研究，建立了初末质量关系的中间质量范围的新约束，并将其应用于热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星演化的研究.我们发现，恒星的核心质量的AGB增长迅速，从10%到30%的恒星与$M_{\rm initial}$ = 1.6到2.0 $M_\odot$。在较大的质量下，在$M_{\rm initial}$ = 3.4 $M_\odot$时，核心质量增长稳定地降低至$\sim$ 10%。这些观察结果与Marigo等人（2013）最新TP-AGB进化模型的预测非常一致。我们还比较了模型与不同的效率的第三次疏浚和质量损失，并证明了该过程的核心的增长主要是恒星风，而第三次疏浚起着次要的，但不可忽视的作用。基于新的白矮星测量结果，我们对文献中最流行的质量损失处方进行了探索性校准。最后，我们估计了TP-AGB上恒星的寿命和积分光度，对于$M_{\rm initial}$ $\sim$ 2 $M_\odot$，其峰值为$t$ $\sim$ 3 Myr和$E$ = 1.2 $\times$ 10 $L_\odot$ yr（$t$ $\sim$ 2 Myr，亮度比$\log(L/L_{\odot})$ $>$ 3.4的RGB尖端更亮），对于$M_{\rm initial}$ $\sim$ 3.5 $M_\odot$的恒星，$t$ = 0.4 Myr，$E$ = 6.1 $\…
2013-12-16 astro-ph.SR
The polar Catalysmic Variable 1RXS J173006.4+033813
1 RXS J173006.4+033813是一颗周期为120.21 min的极区激变变星，主星的磁场为B = 42+6-5 MG，主星为M3矮星。该系统在激活态和静止态都表现出高度对称的双峰光度调制。这些产生于回旋束和椭球调制的组合。次级卫星的预计轨道速度为K2 = 390+-4公里/秒。我们将距离的上限定为830+-65 pc。
2010-08-11 astro-ph.SR
The salty emission of the intermediate-mass AGB star OH 30.1 -0.7
本文利用ALMA观测中等质量AGB星OH 30.1 -0.7，发现距其1.8×10^4 au处的冷尘埃特征B及NS、NaCl、KCl等分子发射，揭示可能存在紫外伴星，并推断其高质量损失约始于2800年前。
2024-11-12 astro-ph.SR
A study of Andromeda to improve our knowledge on the evolution and dust production by AGB stars
该研究结合HST和Spitzer数据，利用恒星演化模型与尘埃形成过程描述的群体合成方法，表征M31星系AGB恒星群体的前身星属性，推导尘埃产生率并区分成分，揭示其群体组成及尘埃贡献，为AGB建模可靠性提供启示。
2025-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three-dimensional hydrodynamic simulations of L2 Puppis
最近对船尾座L2系统的观测表明，这个类似于Mira的变星可能正处于形成双极行星状星云（PN）的早期阶段。船尾座L2是距离地球最近、亮度最高的AGB星之一，被认为是双星，是研究恒星演化后期的基准天体。我们进行全球性的，三维的，自适应网格细化的L2船尾座系统与AstroBEAR的流体动力学模拟。我们使用辐射转移程序RADMC-3D从我们的模拟中构造宽带光谱能量分布（SED）和合成观测图像。鉴于报告的二进制参数，我们能够重现当前的观测数据，如果短脉冲的致密材料是从AGB星释放的速度足以逃脱的主要，但不是二进制。这种情况可能是由热脉冲引起的，也可能是由第二颗行星的近星点通过引起的，或者是在第一颗行星吞噬行星时发射的。
2016-10-04 astro-ph.SR
A barium central star binary in the Type-I diamond ring planetary nebula Abell 70
阿贝尔70（PN G038.1-25.4，以下简称A 70）是一个行星状星云（PN），因其与背景星系的叠加而以钻石环外观而闻名。先前未被研究的中心恒星被发现是一个双星，由光学波长的G8 IV-V次级恒星和紫外波长的热白矮星（WD）组成。次级图显示Ba II和Sr II的光谱类型增强，结合色球层的H α发射和可能的20-30 km/s径向速度幅度，将该双星系统确定为钡星。钡星的起源与PNE密切相关，当主星在渐近巨星分支（AGB）上经历热脉冲时，风吸积污染了富含碳和s过程元素的物质。A 70与其他极少数钡中心恒星的例子一起为这种情况提供了进一步的证据。该星云被发现具有I型化学丰度，氦和氮富集，当与未来对中心恒星的丰度研究相结合时，将建立A 70作为研究s-过程AGB核合成的独特实验室。我们还讨论了指导方针，以发现更多的二元中心星与冷secondaries在大轨道上，需要平衡我们的知识，在PNe对目前更好地研究后共同信封二元中心星。
2011-08-19 astro-ph.SR
Periodic modulations during a long outburst in V363 Lyr
我分析了开普勒V363天琴座的长、短步频数据。持续检测到0.185723（8）d的周期，这被确定为轨道周期。V363 Lyr在开普勒观测期间显示了一次长爆发，伴随着一个“（嵌入的）前体”，并且在这次爆发期间检测到了周期为0.1956（2）d的调制，比轨道周期长。对这一时期有两种可能的解释。第一个是超级驼峰，尽管V363 Lyr远高于周期间隙。这种解释需要一个演化的、质量不足的次级恒星，使质量比q=0.15。然而，这种长周期变化的演化并不遵循超级驼峰的标准演化。第二种是当盘达到潮汐截断半径时，前兆发生，这是从IW和恒星的观测中推断的。在这种情况下，长周期的变化可以解释为一个可变的流的进动偏心盘的影响，这可能是由在潮汐截断半径的扰动形成。这可能导致角动量的有效去除，这导致在前体之后的0.3-0.4 mag增亮。分数周期过剩表明q刚好在3：1共振的稳定极限之上。在任何一种情况下，次级的性质和质量比都需要通过光谱观测来验证。
2021-11-14 astro-ph.SR
Common Envelope Evolution on the Asymptotic Giant Branch: Unbinding within a Decade?
共同包层演化是许多高能天体物理现象的重要起源阶段，但人们对这一阶段的认识还很不够。虽然3D全球流体动力CE模拟近年来已经变得越来越普遍，但涉及渐近巨星分支（AGB）的初级是稀缺的，这是由于与红巨星分支（RGB）初级相比，更大的动力学范围的高计算成本。但是，与AGB祖先的CE演化是值得模拟的，因为这些事件是大多数双极行星状星云（PNE）的可能祖先，也是CE物理学的重要观测试验场。在这里，我们提出了一个高分辨率的全球模拟CE演变涉及AGB的主要和$1\,\mathrm{M}_\odot$中学，演变为$20$轨道革命。在这些轨道的最后一个$16$期间，包层以几乎恒定的速率解开，大约为$0.1$ - $0.2\,\mathrm{M}_\odot\,\mathrm{yr}^{-1}$。如果保持该速率，则包膜将在小于$10\,\mathrm{yr}$的时间内解绑。这种不受约束的主导来源是一致的inspiral的，我们评估的影响，周围的介质是subdominant。我们比较这个运行与以前的运行，使用从相同的$2\,\mathrm{M}_\odot$主序星演变的RGB相位小学评估小学的进化状态的影响。当适当缩放时，两次运行非常相似，但有一些重要的差异。
2020-05-27 astro-ph.SR
MOBSTER -- III. HD 62658: a magnetic Bp star in an eclipsing binary with a non-magnetic 'identical twin'
HD 62658（B 9 p V）是一颗很少被研究的特殊恒星。由KELT（Kilodegree Extremely Little Telescope）和TESS（Transiting Exoplanet Survey Satellite）获得的光变曲线显示出清晰的日食，周期约为4.75 d，以及食外亮度调制，周期也是4.75 d，与表面化学斑点的同步旋转调制一致。高分辨率ESPaDOnS圆偏振光谱仪在初级的线轮廓中显示出清晰的塞曼特征;次级中没有磁场的迹象。PHOEBE模型的光变曲线和径向速度表明，这两个组件有几乎相同的质量约3 M $_\odot$。初级的纵向磁场$\langle B_z \rangle$在大约$+100$和$-250$ G之间变化，表明表面磁偶极子强度为$B_{\rm d} = 850$ ~G。Stokes $V$曲线的贝叶斯分析表明原发灶为$B_{\rm d} = 650$ ~G，继发灶为$B_{\rm d} < 110$ G。主星的谱线轮廓变化很大，这与日食亮度调制是恒星化学斑点旋转调制的结果的假设一致。我们还检测到残留信号的光变曲线后，删除的轨道和旋转调制，这可能是脉动的起源，这可能是一致的弱线轮廓变化的次级。这个系统提供了一个很好的机会，可以通过比较两颗基本相同的恒星来研究磁场对恒星结构的影响，除了一颗是磁性的。这种系统的存在进一步表明，对化石磁场起源的…
2019-10-07 astro-ph.SR
Two Long-Period Cataclysmic Variable Stars: ASASSN-14ho and V1062 Cyg
本文报道了激变变星ASASSN-14 ho和V1062 Cyg的光谱学和光度学。两者都是矮新星，光谱主要由它们的次级恒星组成，我们将其分别归类为近似K4和M0.5。它们的轨道周期，主要是由次级恒星的径向速度带确定的，被证明是几乎相同的，分别为350.14 ± 0.15和348.25 ± 0.60分。天鹅座V1062的H-α发射线显示了一个相对尖锐的发射分量，它跟踪次级恒星的运动，这可能出现在次级恒星的辐照面上; TIHS并不常见，可能表明电离辐射通量异常强。这两个系统都表现出双峰轨道调制一致的椭圆形变化，从不断变化的方面的中学。我们对这些变化进行建模，以约束轨道倾角i，并估计基于oni和次级速度幅度K2的近似分量质量。
2019-09-28 astro-ph.SR
The eclipsing Intermediate Polar V597 Pup (Nova Puppis 2007)
2008年，在爆发后4个月，对V597 Pup进行了光度观测，比最大值低9.1等，没有显示出一定的轨道调制，但显示出以261.9 s为中心的五重振荡，并以约2.68 h^{-1}的频率均匀分裂。一年后，该系统的亮度又下降了2.5等，出现了周期为2.6687小时的深食，261.9秒的调制幅度也降低了。524 s处的“次谐波”附近经常有功率，这表明观察到的较短周期实际上是一次谐波。因此，V597 Pup是一个中间极性，处于“轨道周期间隔”。此外，它是第一个显示出明显的二次日食，这是由于光学厚盘在二次恒星的辐射侧前面通过而造成的。
2009-05-04 astro-ph.SR
Multi-Longitude Observation Campaign of KV Cancri: an RR Lyrae star with irregular Blazhko modulations
我们提出了多经度观测的结果KV巨蟹座，RR天琴座星显示出不规则的Blazhko效应。在脉动周期为0.50208天的情况下，光变曲线最大值的时间每天延迟6分钟。这种每天的延迟通常会导致长时间没有给定站点的最大光变曲线观测。为了解决观测时间窗问题，我们组织了一次多经度观测活动，包括AAVSONet望远镜。从观测到的光变曲线，92个脉动最大值已被测量，涵盖约6个Blazhko周期。傅立叶分析最大亮度时的星等，发现主布拉日科周期为77.6天，次周期为40.5天。傅立叶分析（O-C）值没有显示第二Blazhko周期。从傅立叶分析和用PERIOD 04连续预白化得到的完整光变曲线的频谱显示了两个Blazhko调制频率周围的三重结构，但周期略有不同（77.8和42.4天）。第二Blazhko频率在统计上不是主Blazhko频率的谐波。除了两个Blazhko调制KV Cnc还呈现出其他特殊性，如Blazhko周期之间的不规则性和非常快的震级变化，在15分钟内最高可达到每小时2.5等。这场运动表明，业余天文学家的定期观测仍然很重要。事实上，布拉日科效应的如此详细的特征无法从大规模调查中获得，因为需要合作的长时间序列观测。
2013-10-15 astro-ph.SR
The Blazhko modulation of TV Boo in 2010
我们提出了在2010年赛季的Blazhko RRc星TV Boo的多色CCD观测的分析。TV Boo显示了由两个独立调制主导的复杂Blazhko调制，其中P_{fm1} =9.74 d和P_{fm2} =21.43 d长周期。这两个调制分量出现在频谱中的脉动的谐波周围的多重态结构。主调制的非对称性参数（Q=+0.51）的正值表明，它在性质上类似于大多数调制RRab星的Blazhko效应。有趣的是，次级低振幅调制表现出负的不对称参数（Q=-0.22），与Blazhko调制的RRab星相比，这是一个异常低的值。除了两个调制频率之外，频谱还示出了附加频率f'及其与脉动和主调制f_{1} +f'和f_{1} -f '-f_{m1}的线性组合。我们的结论是，额外的频率最有可能属于非径向模式。
2012-11-15 astro-ph.SR
Formation of globular clusters with multiple stellar populations from massive gas clumps in high-z gas-rich dwarf galaxies
对于具有多个恒星星族的球状星团（GC）的形成，目前最受欢迎的方案之一是，最初的大质量恒星系统形成（“第一代”，FG），随后产生气态喷出物，这些喷出物转化为第二代恒星（SG），形成GC。我们调查，第一次，FG和SG星的顺序形成过程中的恒星形成的大质量气体团在富含气体的矮盘星系。我们采用一种新的方法来解决矮星系流体动力学模拟中GCs形成的两阶段问题，即当新恒星进入渐近巨星分支（AGB）阶段时，在每个新恒星粒子周围产生质量远小于母恒星粒子的新气体粒子.此外，对AGB气体粒子采用了更细的最大时间步长（<10^5 yr）和更小的软化长度（<2 pc），以更好地解决AGB星的气体喷射和AGB反馈效应。因此，次级恒星的形成从AGB喷出物可以适当地研究在星系尺度的模拟。FG恒星系统可以首先从一个巨大的气体团形成，由于其宿主富含气体的矮星系内的引力不稳定性。最初FG恒星系统不是一个单一的大质量星团，而是由几个总质量大于10^6 Msun的不规则恒星团（或丝状体）组成。当FG系统动态松弛时，来自AGB星的气态喷出物可以被FG系统引力捕获，随后转化为新的恒星，在FG系统内形成紧凑的SG恒星系统。有趣的是，大约40%的AGB喷出物来自不属于FG系统的恒星（“外部气体吸积”）。SG恒星系统的质量-密度关系可以近似为rho_SG ~ M_SG ^[1.5]。
2018-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
An edge-on translucent dust disk around the nearest AGB star L2 Puppis - VLT/NACO spectro-imaging from 1.04 to 4.05 microns and VLTI interferometry
作为已知距离最近的AGB星（d= 64 pc）和最亮的（mK-2）之一，L2 Pup是一个特别有趣的基准天体，用于监测恒星演化的最后阶段。我们报告新的幸运的成像观测这颗星的VLT/NACO自适应光学系统在12个窄带滤波器，覆盖1.0-4.0微米的波长范围。这些衍射极限图像揭示了恒星前方延伸的星周尘埃带，在J波段表现出高不透明度，在H和K波段变得半透明。在L波段，探测到尘埃的扩展热辐射。我们重现这些意见，使用Monte-Carlo辐射转移模型的尘埃盘与RADMC-3D代码。我们还提出了新的干涉观测与VLTI/VINCI和VINCI仪器。我们在K波段测量的上限为θ_LD = 17.9 +/- 1.6 mas的边缘变暗的角直径，转换为R = 123 +/- 14 Rsun的最大线性半径。考虑到NACO图像中扩展K波段发射的几何形状，这个上限可能接近恒星的实际角直径。L2 Pup在赫茨宾格-罗素图中的位置表明，这颗恒星的质量约为2 Msun，可能正处于渐近巨星分支的早期阶段。在我们的自适应光学和干涉观测中，我们没有发现L2 Pup的任何恒星伴星，我们将依巴谷数据中明显的天体测量摆动归因于其周星材料上的可变照明效应。然而，我们并不排除存在一个双星伴星，因为在我们的L波段图像中，在盘面东北方向延伸到10多个天文单位的大环结构可能是L2 Pup的恒星风和一个隐藏的次级天体之间相互作用的结果。我们…
2014-04-11 astro-ph.SR
Evidence for a black-hole in the X-ray transient XTE J1859+226
本文给出了XTE J1859+226（V406 Vul）的X射线瞬变的时间分辨光度学和光谱学结果。在2000年至2008年期间进行的光度观测揭示了第二颗恒星的椭球调制的存在。在2010年获得的进一步测光显示，该系统比其静止水平亮约1等，并且椭球调制被强烈的耀斑活动所稀释。2010年10.4米GTC获得的光谱数据显示，3小时内径向速度变化约为500 km/s。用正弦曲线表示恒星的椭球速度和径向速度变化，同时拟合光度学和光谱学，得到轨道周期为6.58 ± 0.05h，恒星径向速度半振幅K_2= 541 ± 70 km/s。隐含的质量函数为f（M）=4.5+-0.6 Msun，明显低于先前报道的，但与XTE J1859+226中存在的黑洞一致。由于没有日食，倾角的上限为70度，因此黑洞的质量下限为5.42 Msun。
2011-02-03 astro-ph.SR
Binary Systems of core collapse supernova polluting a giant companion
我们研究的双星系统中，更大质量的恒星，主要的，爆炸作为一个核心坍缩超新星（CCSN）的二级恒星已经是一个巨大的拦截了很大一部分的喷出物。喷出物可能会用新合成的元素（如钙）污染第二颗恒星。我们使用恒星天体物理学实验模块（MESA）来计算这种SN污染巨星（SNPG）双星的演化。我们估计，在任何给定的时间内，平均有数十个SNPG存在于银河系中，$\approx 10$ SNPG对象存在于麦哲伦星云中。我们推测最近在小麦哲伦星云中发现的演化恒星HV 2112的高钙丰度可能是SNPG具有质量为$\approx 9 M_\odot$的超级AGB恒星次级的结果。这种罕见的SNPG场景是HV 2112是索恩-伊特科夫天体（TZO）的另一种解释。
2015-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Investigating Light Curve Modulation via Kernel Smoothing. I. Application to 53 fundamental mode and first-overtone Cepheids in the LMC
最近的研究揭示了造父变星脉动的一种未知的复杂性。我们实现本地内核回归搜索周期和幅度调制同时在连续时间和调查他们的可检测性，并测试这种新方法对53个经典造父变星OGLE-III目录。我们使用参数和非参数自举抽样来估计显著性，并使用依赖于时间依赖性光曲线参数的修改后的预白化方法来研究多周期性，从而确定置信区间。我们发现了各种各样的周期和振幅调制，并确认第一泛频调制器是不太稳定的基模造父变星。周期的显著时间变化比振幅的显著时间变化更频繁地被检测到。我们发现一系列的调制强度，这表明振幅和周期调制是普遍存在的造父变星。在OGLE-III提供的12年基线上，我们发现周期变化通常是非线性的，有时是循环的，这表明物理起源超越了世俗进化。我们的方法比传统方法更有效地检测调制（周期和幅度），依赖于具有恒定光曲线参数的预白化，并且更准确地预白化时间序列，有效地去除伪次峰。
2017-03-30 astro-ph.SR
Studies of Variability in Proto-Planetary Nebulae: II. Light and Velocity Curve Analyses of Iras 22272+5435 and 22223+4327
我们对两个明亮的富碳原行星状星云IRAS 22223+4327和22272+5435的光、颜色和速度变化进行了详细的观测研究。光变曲线是基于我们从1994年到2011年的观测，以及Arkhipova和合作者发表的数据。它们每个都显示出四个显著的周期，IRAS 22223+4327和22272+5435的主要周期分别为90和132天。对于它们中的每一个，次级周期与主周期的比值都是0.95，这个数值与造父变星中的数值有很大的不同，但这可能是后AGB星的特征。在较小的径向速度数据集中发现较少的有效周期，但它们与光变曲线一致。颜色曲线通常模仿光变曲线，当物体最暗时最红。当存在同时的光、色和速度曲线时，在季节中的比较揭示了光和色曲线是同相的，而径向速度曲线与光变曲线是0.25异相的。因此，它们不同于造父变星，造父变星的径向速度曲线与光变曲线相差0.50 P。观测到的周期和振幅与后AGB脉动模型的比较显示出较差的一致性，特别是对于周期，这是远远长于预测。这些观测数据，特别是同时期的光，颜色和速度曲线，提供了一个很好的基准新的脉动模型的冷恒星在后AGB，原行星状星云阶段。
2013-10-31 astro-ph.SR
An extensive photometric study of the Blazhko RR Lyrae star RZ Lyr
最近，扩展多色CCD和档案光电，摄影和视觉观测的分析揭示了几个重要的属性RZ Lyr，一个RRab型变量表现出大振幅Blazhko调制。在\sim 110年的时基上，建立了脉动与调制周期变化之间的严格的线性关系。天琴座RZ的光变曲线在小振幅调制阶段的下降分支上显示出显著的隆起，类似于隆起的造父变星的光变曲线。我们推测，恒星的结构暂时适合在这个调制阶段的基本和高阶径向模式之一的周期之间的4：1共振。RZ Lyr的光变曲线变化可以正确地与两个调制分量的解决方案相拟合;主调制的121 d周期几乎是但不完全是次级调制分量周期的四倍。使用逆光度法，在两个调制分量的不同相位的物理参数的脉动平均值的变化被确定。
2012-06-01 astro-ph.SR
Atomium: A high-resolution view on the highly asymmetric wind of the AGB star Pi1 Gruis. I. First detection of a new companion and its effect on the inner wind
已知冷演化恒星的星云拱星环境在不同长度尺度上具有丰富的气体结构形态复杂性。这些密度结构的很大一部分被认为是由恒星风与近伴星的相互作用造成的。S-型渐近巨分支星Pi 1 Gruis有一颗已知的伴星，其距离约为440天文单位，并被认为有第二颗更近（<10天文单位）的伴星，是由阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列作为ATOMIUM大型计划的一部分观测到的。在这项工作中，最明亮的CO，SiO和HCN分子线跃迁进行了分析。连续谱图显示了两个极大值，相隔0.04“（6 au）。CO数据明确地揭示了Pi 1 Gru的星周环境具有倾斜的，径向流出的赤道密度增强。它包含一个与视线成38+/-3度角的螺旋结构。内风中HCN的辐射呈现出顺时针螺旋，旋臂的动力学交叉时间与距离渐近巨星分支星0.04“处的伴星一致，这与次级连续谱峰的位置一致。内部风动力学意味着一个大的加速度区域，符合β定律的~6次方。CO排放表明，螺旋在5“内近似为阿基米德，超过5”，这种趋势随着螺旋臂的连续变得不那么周期性而破裂。尺度小于0.5“的SiO辐射显示出气体旋转的特征，这被认为符合风伴相互作用区气体的预期行为。对SiO脉泽发射的研究揭示了可能是从AGB星表面加速到伴星的气体流。利用这些动力学，我们已经初步得出了一个上限的同伴质量为~1.1 Msol。
2020-10-12 astro-ph.SR
V405 Peg (RBS 1955): A Nearby, Low-Luminosity Cataclysmic Binary
（节录）。激变双星V405 Peg最初是在ROSAT Bright Source（RBS）1955（= 1 RXS J230949.6+213523）中发现的，它的光谱显示出一颗晚型二级星的强烈贡献，这使得Schwope等人认为它是最近的激变双星之一。我们对V405 Peg进行了广泛的光学观测。时间序列光谱显示轨道周期Porb为0.1776469（7）d（= 4.2635 hr），或5.629 cycle/d。我们将二级分类为M3 - M4.5。用MDM 2.4米望远镜进行天体测量，得到视差为7.2 ± 1.1毫角秒，相对自行为58质量/年。我们对距离的最佳估计是d = 149（+26，-20）pc。副恒星的径向速度K2 = 92 +- 3 km/s，如果质量是典型的，则表明轨道倾角相当低。广泛的I波段时间序列观测显示，该系统在最小亮度水平I = 14.14和增强活动状态之间变化，亮度约为0.2等。虽然低状态显示出一个椭圆形调制，一个额外的光度调制出现在高状态，0.1等振幅和周期220-280分钟。这种调制的频率似乎是稳定的一个月左右，但没有一个单一的周期是一贯检测到从一个观测季节到下一个。我们估计系统的光度相结合的光学测量与档案X射线光谱。隐含的质量吸积率比周期间隔以上的标准角动量损失的预测低几个数量级。该系统可能属于一个很大程度上未被发现的冬眠CV群体。
2009-04-20 astro-ph.SR
Harmonic phase diagnostics of long secondary periods. Testing predictions of oscillatory convective dipole modes in the OGLE sample
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理研究学院）；Australian Astronomical Optics & School of Mathematical and Physical Sciences, Macquarie University（麦考瑞大学天文光学与数理科学学院）
研究长次级周期在亮红巨星中的物理起源，通过谐波特征区分振荡对流单极模式与双星系统，发现部分恒星的谐波相位与非旋转双星模型一致。
2026-04-09 astro-ph.SR
Spectroscopic monitoring of long secondary period variables. The case of J-type carbon stars
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
通过光谱监测在J型碳星VZ Per和UV Cam中发现长次周期变星，视向速度周期分别约960天和1178天，支持低质量伴星的双星模型，并揭示气体尘埃随相位变化。
2026-10-06 astro-ph.SR
Modulation of Circumstellar Extinction in a Young Binary System with a Low-Mass Companion in a Noncoplanar Orbit
考虑了具有低质量次级分量（q = M2/M1 <= 0.1）的年轻恒星吸积环双星盘物质的周期活动模型。假设轨道是圆形的，并且圆盘和轨道平面是非共面的。用SPH方法计算了这类系统的流体力学模型，得到了星周消光曲线和相光曲线的变化。计算表明，根据模型参数和系统相对于观察者的取向，可以观察到不同形状和振幅的光变曲线。所考虑的模型的一个重要属性也是依赖的质量吸积率的组件上的轨道周期的阶段。计算结果可用于分析UX Ori星和年轻星的周期活动和长期食。
2011-10-13 astro-ph.SR
Interferometric view into RT Pav's long secondary period. binary vs oscillatory convective modes
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文学与天体物理研究学院）；Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles (ULB)（布鲁塞尔自由大学天文学与天体物理学研究所）；Astronomical Observatory, University of Warsaw（华沙大学天文台）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷语鲁汶大学天体物理研究所）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile（智利圣地亚哥大学物理系）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics and Space Exploration (CIRAS), USACH（智利圣地亚哥大学天体物理与空间探索跨学科研究中心）
RT Pav的长期次级周期研究发现，振荡对流模式比双星更符合观测数据。
2025-12-05 astro-ph.SR
The missing mass conundrum of post-common-envelope planetary nebulae
大多数行星状星云（PNe）显示出美丽的轴对称形态，尽管它们的祖先恒星基本上是球形的。近距离双星伴星提供的角动量被广泛认为是帮助喷射轴对称星云的主要因素，在一个短暂的阶段后，伴星被渐近巨星分支（AGB）恒星的包层（称为共同包层（CE））吞没。AGB的演化会因此突然中断，它的（仍然相当）大质量的外壳完全喷射形成PN，它应该比来自同一颗恒星的PN更大，如果它是单个的。我们通过推导CE后PNe中试样品的电离+分子量并将其与常规PNe样品进行比较来验证这一假设。我们发现CE后PNE的质量实际上平均低于它们的常规对应物，这对我们对这些有趣物体的理解提出了一些疑问。
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Validation of the Frequency Modulation technique applied to the pulsating delta Sct - gamma Dor eclipsing binary star KIC 8569819
KIC 8569819是一颗食双星，有一颗早期的F主星和一颗G副星，偏心轨道为20.85 d。主星是一颗以p模式和g模式脉动的δ Sct -γ Dor星。使用4年的开普勒任务测光数据，我们独立地使用传统的技术与建模代码PHOEBE模型的光变曲线，我们研究的轨道特性，使用新的频率调制（FM）技术。结果表明，这两种方法都能提供等效的轨道周期、偏心率和近星点幅角，从而说明和验证了FM技术。在p模式脉动的振幅谱中，我们还发现了一个与系统中的第三体兼容的FM信号，这是一个围绕主对的861-d轨道上的低质量M矮星。然而，日食没有显示出时间上的变化，这表明FM信号是脉动频率内在变化的结果，因此提供了一个警示故事。我们的分析表明，使用{ \it开普勒}数据的FM技术的潜力，我们讨论的前景，以检测行星和褐矮星的开普勒数据的A和F星，即使在没有过境和没有光谱径向速度曲线。这开启了寻找传统技术无法找到的围绕更热恒星运行的行星的可能性。
2014-10-31 astro-ph.SR
Continuum and molecular emission from the inner regions of the symbiotic system R Aquarii
本研究利用 ALMA 观测 R Aqr 的 H30α、1.3 mm 连续谱及多种分子发射，揭示喷流、物质转移结构及低丰度分子在轨道内区域的受限分布。
2024-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
