The Common Envelope Evolution Outcome. II. Short Orbital Period Hot Subdwarf B Binaries Reveal a Clear Picture
本研究利用7个倾角已知的短轨道周期sdB+WD双星约束CEE物理，得到CE效率参数平均值为0.32，发现其可能是初始质量比的函数，结果可用于双星群体合成模拟。
2023-12-15 astro-ph.SR
Differential Rotation in Convective Envelopes: Constraints from Eclipsing Binaries
随着时间的推移，潮汐使双星系统中恒星的自转周期与轨道周期同步。然而，如果恒星表现出差速自转，那么只有一部分可以以轨道周期自转，所以表面的自转周期可能与轨道周期不匹配。因此，自转周期和轨道周期之间的差异可以用来推断自转差异的程度。我们使用一个简单的参数化的差分旋转的恒星对流信封在圆形轨道上预测的表面旋转周期和轨道周期之间的差异。比较这个参数化观测到的食双星系统，我们发现，在表面对流区的恒星在短周期的双星有很小的径向差异旋转，与$|r\partial_r \ln Ω| < 0.02$。这甚至适用于更长的轨道周期，虽然很难说哪些系统在长周期内是同步的，并且较大的差分旋转与异步旋转退化。
2019-11-11 astro-ph.SR
Two possible circumbinary planets in the eclipsing post-common envelope system NSVS 14256825
我们提出了一个共同的信封后二进制NSVS 14256825，这是由一个sdOB星和一个dM星在一个接近的轨道（P_{orb} = 0.110374天）的日食时间的分析。2010年7月至2012年8月对该系统进行了高速测光。十个新的日食中期时间与文献中所有可用的日食时间一起进行了分析。我们使用线性星历重新查看了（O-C）图，并验证了明确的轨道周期变化。假设这些轨道周期的变化是由光的旅行时间效应引起的，（O-C）图可以用两个环双星的存在来解释，尽管这个解释需要更长的观测基线来充分检验。最佳解的轨道周期P_c ~ 3.5年，P_d ~ 6.9年。相应的投影半长轴为a_ci_c ~ 1.9 AU和a_di_d ~ 2.9 AU。外天体的质量为M_c ~ 2.9 M_{Jupiter}和M_d ~ 8.1 M_{Jupiter}。因此，NSVS 14256825可能是由一颗近距离双星和两颗环双星行星组成，尽管轨道周期的变化仍然有其他解释。
2013-02-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
WD 1856 b: a close giant planet around a white dwarf that could have survived a common-envelope phase
发现一颗巨大的行星候选者围绕着白矮星WD 1856+534运行，轨道周期为1.4 d，提出了行星如何到达目前位置的问题。我们在这里重建系统的进化历史，假设共同的信封演变的主要机制，使行星到目前的位置。我们发现，共同的信封演变可以解释目前的配置，如果它是发起时，主恒星在AGB，分离的行星在开始的质量转移是在1.69-2.35 AU的范围内，如果除了生存的行星的轨道能量，无论是重组能量存储在信封或其他来源的额外能量有助于驱逐信封。我们还讨论了地球的演化之前和之后的共同信封演变。最后，我们发现，如果该系统是通过共同的包络演化形成的，它的总年龄与其银河系薄盘的成员资格是一致的。因此，我们得出结论，共同的信封演变至少是可能的替代形成的情况下，如行星-行星散射或Kozai-Lidov振荡。
2020-11-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Orbital radius during the grazing envelope evolution
我们使用MESA代码的二进制模块来研究演化的二进制系统的演化，我们假设主序星伴侣通过发射喷气机来移除渐近巨星分支（AGB）恒星的包络的外围，并探索这种掠食包络演化（GEE）的特征。我们根据我们的假设，喷气式发动机的第二颗星删除了相当大的一部分郊区的信封的AGB星早期流体动力学模拟。我们发现，在许多情况下，我们研究，但不是在所有情况下，二元系统的经验，而不是进入共同的包络相，在我们的假设下，喷气驱动的质量去除的GEE。为了防止共同包络相，我们假设次级恒星可以在短时间内吸积大量的质量，同时避免快速膨胀，其可行性需要进一步研究。由于我们的简化假设，我们还不能提出GEE的参数空间。虽然将GEE纳入人口合成数值代码需要进一步的研究GEE，我们得出结论，人口合成研究的演化双星的分析应包括GEE。
2018-06-07 astro-ph.SR
Post-common envelope PN, fundamental or irrelevant?
五分之一的行星状星云是从共同的包层双星相互作用中喷射出来的，但开普勒太空望远镜的结果已经显示这个比例更大。它们的性质，如丰度，可能与一般种群的性质完全不同，因此当使用PN作为化学或种群探针时，应单独考虑它们。不幸的是，仅使用它们的形态无法辨别后公共包络PN，但是一旦我们将新的公共包络模拟与PN形成模型结合起来，这种情况就会改变。
2016-12-12 astro-ph.SR
Origin of apparent period variations in eclipsing post-common-envelope binaries
在几个食密双星中发现的视周期变化经常被解释为是由环双星巨行星引起的。这种解释提出了潜在行星的起源问题，这些行星要么形成于原始的环联星盘，与宿主双星一起，并在其演化成紧密双星的过程中幸存下来，要么形成于后共包络环联星盘，并与后共包络双星（PCEB）保持联系。在这里，我们结合了当前的知识行星形成和巨行星周围的原始和演化的双星与紧密紧凑的双星演化理论的统计，旨在获得新的限制可能的形成方案。我们编制了一个全面的列表，观察到的食PCEBs，估计系统的比例显示明显的周期变化，重建的PCEBs的进化历史，并进行二进制人口模型的PCEBs的主要序列的二元祖先。我们回顾了目前可用的限制部分的PCEB祖主机环双星巨行星。我们发现PCEB的祖先不太可能是巨行星的频繁宿主（<~10%），而观察到明显周期变化的PCEB的频率非常高（~90%）。在日食PCEB中测量到的日食时间的变化可能不是由幸存下来的第一代行星引起的。剩下的解释观测到的周期变化的选择是第二代行星形成，或者可能是磁性活跃的二级恒星形状的变化。我们建议对这两种选择进行观察性测试。
2012-11-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of Convection in Determining the Ejection Efficiency of Common Envelope Interactions
一种广泛使用的用于参数化公共包线（CE）的结果的方法涉及定义喷射效率$\barα_{\mathrm{eff}}$，其表示随着轨道衰减用于使包线脱离束缚的轨道能量的分数。在给定$\barα_{\mathrm{eff}}$的情况下，通过了解使主包层与其核心脱离所需的能量，可以预测CE后的轨道分离。不幸的是，对$\barα_{\mathrm{eff}}$设置观测约束是具有挑战性的，因为它需要在公共包络相位开始时了解初级的结构。数值模拟也很难再现CE后的轨道配置，因为它们留下了扩展，但仍然绑定，信封。使用详细的恒星内部配置文件，我们计算$\barα_{\mathrm{eff}}$值的矩阵的主要伴侣的质量对时，主要是在最大程度上在其演变。我们发现，喷射效率是最敏感的表面接触对流区（SCCR）的属性。在这个区域，对流传输的时间尺度通常比轨道衰变的时间尺度短，因此恒星可以有效地辐射轨道能量，从而降低$\barα_{\mathrm{eff}}$。在CE的数值模拟中包括对流可以帮助喷射而不需要额外的能量源，因为在可以利用所需的能量来驱动喷射之前，轨道必须进一步大幅收缩。此外，对流导致在许多情况下预测的CE后轨道周期小于一天，这是一个观测结果，在人口研究中很难重现，其中$\barα_{\mathrm{eff}}$被认为是常数。最后，我们提供了一个简单的方法来计算$\barα_{\mathrm{eff}…
2019-02-26 astro-ph.SR
Merger by Migration at the Final Phase of Common Envelope Evolution
我发现普通包络（CE）能量形式主义（CE α-处方）不足以预测大质量包络中CE演化的最终轨道分离。我发现，当轨道间距减小到CE α-处方预测的最终轨道间距的10倍时，伴星附近没有足够的质量带走它的角动量。核心-次级双星系统必须通过与更远的质量相互作用来摆脱它的角动量。这个双星系统与快速旋转的扁平包层之间的引力相互作用，类似于原行星盘中的行星迁移。巨星的包层对流向外携带能量和角动量。CE α-处方的基本假设，即双星系统的引力能去解开包络，崩溃了。在此基础上，我认为合并是AGB星和包层与次级质量比（M_env/M_2）>~5的红超巨星CE演化的共同结果。我讨论一些其他令人困惑的意见，可能会解释的迁移和合并过程。
2012-05-05 astro-ph.SR
Light Curve Models of Convective Common Envelopes
School of Physics and Astronomy, Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院物理与天文学院）；National Technical Institute for the Deaf, Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院国家聋人技术学院）；Center for Computational Relativity and Gravitation, Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院计算相对论与引力中心）；Astronomy and Physics Department, Lycoming College（莱科明学院天文与物理系）
本文通过计算对流公共包层的光变曲线模型，揭示对流对光变特征的独特影响，并预测鲁宾天文台可探测到约8 Mpc外、每天约0.3个的对流公共包层事件，为检验公共包层物理提供新途径。
2024-06-06 astro-ph.SR
Eclipse timing variations in post-common envelope binaries: Are they a reliable indicator of circumbinary companions?
后共包层双星系统的演化是当物质从主星以一种它的次级伴星无法容纳的速度转移时。一个共同的信封形式，随后喷出，导致系统的二进制周期往往在2和3小时之间。在环双星伴星被预测的地方，仍然不清楚它们是在共同的包层抛射之前还是之后形成的。根据日食时间变化（ETV）的观测，系外行星数据库（例如NASA系外行星档案）通常列出了十几个已确认的环双星行星系统。在这里，我们检查这些系统中的七个，讨论其他可能的原因，并考虑是否，对于这些动态系统，ETV方法是一个可靠的指标行星的同伴。选择的系统是那些我们可以确定精确的日食时间，不受脉动等显着的外来影响，并提供163个新的最小值时间，允许我们测试现有的模型。超过30个环双星模型已经提出了这七个系统，并注意到所有，除了最新的模型纽约维尔仍有待充分测试，失败在一年内准确预测日食时间。在检查替代机制，我们发现，磁效应可能会显着地在两个研究的七个系统。我们的结论是，这些动态系统的结构，极端的温差和小的二元分离，没有完全理解，许多因素可能有助于观察到的ETVs。
2022-06-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of mass-transfer stability on the formation of post-common-envelope binaries
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究利用更新的双星种群合成模型，结合物理动机的质量传递稳定性判据和自洽的包层结合能描述，发现增强的质量传递稳定性是导致观测到的太阳型主序伴星后共有包层双星缺失的额外机制。
2026-07-21 astro-ph.SR
Near-infrared spectra of the inflated post-common envelope brown dwarf NLTT 5306B
NLTT 5306是一颗共包络双星，由一颗白矮星和一颗褐矮星伴星组成，尽管没有填满洛希叶，但已经显示出膨胀和活跃的质量捐赠的证据。褐矮星膨胀的两个机制是磁相互作用和高金属丰度的多云大气。我们提出了中等分辨率（$R\lesssim2000$）$J$带凯克/NIRSPEC观测这个系统。这些相位分辨的数据使我们能够限制棕矮星白天和黑夜侧大气参数之间的差异。我们的白天和夜间有效温度测量结果是一致的，与Casewell等人2021 a的亮度温度测量结果一致。昼面的表面重力较低，可能是由于两个物体之间的物质流动。最后，我们的数据显示出对低金属丰度模型的偏好。这是可以从系统的年龄预期的，但提供了直接的证据，表明高金属含量，多云的棕矮星大气层不是见证膨胀的原因。这些结果加强了磁相互作用导致NLTT 5306 B膨胀的情况。
2022-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterisation of the eclipsing post-common-envelope binary TIC 60040774
主星为白矮星、主序星为主序星的双星可以用来检验我们对单星和双星演化的理解。一小部分这样的系统经历了一个共同的信封阶段，他们从一个相对较短的轨道周期出现。在这里，我们提出了这种日食后的共同信封二进制，TIC 60040774，根据凌日系外行星调查卫星（TESS）提供的光变曲线，多波段测光整理从虚拟天文台，和光谱数据获得的南部非洲大望远镜（SALT）的特征。该系统的轨道周期为$0.404807\pm0.000149$天，由一颗年轻的白矮星和一颗M6.5矮星伴星组成。我们估计初级和次级的质量分别为$0.598\pm0.029$ M $_{\odot}$和$0.107\pm0.020$ M $_{\odot}$，而有效温度分别为$14050\pm360$ K和$2759\pm50$ K。日食的入口和出口的轮廓比从一个简单的几何模型预期的要浅，因此需要更精确的高节奏测光来理解这个系统的性质。鉴于TIC 60040774与GK Vir和NN Ser等系统的相似性，值得跟踪其日食时间以检查一个或多个环双星行星的存在。
2022-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Post-common-envelope planetary nebulae
本文综述了密近双星中心星的行星状星云在研究共包层恒星演化阶段中的作用，总结了双星性对行星状星云形成的重要性及这类星云对共包层阶段和相关天体现象的研究价值。
2024-12-12 astro-ph.SR
Eclipse Timing Modeling of Three Post-Common Envelope Binaries: Hybrid Solutions
我们报告了2018年12月至2022年2月期间在主日食期间对三个后共同包络双星的90个新观测。我们结合最近的主要日食定时观测与以前公布的值搜索亚星环双星组件一致的线性星历的时间变化。我们使用了最小二乘最小拟合算法加权希尔轨道稳定性函数，其次是贝叶斯推断，以确定最适合的轨道参数和相关的不确定性。对于HS2231+2441，我们发现，定时数据是一致的一个恒定的周期，没有证据表明轨道组件。对于HS 0705 +6700，我们发现单组分和双组分溶液至少稳定1000万年。对于HW Vir，我们发现三个和四个组件的解决方案，适合的时间数据相当不错，但在短时间尺度上是不稳定的，因此极不可能。相反，使用贝叶斯轨道稳定性先验计算的解决方案会导致拟合不佳。稳定的解决方案显着偏离合奏定时数据在这两个系统。我们推测，观察到的时间变化，这些系统，很可能是其他sdB双星，可能会导致从一个组合的亚恒星组件扰动和Applegate兰扎机制。
2022-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
PTF1 J085713+331843, a new post common-envelope binary in the orbital period gap of cataclysmic variables
本文报道了帕洛玛瞬变工厂发现的一颗新的食后共包络分离白矮星红矮星双星PTF 1 J 085713 +331843的发现和分析。在多个轨道周期上进行的ULTRACAM多色测光显示了一个具有深平底主食和强烈反射效应的光变曲线。相位分辨光谱显示广泛的巴耳末吸收线从DA白矮星和相位依赖的巴耳末发射线上的红矮星的照射侧起源。DA白矮星的温度是$T_\mathrm{WD} = 25700 \pm 400\,$ K，红矮星的光谱类型是M3-5。结合光变曲线和径向速度变化的模型，得出白矮星质量为$M_\mathrm{WD} = 0.61^{+0.18}_{-0.17}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{WD} = 0.0175^{+0.0012}_{-0.0011}\, \mathrm{R_{\odot}}$，红矮星质量为$M_\mathrm{RD} = 0.19^{+0.10}_{-0.08}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{RD} = 0.24^{+0.04}_{-0.04}\, \mathrm{R_{\odot}}$。该系统要么是一个分离的激变变星，要么是在接近其当前轨道周期的共同包络相出现的。在$\sim70\,$ Myr中，这个系统将成为周期间隙中的灾难性变量。
2017-04-18 astro-ph.SR
The detection of heavy metals in the circumstellar envelopes of post-AGB stars
一种新的类型的特殊性-分裂或不对称的强吸收线，被发现在选定的后AGB星与富C星周信封的光谱。这种效应在其轮廓被分成两个或三个分量的Ball线中是最大的。分裂的吸收线的特定组件被示出形成在一个结构化的拱星信封，这表明一个有效的疏浚过程中产生的重金属到信封的这颗星的前演变。我们怀疑，分裂（或不对称性）的配置文件的最强的激发电位低的低水平，可以与运动学和化学性质的星周环境和其形态的类型。
2015-02-24 astro-ph.SR
Considerations on the Role of Fall-Back Discs in the Final Stages of the Common Envelope Binary Interaction
共同的包络相互作用被认为是所有进化的紧凑双星和合并的大门。流体动力学模拟的共同信封之间的相互作用巨星和他们的同伴被限制在动态的，快速的，在螺旋阶段。他们发现，在这个阶段，巨大的信封被解除，但仍然主要与系统绑定。与此同时，轨道分离大大减少，但在大多数模拟中，它趋于平稳？其值大于观测值。我们证实，在后螺旋阶段，结合的包络气体将返回系统。使用流体动力学模拟，我们生成初始条件，我们的模拟，结果在一个回退盘的总质量和角动量线从帕西等人的模拟量。我们发现，模拟的回退事件有效地减少了轨道分离，但未能解除绑定的气体分离之前再次平稳。我们还发现，更大规模的回退磁盘减少轨道分离更有效，但解绑的效率始终非常低。从这些结果中，我们推断，除非另一个能量源有助于解开包膜（如最近由Nandez等人测试的），所有共同的包络相互作用将导致合并。另一方面，额外的能源本身不太可能有助于减少轨道间隔。最后，我们讨论我们的动态回退事件的背景下，热调节后共同的信封阶段。
2016-06-16 astro-ph.SR
Revisiting Common Envelope Evolution -- A New Semi-Analytic Model for N-body and Population Synthesis Codes
我们提出了一种新的方法来模拟共同的包络演变的二进制和少体系统。我们认为共同的信封inspiral驱动的阻力与幂律依赖于相对距离和速度。轨道运动可以通过直接N体积分或通过求解使用微扰理论导出的轨道要素的微分方程组来解决。我们的形式化模型可以模拟在公共包络内旋的偏心率，它给出了与光滑粒子流体动力学模拟一致的结果。我们应用我们的形式主义，从二进制人口合成模型的共同信封事件，并发现最终的偏心率分布类似于观察到的分布后共同信封二进制。我们的模型可以用于时间分辨的共同包络演化人口合成计算或作为一部分的二元相互作用的直接N体模拟的星团。
2022-08-23 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the deposition of angular momentum by jets in common envelope evolution
我们对红超巨星包层中中子星和黑洞的共同包层演化进行了三维流体动力学模拟，发现在共同包层演化过程中，我们期望的中子星和黑洞的喷流都是向上旋转的.我们发现，当NS/BH发射的喷气机是完全垂直于轨道平面（喷气机与轨道角动量对齐）的喷气机存款角动量的信封是与轨道角动量对齐。当喷流的轴线倾斜于轨道角动量轴线时，喷流沉积到包层上的角动量也是如此。当NS/BH在进入RSG包线时有一个近伴时，这种倾斜喷流可能被发射。我们不允许螺旋进入，只能跟踪三个轨道的演变。第一个轨道模仿CEE的俯冲阶段，当NS/BH快速俯冲时，而第三个轨道模仿螺旋进入非常缓慢时的自我调节阶段。我们发现，喷流沉积显着量的角动量只有在投入阶段。CEE后的核心坍缩超新星爆炸将留下两个NS/BH，束缚或非束缚，其自旋可能与轨道角动量不一致。我们的结果加强了早先的主张，倾斜的三星CEE可能会导致NS/BH-NS/BH双星系统的自旋轨道失调。
2023-01-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the post-common-envelope central star of the planetary nebula NGC 2346
共包络相是（双星）恒星演化中最不为人所知的阶段之一，尽管它在形成从灾变变星到宇宙学上重要的Ia型超新星，甚至是最近发现的产生黑洞合并的引力波等广泛的天体物理现象方面都很重要。行星状星云NGC~2346的中心恒星长期以来一直被认为是已知的最长周期的共包络后系统之一，其公布的周期约为16天，然而，所提供的数据也与约1天的短得多的周期相一致（在已知的共包络后双星样本中，这是一个更典型的周期）。在这里，使用现代高稳定性，高分辨率的光谱仪HERMES，我们最终表明，周期确实是16天，同时也将表面重力修正为亚巨星（而不是主序星）的典型值，从而导致内在光度与最近发表的GAIA视差距离一致。有趣的是，据我们所知，这颗伴星的隐含质量（$\gtrsim$ 3.5 M $_\odot$）使它成为已知的最大的后共包络伴星，同时也表明主星可能是后RGB星。
2018-10-23 astro-ph.SR
Post common envelope binaries from SDSS. XII: The orbital period distribution
目前，共同包络相和磁性恒星风制动的复杂性限制了我们对近距离双星演化的理解。由于它们本质上结构简单，对白矮星加主序星（WDMS）双星的观测星族研究具有检验理论模型和约束其参数的潜力。斯隆数字巡天（SDSS）提供了一个大的和均匀选择的WDMS二进制的样本，我们的特点是在轨道和恒星参数。我们已经获得了385个WDMS双星的径向速度信息，从后续光谱，并为额外的861个系统的SDSS子光谱。径向速度的变化确定191这些WDMS二进制作为后共同包络二进制（PCEBs）。随后测量了58个PCEB的轨道周期，主要是通过时间分辨光谱，使具有轨道参数的SDSS PCEB总数达到79个。通过广泛的蒙特卡罗模拟评价了该PCEB样本固有的观察偏倚。我们发现，21-24%的所有SDSS WDMS二进制经历了共同的信封演变，这是在良好的协议与公布的二进制人口模型和高分辨率HST成像的WDMS二进制未解决的地面。偏差校正后的多氯联苯轨道周期分布范围为1.9 h至4.3 d，在log（Porb）中近似遵循正态分布，峰值在~10.3 h。没有观察证据表明，多氯联苯的大量存在时间在数天至数周之间。SDSS WDMS双星的大而均匀的样本提供了测试二进制人口模型的基本预测的手段，从而在观测上约束所有紧密的紧凑型二进制的演变。
2011-09-29 astro-ph.SR
The post-common-envelope binary nucleus of the planetary nebula IC~4776: Neither an anomalously long orbital period nor a Wolf-Rayet binary
由一颗白矮星和一颗主序星（WDMS）组成的近距离双星的轨道周期分布是对共包络（CE）相互作用的星族综合模型的一个强有力的观测约束。模型通常很难重现少数的后CE WDMS双星，其轨道周期非常长，大于$\sim$ 4 d，尽管最近的研究表明，在更长的周期系统中，复合能量可能有助于CE的有效喷射。行星状星云（PNe）是一个新兴的来源，罕见的长周期后CE双星，可以作为强大的补充约束人口合成模型，以更传统的后CE双星人口。最近有人提出PN IC~4776的中心星的轨道周期暂定为9.0 d，这可能是CE后WDMS双星中观测到的最长周期之一。在这里，我们提出了SALT HRS观测IC~4776，排除了9.0 d的轨道周期，以及先前建议的沃尔夫-拉叶分类的主要。SALT HRS数据确定了3.11 d的轨道周期，并排除了Of和Wolf-Rayet主要光谱类型。假设主星的质量为0.6 $M_\odot$，轨道倾角与星云方向相匹配，我们发现伴星的质量为$0.22\pm0.03$ $M_\odot$，很可能对应于M4 V伴星。IC~4776的轨道周期仍然与CE后PNe的丰度差异因子（ADF）研究结果一致，但来自样本的ADF分布的任何趋势仍然受到选择效应的显著影响。
2019-05-09 astro-ph.SR
Tidal synchronization trapping in stars and planets with convective envelopes
本研究针对偏心系统中简单潮汐模型的预测偏差，发现具有对流包层的恒星和气态行星中潮汐驱动的惯性振荡会形成稳定同步俘获网络，可解释低质量恒星与热木星自转速率偏离伪同步或同步预期的现象。
2024-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Post-common envelope binaries from SDSS-X: The origin of low-mass white dwarfs
本文给出了直接从观测中获得的大量均匀后共包络双星和宽白矮星-主序星双星的第一个白矮星质量分布。这两种分布在统计上是独立的，PCEB显示出一个明确的浓度系统对低质量的分布端，和白矮星的质量分布宽WDMS双星是类似的单白矮星。我们的研究结果提供了证据，大多数低质量（Mwd <0.5 Msun）的白矮星形成于密近双星。
2010-12-14 astro-ph.SR
Common-envelope evolution with an asymptotic giant branch star
共包络相位对于许多二元系统的演化是决定性的。特别令人感兴趣的是渐近巨星分支（AGB）恒星的情况，因为它们被认为是各种天体物理瞬变的祖先。在三维流体动力学模拟中，采用动网格程序AREPO，研究了$1.0\,M_{\odot}$早期AGB星与不同质量伴星的共包络演化。虽然AGB星的恒星包层没有红巨星那么紧密，但我们发现核心双星的轨道能量释放不足以喷射出超过20%的包层质量。然而，膨胀包层中释放的电离能可导致包层完全弹出。由于在我们的模拟中，复合主要在高光学深度下进行，因此这种效应很可能在所考虑的系统中确实起着重要作用。核心双星系统的质量损失效率和最终的轨道分离取决于伴星和主星的质量比。我们的研究结果表明，最终初始轨道分离的比例和这个参数之间的线性关系。
2020-11-02 astro-ph.SR
The post-common-envelope binary central star of the planetary nebula PN G283.7-05.1: A possible post-red-giant-branch planetary nebula central star
我们在行星状星云PN G 283.7 $-$ 05.1中发现并描述了共包层后中心恒星系统。作为POPIPlaN巡天的一部分拍摄的深层图像显示，该星云可能具有类似于其他后共包络行星状星云的双极形态。同时光和径向速度曲线模型显示，新发现的双星系统包括一个高辐射，M型主序星在5.9小时的轨道与热前白矮星。星云的前身质量特别低，约为0.4 M $_\odot$，这使得PN G 283.7 $-$ 05.1成为少数几个候选行星状星云之一，它们是在红巨星分支上的共同包络事件的产物。除了它的低质量，模型的温度，表面重力和光度都被发现是一致的观察到的恒星和星云的光谱，通过比较与模型的大气和光电离建模。然而，星云中心恒星的高温（T $_\mathrm{eff}\sim$ 95 kK）和高光度与后RGB演化轨迹并不一致。
2020-08-07 astro-ph.SR
The WIRED Survey III: An Infrared Excess around the Eclipsing Post-Common Envelope Binary SDSS J030308.35+005443.7
我们提出了一个显着的红外线过剩与食后共同信封二进制SDSSJ 030308.35+005443.7，第一个过剩发现周围的非相互作用的白矮星+主序星M矮星二进制WISE的发现。白矮星+M矮星伴星的光谱能量分布向长方向有3微米的明显过剩。白矮星的T_eff为8940 K，与冷却年龄>2 Gyr相一致，这意味着过量的T_eff可能是由于最近形成的环双星尘埃盘，其物质从双星的潮汐截断半径1.96 Rsun延伸到<0.8 AU，总质量约为10^20 g。我们还构建了WISE和后续的地面近红外线曲线的系统，并发现在K波段的变化，似乎是在可见光中观察到的椭球变化的相位。尘埃的存在可能是由于a）被看不见的行星系统扰动的小岩石体的破坏所产生的物质，或者b）从伴星的风中凝结的尘埃。这个系统的高倾角和尘埃的存在，使它成为M矮星凌日观测和长期光度监测的有吸引力的目标。
2012-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey -- VIII: a post common envelope binary with a massive white dwarf and an active G-type secondary star
白矮星双星路径巡天致力于研究包含一颗白矮星和一颗光谱类型为A、F、G或K（WD+AFGK）的中等质量二级恒星的双星的起源和演化。CPD-65，264是一颗新的后共包络双星，轨道周期为1.37，天，包含一颗大质量白矮星（$ 0.86\pm 0.06\,\mathrm{M}_{\odot}$）和一颗中等质量主序星（$1.00\pm0.05\,\mathrm{M}_{\odot}$）。我们用高分辨率光学光谱学描述了第二颗恒星的特征，并测量了轨道周期。白矮星的参数由HST光谱测定。此外，TESS观测显示，次级恒星表面高达19%的面积被星点覆盖。在光变曲线中发现的小周期变化表明，这颗二级星是后共包络双星中第二颗G型二级星，具有纬向差异自转。考虑到白矮星相对较大的质量和较短的轨道周期，未来的质量转移将是动态和热稳定的，系统将演变成一个灾难性的变量。系统的形成可以被理解为假设共同的包络演化，除了轨道能量之外，没有来自能量源的贡献。CPD-651，264是第七个具有中等质量秒数的后共包络双星，可以理解为假设在共包络能量方程中有小的效率，与具有M矮星或亚恒星伴星的后共包络双星的发现一致。
2022-09-30 astro-ph.SR
Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis
围绕共包络线后双星运行的行星提供了有关行星形成和演化的基本信息。我们在NN Ser ab中寻找这样的行星，NN Ser ab是一个日食短周期双星，显示了长期的日食时间变化。使用出版的，重新分析，和新的中期日食时间的NN Ser AB之间获得1988年和2010年，我们发现极好的协议与光旅行时间的影响，由两个额外的机构叠加在线性星历的二进制。我们的多参数拟合伴随着N体模拟产生最佳拟合的对象NN Ser（ab）c和d锁定在一个2：1的平均运动共振，与轨道周期Pc =15.5 yrs和Pd =7.7 yrs，质量M_csin i_c = 6.9 M_Jup和M_dsin i_d = 2.2 M_Jup，和偏心率e_c=0和e_d=0.20。第二个chi**2最小值对应于周期比为5：2的替代解决方案。我们估计这颗双星的前身是一颗太阳质量约为2 M的A星和一颗轨道间距约为1.5 AU的M矮星。两颗行星在共同包层阶段的生存创造了现在的白矮星，这需要在引力和它们在膨胀包层中所经历的阻力之间进行微调。另一种选择是在这一阶段结束时创建的环双星盘中的第二代起源。在这种情况下，行星将非常年轻，年龄不超过白矮星的冷却年龄10**6年。
2010-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The orbital period of V458 Vulpeculae, a post double common-envelope nova
我们目前的时间分辨光谱V458 Vulpeculae（新星Vul 2007年第1号）分布在15个月的时间从301天后发现。我们的数据揭示了HeII λ5412和HeII λ4686发射线的径向速度变化。对径向速度曲线的周期分析得出的周期为98.09647 \pm 0.00025 min（0.06812255 \pm 0.0000017 d），我们认为这与双星系统的轨道周期一致。因此V458 Vul是已知周期最短的行星状星云中央双星。我们探讨的可能性，该系统是由一个相对大质量的白矮星（M1 \gsim 1.0 Msun）吸积物质的后渐近巨型分支恒星产生的行星状星云观察。在这种情况下，中央双星系统因此经历了两个共同的包络事件。结合以前的光电离模拟的星云光谱，后渐近的巨大分支的演化轨道和轨道周期有利于质量M2 \sim 0.6 Msun的捐助者明星。因此，该系统的总质量可能会超过克拉塞卡质量，这使得V458 Vul成为Ia型超新星的候选祖先。
2010-06-05 astro-ph.SR
Spin-orbit misalignment from triple-star common envelope evolution
我研究了一个三星共同信封演变（CEE）的紧密的二进制系统，是螺旋在一个巨大的信封内，并推出喷气机，旋转了信封与角动量分量垂直的轨道角动量的三星系统。当紧双星系统的轨道面与三星系统的轨道面相互倾斜时，喷流不沿三星轨道角动量方向运动。紧联星的合并也使包层自旋方向倾斜。如果这颗巨星是一颗红超巨星（RSG），后来坍缩形成一个黑洞（BH），BH的最终自旋与轨道角动量不一致。因此，中子星（NS）或BH紧密双星彼此或与RSG包络内的一颗主序星（MSS）的CEE，其中喷流为共同的包络喷流超新星（CEJSN）事件提供动力，可能以NS/BH-NS/BH紧密双星系统的自旋轨道不对准结束。这样的双星在以后可以合并成为引力波源。我列出了五个可能导致NS/BH-NS/BH双星系统自旋轨道不对准的三星场景，其中两个预测两个自旋彼此平行。在一个渐近巨星分支恒星内部的两个MSS紧密双星系统的情况下，结果是一个额外的非球形组成部分的质量损失与混乱的行星状星云的形成。
2021-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is the common envelope ejection efficiency a function of the binary parameters?
我们重建了当前观测到的白矮星-主序星后共包络双星（PCEBs）的共包络（CE）相位。我们应用多元回归分析，以调查是否存在相关性之间的CE喷射效率，α_CE，推断从样品，和二进制参数：白矮星质量，二次质量，轨道周期在点CE开始，或轨道周期后立即CE阶段。我们这样做的时候，有没有考虑到原始巨星包层的内能。我们的配合应该铺平了第一步的观测动机的配方计算alpha_CE使用的二进制参数在CE阶段的开始，这将是有用的人口合成计算或模型的紧凑的二进制进化。如果我们确实考虑到巨星包层的内能，我们会发现α CE和白矮星质量之间存在统计上显著的相关性。如果我们不这样做，则在CE阶段开始的点处，在alpha_CE和轨道周期之间发现相关性。此外，如果考虑到原始包层的内能，则CE喷射效率在规范范围0<α_CE<=1内，尽管具有棕矮星次级包层的PCEB仍然需要α_CE>=1。
2011-09-21 astro-ph.SR
Envelope Ejection and the Transition to Homologous Expansion in Common-Envelope Events
本文通过三维流体模拟研究红巨星—主序星共同包层事件，证明包层可由轨道能量完全抛射，并在约550 d后进入同源膨胀阶段。
2023-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wobbling jets in common envelope evolution
本文研究红超巨星共有包层演化中包层对流运动为伴星吸积物质提供随机角动量，导致喷流摇摆，影响喷流突破并塑造星云形态。
2023-08-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Catalogue of Potential Post Common Envelope Binaries
我们提出了一个目录，包含839个候选职位共同信封系统。共同包层演化在恒星天体物理学中非常重要，特别是在非常紧凑和短周期的双星中，包括激变变星，例如Ia型超新星或黑洞合并和/或中子星的祖先。与此同时，这是一个几乎不为人所知的二元进化过程。由于局限性，因为部分补救，直接模拟，早期的研究主要集中在提供分析处方的结果，共同的信封演变。近年来，详细的流体动力学计算产生了更深入的了解以前难以捉摸的过程中的信封弹射。然而，对于二元进化中这个相对短暂的阶段，观察和理论之间的直接联系还没有出现。因此，从观测中获得的主要洞察力必须来自可能经历过共同包络的系统的当前状态。在这里，我们提出了一个广泛的目录，这样的意见，发现在文献中。本文的目的是提供一组可靠的数据，从观测中获得，用于共同包络演变的理论建模。在这个星表中，前共包层施主星通常被观测为白矮星或热的亚矮星。本目录包括可获得的周期和质量估计。有些双星是边界线的情况下，允许一个共同的信封形成和其他质量转移过程之间的过渡的调查。
2021-07-12 astro-ph.SR
The post-common-envelope binary central star of the planetary nebula Ou 5: a doubly-eclipsing post-red-giant-branch system
本文详细地研究了行星状星云Ou~5的共包络后中心双星的恒星参数和轨道参数。低分辨率光谱在主日食-据我们所知的第一个孤立的光谱的同伴后共同的信封行星状星云中央恒星-进行了比较，目录光谱，表明伴星是一个晚K-或早期M-型矮星。然后利用多波段测光和时间分辨径向速度测量的同步建模，独立确定两颗恒星的参数以及轨道周期和倾角。模型显示，伴星的质量较低（$\sim$ 0.25~M $_\odot$），半径比预期的大得多。此外，星云祖星的有效温度和表面重力，由建模得出，不在于单星后AGB的演变轨迹，而更符合后RGB的演变。然而，准确确定组件质量是具有挑战性的。这主要是由于热主星照射伴星的大气层所产生的谱线轨迹的不确定性（用于推导伴星的径向速度），以及主星径向速度的缺乏。
2021-12-17 astro-ph.SR
Post-AGB discs from common-envelope evolution
后渐近巨星分支（post-AGB）星都是双星。许多这类双星的轨道周期在100到1000天之间，因此无法避免AGB星和它的伴星之间的质量转移，可能是通过共同的包络型相互作用。我们报告的初步结果，我们的项目模型circumbinary光盘周围的后AGB星使用我们的二进制人口合成代码binary_c。我们结合了一个简单的分析薄光盘模型与二进制恒星演化，以估计光盘上的二进制的影响，反之亦然，足够快，我们可以模拟恒星星族，从而探索相当不确定的参数空间与光盘的形成。我们发现，提供的光盘形式具有足够的质量和角动量，并有一个内边缘，是相对接近的二进制，他们既可以延长他们的父母后AGB星的寿命和泵的偏心率的轨道的内部双星。
2018-09-24 astro-ph.SR
The post-common-envelope, binary central star of the planetary nebula Hen 2-11
我们提出了一个详细的测光研究的中心恒星系统的行星状星云母鸡2-11，选择研究，因为它的低电离细丝和双极形态-性状已密切相关的中心恒星双星。用NTT-EFOSC 2进行的光度监测揭示了一个周期为0.609 d的高辐照、双食、后共包络系统。光变曲线的模拟显示，星云的前身是非常热的，而系统中的次级星云可能是一颗K型主序星。星云的化学成分分析表明，亨2-11是一个中等激发的非I型星云。一个简单的光电离模型的构造确定丰度比的C/O和N/O，这将是一致的共同信封缩短AGB的星云祖星的演变。在Hen 2-11的中心探测到一个后共包络双星系统，进一步加强了双星后代与具有低电离细丝图案的轴对称行星状星云形成之间的联系，清楚地表明它们可用作中央恒星双星的形态指标。
2014-01-07 astro-ph.SR
An AMR Study of the Common Envelope Phase of Binary Evolution
用高分辨率方法在三维空间中研究了由1.05Msun红巨星和0.6Msun伴星组成的低质量双星的共包络相的流体动力学演化。在快速螺旋阶段，伴星与红巨星扩展的大气层的相互作用导致大约25%的公共包层从系统中喷出，在模拟结束时质量继续以约2 Msun/yr的速度损失。在这个过程中，角动量和能量的损失使轨道间隔减少了7倍。在这个螺旋阶段之后，轨道的偏心率随时间迅速减小。在演化过程中，引力阻力始终占主导地位，常用的Bondi-Hoyle-Lyttleton公式估计伴星的吸积率明显高估了真实的吸积率。在与轨道分离相当的尺度上，两个核心附近的轨道平面内的气体流动是亚音速的，气体几乎与红巨星核心共转，并围绕红巨星伴星循环。在更大的尺度上，90%的外流包含在轨道平面的30度范围内，这种材料中的螺旋激波会在密度和速度结构上留下印记。在内核螺旋释放的能量中，只有大约25%用于弹射外壳。
2012-01-16 astro-ph.SR
Post-common envelope binary stars: Radiative Levitation and Blue Large- Amplitude Pulsators
在最近发现一类新的脉动星--蓝色大振幅变星（BLAPs）之后，对太阳质量为0.3和0.46的后共包络（CE）抛射星的演化模型进行了脉动稳定性分析。这些模型随后分别演化为低质量的氦白矮星和核心燃烧氦的极端水平分支恒星。我们调查的原子扩散，特别是辐射悬浮，对模型的脉动行为的影响。我们发现，当模型具有与BLAPs相当的有效温度时，包含辐射悬浮允许重金属的充分增强，以产生与BLAPs中观察到的周期类似的不透明度驱动的基模脉动。
2018-11-27 astro-ph.SR
The effect of common-envelope evolution on the visible population of post-common-envelope binaries
上下文双星演化的一个重要组成部分是共同包络（CE）阶段。虽然这个阶段被认为是形成许多密近双星的原因，但这个过程还没有得到很好的理解。目标。我们调查的人口后共同包络二进制（PCEB）的特点。由于这些双星及其恒星成分的演化相对简单，因此可以直接用星族数来约束CE演化。方法.我们使用二进制人口合成代码SeBa来模拟银河系中PCEB的当前人口。我们将选择效应纳入我们的模型中，该模型是一般PCEB人群所固有的，并且是SDSS调查所特有的，这使得合成和观察到的可见PCEB人群之间的首次直接比较成为可能。结果我们发现，选择效应不起显着的作用，可见PCEBs的周期分布。为了解释观测到的长周期系统的缺乏，主演化通道的α-CE效率必须很低。在主通道中，CE是由红巨星引发的，因为它以动态不稳定的方式填充其洛希瓣。其他进化路径不能受到更多的限制。此外，我们的模型再现了观测到的空间密度，可见PCEBs之间的比例白矮星（WD）-主序星（MS）的双星，WD质量与MS质量分布，但高估了与WD氦同伴的PCEBs的比例。
2013-09-02 astro-ph.SR
Formation of long-period post-common-envelope binaries I. No extra energy is needed to explain oxygen-neon white dwarfs paired with AFGK-type main-sequence stars
本研究通过BSE代码模拟发现，无需额外能量，仅靠低效共包层演化即可解释氧氖白矮星与AFGK型主序星组成的长周期CE后双星的形成。
2024-03-18 astro-ph.SR
The planetary nebula IC 4776 and its post-common-envelope binary central star
我们提出了一个详细的分析IC 4776，行星状星云显示的形态被认为是典型的中央恒星双星。星云被显示为包括一个紧凑的沙漏形的中心区域和一对旋进的喷流状结构。其中心恒星的时间分辨光谱揭示了与双星系统一致的周期性径向速度变化。虽然数据不足以准确确定双星的参数，但最有可能的解决方案表明，次级恒星可能是一颗低质量的主序星。对IC 4776中化学丰度的经验分析表明，共同包络相可能缩短了祖先的AGB进化。从重组线计算的丰度被发现是不一致的约两个相对于那些使用碰撞激发线计算的因素，这表明低丰度差异因素和中期后共同信封中心星和/或沃尔夫-拉叶中心星之间可能存在相关性。在IC 4776的中心恒星中检测到与双星相关的径向速度变化，可能表明有大量的（中间周期）后共包络双星中心恒星，这是经典光度监测技术无法检测到的。
2017-07-05 astro-ph.SR
ALMA view of the circumstellar environment of the post-common-envelope-evolution binary system HD101584
研究了由一颗后AGB星和一颗低质量伴星组成的双星HD 101584的星周演化，该双星很可能是一个后共轨演化系统。我们使用ALMA观测的12 CO，13 CO，和C18 O J=2-1线和1.3毫米的连续，以确定形态，运动学，质量和能量的拱星环境。星周介质有一个双极沙漏结构，几乎可以看到极点，由一个高能喷流形成，约150公里/秒。我们推测，拱星的形态是有关的事件，发生在大约500年前，可能是一个捕获事件的同伴螺旋在AGB星。然而，加速气体的动能超过了释放的轨道能量，并且考虑到该过程的预期能量转移效率，观察到的现象与当前的共同包络情景不匹配。这表明，另一个过程必须加强，甚至主导，喷射过程。大量的物质存在于一个未解析的区域，大概是在双星系统的赤道面。
2015-03-30 astro-ph.SR
Post-common-envelope binaries from SDSS. IX: Constraining the common-envelope efficiency
重构后共包络二进制（PCEBs）的演化可以约束当前共包络（CE）演化的规定。分析一个新的PCEBs样本，我们推导出在该领域的紧密紧凑的二进制形成，即CE效率α的最重要的参数之一的约束。重建后CE的演变和适合恒星演化计算的基础上，以及CE演化的参数化能量方程，结合现实的近似的结合能参数λ，我们确定可能的演化历史所观察到的PCEBs。我们还重建CE演化取代经典的能量方程与缩放角动量方程，并比较与两种算法得到的结果。我们发现，我们的样本中的所有PCEB可以重建的能量方程，如果内能的包络。尽管大多数单独的系统都有针对大范围α值的解决方案，但只有当α =0.2-0.3时，我们才能找到样本中所有PCEB的同时解决方案。如果我们将alpha调整到这个值范围，角动量参数gamma的值会在一个小的值范围内聚集。相比之下，如果我们将gamma固定为一个小范围的值，使我们能够重建所有系统，那么alpha的可能值范围对于单个系统来说仍然很宽。经典的参数化能量方程似乎是一个适当的处方CE演变和原来的约束CE演变的结果比替代角动量方程。如果存在CE效率的普适值，则其应在α =0.2-0.3的范围内。我们没有发现任何迹象表明α依赖于二级恒星的质量或最终的轨道周期。
2010-07-30 astro-ph.SR
Detection of heavy-metal lines in the spectrum of the circumstellar envelope of a post-AGB star
在6米望远镜BTA上以R=60000的光谱分辨率获得的后AGB星V354 Lac的光谱中，首次发现了低激发势$χ<$ 1 eV的最强吸收线的分裂。对运动学的分析表明，分裂线的短波长成分起源于恒星厚厚的气体尘埃包层。在计算化学成分时，忽略强谱线的分裂会导致高估恒星大气中的s过程元素（Ba，La，Ce，Nd）。强吸收线的轮廓已被发现是可变的。现有的径向速度数据表明，在15年的观测中，V354 Lac的大气和星周包络中的速度场没有任何趋势。
2009-06-05 astro-ph.GA 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
A Not-So-Compact Companion: Massive, Oversize White Dwarf in a Post-Common Envelope Eclipsing Binary
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Vanderbilt University（范德堡大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Radboud University（拉德堡德大学）
研究发现一个质量大、体积大的白矮星在后共同包层食双星中的存在，揭示了可能的共同形成路径和共同包层演化过程。
2026-01-22 astro-ph.SR
The eclipsing post-common envelope binary CSS21055: a white dwarf with a probable brown-dwarf companion
我们报告的食近双星CSS 21055（SDSS J141126+200911）的光度观测，强烈建议，同伴的碳氧白矮星是一个棕矮星与质量之间的0.030和0.074 Msun。测得的轨道周期为121.73分，全食持续125秒。如果得到证实，CSS21055将是第一个脱离的食WD+BD双星。日食中的光谱学可以提供有关伴星演化状态和大气结构的信息。
2013-12-18 astro-ph.SR
Speaking with one voice: simulations and observations discuss the common envelope $α$ parameter
我们提出了一个比较研究的结果之间的最流体动力学模拟的共同信封二进制相互作用的日期和后共同信封二进制的观测。我们的目标是评估这个数据集是否表明存在一个公式，该公式可以预测后共同信封系统的最终分离作为前共同信封参数的函数。我们的一些结论并不令人惊讶，而另一些则更为微妙。我们发现：（一）从共同的包络模拟得出的最终轨道分离值必须在这个时候被认为是上限。包括复合能的模拟似乎没有系统性的不同最终分离;这些和其他模拟暗示了$α_{\rm CE} < 0.6-1.0$。至少有一个模拟，{适用于双退化系统}，意味着$α_{\rm CE} < 0.2$。(ii)尽管重建误差较大，但后RGB观测重建参数与一些模拟一致。相反，AGB后的观测结果表现为$α_{\rm CE}$的值系统性降低。由于缺乏对低质量AGB恒星的共同包络模拟，我们无法深入了解为什么会出现这种情况。(iii)与中等质量巨星共同包层中存活的最小质量伴星是0.05-0.1~ \ms。(iv)观测到的双星的分离度大于$\sim$ 10~ \rs，倾向于具有高的$M_2/M_1$质量比，并且可能会经历一个相对较长的不稳定洛希瓣质量转移阶段，然后是一个减弱的共同包络（或根本没有共同包络）。(v)空间分辨率和软化长度对模拟结果的影响仍然很难量化。
2019-09-27 astro-ph.SR
Post-common-envelope Wolf-Rayet central stars of planetary nebulae
目前已知有近50颗行星状星云的后共包层近距离双星。大多数包含主序星或白矮星（WD）伴星，它们绕WD主序星公转约0.1-1.0天。只有PN~G222.8-04.2和NGC~5189有CE后的CSPNe，有一颗沃尔夫-拉叶主星（记为[WR]），是大质量沃尔夫-拉叶星的低质量类似物。目前尚不清楚缺氢[WR] CSPNe是如何形成的，尽管它们相对常见，出现在100多个PNe中。后CE [WR] CSPNe的发现和表征对于确定提出的双星形成方案是否可行来解释这类神秘的恒星至关重要。仅后CE [WR]双星的存在就表明双星合并不一定是形成[WR]恒星的途径。在这里，我们概述了[WR] CSPNe的径向速度监测计划寻找新双星的初步结果。我们讨论了调查的动机和相关的强选择效应。对PN~ G 222.8 -04.2和NGC~5189确定的质量函数，以及其他[WR] CSPNe的文献光度变化数据，表明在尚未发现的CE后[WR] CSPNe中，大多数将在比典型的CE后CSPNe更宽的轨道上拥有WD或亚矮星O/B型伴星（几天或几个月c.f.不到一天）。
2015-07-28 astro-ph.SR
Counteracting Tidal Circularization with the Grazing Envelope Evolution
我们表明，大幅增强的质量损失在近星点通道，预计在掠食包络演化（GEE），可以补偿循环效应的潮汐相互作用组成的渐近巨星分支（AGB）星和主序星的双星系统。通过数值积分的运动方程，我们表明，在我们的假设下，该二进制系统可以保持其高偏心率的AGB星向后AGB阶段的演变。我们的结果可以解释一些后AGB中间双星（后AGBIBs）的高偏心率，即，轨道周期在几个月到几年之间的卫星。在GEE的框架中，维持高质量损失率的额外能量来自于巨大包层的质量吸积或其缓慢的风到更紧凑的二级恒星上。第二颗恒星通过从吸积盘发射喷流，为AGB外层的外流提供能量。
2018-08-07 astro-ph.SR
