Kepler observations of the beaming binary KPD 1946+4340
开普勒任务获得了KPD 1946+4340的33.5d连续一分钟测光，这是一个短周期双星系统，由sdB和白矮星组成。在光变曲线中，可以清楚地看到日食，最深的日食发生在致密的白矮星穿过sdB的圆盘时（0.4%），而较浅的日食发生在sdB日食白矮星时（0.1%）。正如预期的那样，sdB被白矮星的引力场变形，产生光变曲线的椭球调制。令人惊讶的是，一个非常强大的多普勒波束（又名多普勒增强）的效果也明显在0.1%的水平。这源于sdB的轨道速度，我们从支持光谱学中测量到它是164.0 \pm 1.9 km/s。我们提出的光变曲线模型，占所有这些影响，以及引力透镜。我们推导出系统参数和不确定性的光变曲线使用马尔可夫链蒙特卡罗模拟。采用理论白矮星质量-半径关系，亚矮星的质量为0.47 \pm 0.03兆太阳，白矮星的质量为0.59 \pm 0.02兆太阳。白矮星的有效温度为15 900 \pm 300 K。光谱有效温度Teff = 34 730 \pm 250 K，表面重力log g = 5.43 \pm 0.04，sdB处于壳层He燃烧阶段。开普勒光变曲线中的多普勒波束的检测可能允许人们在不需要光谱数据的情况下测量径向速度。第一次，一个光度观察到的多普勒波束振幅相比，光谱建立的值。由测光仪168 \pm 4 km/s导出的sdB径向速度幅值与光谱值完全一致。在减去轨道效应的最佳模型后，我们搜索了…
2010-10-13 astro-ph.SR
Sun flux variation due to the effects of orbiting planets. Case of study of a non-compact planetary system
我们研究了太阳系行星的相位曲线，太阳系被认为是一个非紧凑的行星系统。我们专注于建模的光变曲线的小变化，基于三个测光效果：反射，椭球和多普勒波束。这些光度变化的理论预测提出，如果一个假设的外部观察者将测量它们。与多行星系统的类似研究相比，太阳系中每颗行星的物理和几何参数都是众所周知的。因此，我们可以准确地评估数学关系，形状的行星光变曲线的外部虚拟观察者。我们的结果表明，在所有的行星的研究椭球效应是非常弱的，而多普勒波束效应一般占主导地位。事实上，后一种效应似乎被证实是行星光变曲线变化的主要原因。在水星或金星上，多普勒波束和反射效应具有相似的振幅，这种肯定不能确定。获得的太阳系行星的相位曲线显示了以前没有提出过的有趣的新特征，因此这里提出的结果与它们在其他非紧凑系统中的应用有关，因为它们使我们能够了解在它们的光变曲线中预期会发现什么。
2018-05-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Beam Balance -- Measuring Binary Systems via Relativistic Beaming Signals from Stars and their Companions
在本文中，我表明，相对论光束的概念-的过程中，由一个快速移动的源发出的光被透镜朝向运动的方向-可以很容易地扩展到模拟从恒星和任何二级同伴的信号。大多数伴星的温度和质量都比它们的主星低。它们较低的质量导致更快的轨道速度，因此可能产生更大的光束效应。较低的温度将意味着它们的大部分光以较长的波长发射，其中原色的相对光度优势降低。因此，对于某些系统，次级伴星可能是观测到的长波长相对论性光束信号的主要贡献者。此外，如果在一个波长范围内观测系统，我们可以独立地约束伴星的温度，以及双星的质量和半径比。最后，我讨论了这个信号的当前和未来的观测前景，使用已知系外行星的属性来表明这样的信号可能是通过即将到来的调查观察到的。
2019-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
On using the beaming effect to measure spin-orbit alignment in stellar binaries with Sun-like components
光束效应（又名多普勒增强）会导致观测到的发光物体的通量发生变化，这是由于观测到的径向速度变化。本文描述了双星系统在食时由聚束效应引起的光度信号，其中的恒星成分是晚型类太阳恒星。这个信号的形状对被食恒星的自转轴和轨道角动量轴之间的角度很敏感，因此可以进行测量。我们表明，在日食期间，实际上有两个效果，叠加在已知的日食光变曲线。一种效应是由食星的旋转产生的，是光谱罗斯特-麦克劳克林效应的光度模拟，因此它包含了关于天空投射的自旋轨道角的信息。另一种效应是由日食期间两颗恒星发出的信号之间的不同加权差产生的。我们给出了近似的解析表达式的振幅的两种效果，并提出了一个数值模拟，我们显示的光变曲线的两种效果为不同的轨道取向，低质量比恒星食双星系统。我们表明，虽然整体信号很小，它可以检测到在主日食时，使用开普勒长Cadence数据的明亮系统积累了整个任务寿命。
2011-08-25 astro-ph.SR
A transiting M-dwarf showing beaming effect in the field of Ruprecht 147
我们报告了一颗食M5 V矮星的发现和特征，它绕着一颗稍微演化的F7 V主序星运行。与文献中先前的说法相反，我们确认该系统不属于银河系疏散星团Ruprecht 147。我们确定其基本参数结合K2时间序列数据与光谱观测从麦当劳天文台，FIES@NOT，和HIRES@KECK。来自K2任务的非常精确的测光数据使我们能够测量由光束效应（相对论多普勒增强），椭球变化，反射和二次日食引起的变化。我们确定的径向速度使用光谱观测，并比较它的径向速度确定从测光数据中观察到的光束效应。M5 V恒星的半径为$0.200 \substack{+0.007 \\ -0.008}$ $R_{\odot}$，质量为$0.187 \substack{+0.012 \\ -0.013}$ $M_{\odot}$。主星的半径为$1.518 \substack{+0.038 \\ -0.049}$ $R_{\odot}$，质量为$1.008 \substack{+0.081 \\ -0.097}$ $M_{\odot}$。轨道周期为$ 5.441995 \pm 0.000007$天。该系统是少数几个具有观测到的聚束效应和光谱径向速度测量的食系统之一，它可以用作聚束效应建模的测试案例。目前和即将到来的空间任务，如TESS和PLATO，可能会受益于分析光束效应，以估计过境同伴的质量，而不需要径向速度跟踪观测，只要影响这种方…
2018-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Three ways to solve the orbit of KIC11558725: a 10 day beaming sdB+WD binary with a pulsating subdwarf
最近发现的亚矮星B（sdB）变星KIC 11558725具有丰富的g模频谱，在短周期内有一些低振幅的p模，是一个有希望的地震研究目标，旨在限制这颗恒星和一般sdB恒星的内部结构。我们已经获得了基于地面的光谱巴耳末线径向速度测量KIC 11558725，跨越2010年和2011年的观测季节。根据这些数据，我们发现KIC 11558725是一个周期P=10.05 d的双星，sdB星的径向速度振幅为58 km/s。因此sdB星的伴星最小质量为0.63 M \odot，因此很可能是一颗看不见的白矮星。我们分析了近连续的2010-2011年开普勒光变曲线，以揭示238 ppm水平的轨道多普勒光束变化，这与观测到的亚矮星光谱轨道径向速度振幅一致。我们使用最强的70个脉动频率的开普勒光变曲线的亚矮星作为时钟，以获得第三个一致的测量轨道径向速度振幅，从轨道光旅行延迟。我们使用我们的高信噪比的平均光谱研究sdB星的大气参数，推导出Teff = 27 910 K和log g = 5.41 dex，并发现碳，氮和氧相对于太阳的混合物是不足的。此外，我们从开普勒光变曲线中提取了160多个重要的频率。我们调查预期的周期间距和旋转分裂的脉动频率。我们发现周期间隔序列的球谐度\ell =1和\ell =2，我们与大部分的g-模式在KIC 11558725与这些序列。从频率分裂，我们得出结论，亚矮星是次同步旋转的…
2012-06-18 astro-ph.SR
Doppler imaging of the double-lined active binary V824 Ara
我们引入了一个迭代的频谱解缠技术结合多普勒成像，以恢复表面温度图的两个组件的双线活动的二元系统。我们的方法提供了一个机会，以分离光谱的活性成分，同时最大限度地减少不必要的干扰，从其他组件的给定的线轮廓。用双线RS CVn型双星V824 Ara的实际数据验证了该方法的有效性。由此产生的多普勒图像揭示了极地地区的冷点以及两颗恒星的低纬度特征。此外，两个组件都有热点，它们彼此面对。这可能表明恒星磁场之间的相互联系。
2013-10-15 astro-ph.SR
KIC7668647: a 14 day beaming sdB+WD binary with a pulsating subdwarf
最近发现的次矮星B（sdB）脉动星KIC 7668647是开普勒视场中发现的18颗脉动sdB星之一。它具有丰富的g-模式频谱，在短周期内有几个低振幅的p-模式。我们使用新的地面低分辨率光谱，和近连续的2.88年开普勒光变曲线，揭示KIC 7668647由一个亚矮星B星与一个看不见的白矮星伴星组成，轨道周期为14.2d。径向速度振幅为39 km/s的轨道是由光谱、开普勒在163 ppm观测到的轨道多普勒波束，以及通过开普勒光变曲线中观测到的许多脉动的定时测量轨道光旅行延迟27确定的。这颗白矮星的最小质量为0.40太阳质量。我们使用我们的高信噪比的平均光谱研究的sdB星的大气参数，发现氮和铁的丰度接近太阳的值，而氦，碳，氧和硅是相对于太阳的混合物不足。我们使用完整的开普勒Q 06-Q17光变曲线提取132个显著的脉动频率。周期间隔关系和多重分裂使我们能够确定大多数模式的模态度L。使用g-模多重分裂，我们约束的内部旋转周期在包络线的基础上，46- 48天作为第一个地震结果，这颗星。少数的p模分裂可能指向恒星包层中稍长的旋转周期。从模式可见度考虑，我们得出KIC 7668647中sdB旋转轴的倾斜度必须约为60度。此外，我们还发现了一些3 <= L <= 8的多重态的有力证据，这是开普勒在sdB星观测中的另一个新颖之处。
2014-09-08 astro-ph.SR
Surface Brightness Variation of the Contact Binary SW Lac: Clues From Doppler Imaging
在这项研究中，我们提出了初步的光变曲线分析的接触二进制SW Lac，使用B，V光变曲线的系统跨越2年（2009 - 2010年）。在现场建模过程中，我们使用的信息来自多普勒地图的系统，这是使用高分辨率和相位相关的光谱在2.1米奥托斯特鲁夫望远镜的麦克唐纳天文台，在2009年。结果表明，由光变曲线分析得到的光斑模型与多普勒图基本一致，但要得到更好、更可靠的光斑模型，需要采用非圆光斑建模技术。
2012-02-21 astro-ph.SR
Anomaly Detection for GONG Doppler Imagery Using a Binary Classification Neural Network
本文针对NISP背面地震图的质量保证问题，提出一种二分类卷积神经网络，用于自动筛选GONG站点图像是否应纳入背面处理流程，从而高效提升最终地图质量。
2024-02-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Rotation--differential rotation relationships for late-type single and binary stars from Doppler imaging
从我们的样本的斑点晚型星显示表面差异旋转，我们发现，旋转周期和表面剪切系数$α=ΔΩ/Ω_{\rm eq}$之间的关系是显着不同的单星相比，成员在紧密的双星。单颗恒星遵循一个总的趋势，即$α$随自转周期的增加而增加。然而，在密近双星系统中，恒星的差旋对自转的依赖性要弱得多，如果有的话，这表明在这样的系统中，潮汐力是差旋的控制机制。
2017-09-27 astro-ph.SR
The first Doppler imaging of the active binary prototype RS Canum Venaticorum
我们展示了原型活动双星RS CVn的第一张多普勒图像，这些图像来自2004年，2016年和2017年使用三个不同望远镜和观测站点观测到的高分辨率光谱。我们应用最小二乘反卷积技术，所有观测到的光谱，以获得高信号噪声线的轮廓，这是用来推导出的表面图像的活性K型组件。我们的图像显示K星上有一个复杂的斑点图案，在经度上广泛分布。我们的多普勒图像显示的所有恒星黑子都位于纬度70 $^{\circ}$以下。根据以前的光变曲线建模研究，我们没有发现K星上有极斑的迹象。使用多普勒图像来自两个连续的旋转周期，我们估计的表面微分旋转速率$ΔΩ= -0.039 \pm 0.003 ~rad~d^{-1}$和$α= ΔΩ/Ω_{eq} = -0.030 \pm 0.002$的K星。考虑到这两次旋转期间有限的相位覆盖，我们的差分旋转估计的不确定性可能更高。
2020-01-08 astro-ph.SR
Doppler images of the eclipsing binary ER Vulpeculae
我们目前的多普勒图像的两个组成部分的食双星系统ER Vul，根据在2004年11月，2006年9月和2008年11月获得的光谱。最小二乘反褶积技术用于提高观测剖面的信噪比。新的表面图像显示，ER Vul的两颗恒星都显示出强烈的星点活动，并且星点出现在不同的纬度。2006年和2008年的表面图都显示了在ER Vul的每个组成部分上都存在大型高纬度恒星黑子。在我们的观测过程中，我们没有发现明显的活动区的相移。两颗恒星上的星点经度分布是不均匀的。在低到中纬度地区，活跃区域几乎只存在于面对另一颗恒星的半球。然而，我们在亚恒星点没有发现明显的斑点集中。
2014-11-20 astro-ph.SR
Three-Dimensional Doppler Tomography of the RS Vulpeculae Interacting Binary
本文用三维多普勒层析技术研究了狐狸座RS相互作用双星中H $α$的发射源。这个双星的二维断层图像表明，大部分的辐射来自冷的质量损失恒星，还有额外的证据表明气体在预测的轨道附近流动。然而，3D断层图像揭示了在从-240到-360 km s{ $^{-1}$ }的高$V_z$速度下更明显的气流流动的令人惊讶的证据。这种行为很可能是由冷恒星上的磁场活动引起的，因为中心速度平面（定义为$V_z$ = 0 km s{ $^{-1}$ }）应该与双星的轨道平面重合，如果流只受引力支配的话。RS Vul已经被探测为X射线和射电源，并且RS Vul气体流可能已经被磁场线偏转。这种流动是明显不同的，发现在类流状态的U CrB，其中的气体流动主要局限于中心速度平面。
2009-09-10 astro-ph.SR
The first Doppler images of the eclipsing binary SZ Piscium
我们提出的第一个多普勒图像的活动食双星系统SZ PSC，在2004年11月和2006年9月-12月获得的高分辨率光谱数据集的基础上。应用最小二乘反卷积技术从SZ Psc的观测光谱中获得高信噪比的轮廓。吸收功能的第三个组成部分的系统中检测到的LSD配置文件在所有观察到的阶段。我们估计第三分量的质量和周期分别约为$0.9 M_{\odot}$和$1283 \pm 10$ d。在从LSD剖面中去除第三体的贡献后，我们得到了SZ Psc的表面图。由此产生的多普勒图像表明K亚巨星组件表面有显著的星斑活动。星点的分布比以前的光度研究所揭示的更为复杂。较冷的K分量在整个观测季节中表现出明显的高纬度斑点以及许多低纬度和中纬度斑点群，但没有显示出任何大的，稳定的极帽，不同于许多其他活跃的RS CVn型双星。
2015-11-09 astro-ph.SR
Doppler images of the RS CVn binary II Pegasi during the years 1994-2002
我们公布了16多普勒成像温度图的年份1994-2002年的活动RS CVn星II Peg。1999年至2002年的六幅地图是根据以前未发表的观测结果绘制的。通过多普勒成像，我们要研究的恒星的斑点演变，特别是与以前的结果显示一个周期性的斑点行为和持久的活动的eclendes进行比较。这些观测数据是由北欧光学望远镜的SOFIN光谱仪收集的。使用基于Tikhonov正则化的多普勒成像代码计算温度图。在1994年至2001年期间，我们的结果显示出一致的趋势，在推导出的主要和次要的温度最小值随时间的推移，使磁结构似乎旋转得更快一些比这个近距离双星的轨道周期。在2001年和2002年观测季节之间，活动区发生了一次突然的位相跳变。没有明显的趋势，随着时间的推移，在推导出的纬度的斑点，这表明系统的运动可能与漂移的斑点产生机制，而不是差分旋转。导出的温度图与先前用不同方法获得的温度图非常相似，主要差异发生在斑点纬度和斑点结构的相对强度上。我们观察到的经度和纬度的变化，在现场活动的II钉。然而，我们的结果是不一致的，在以前的研究中提出的周期行为。
2010-06-15 astro-ph.SR
The Origin of the Doppler-flip in HD 100546: a large scale spiral arm generated by an inner binary companion
与年轻恒星相距亚弧秒的伴星很难成像。然而，它们的存在可以从它们在原行星盘的尘埃和气体中产生的扰动中推断出来。在这里，我们提出了一个新的解释SPHERE偏振观测，揭示了以前检测到的内部螺旋盘的HD 100546。该螺旋与新探测到的12CO内螺旋和先前报道的CO发射多普勒翻转相吻合，这被解释为嵌入式原行星的签名。与流体动力学模型的比较表明，这个多普勒翻转是螺旋的运动学对应物，它可能是由盘腔内部的一个内部伴星产生的。
2022-08-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three dimensional Doppler tomography
多普勒层析成像（英语：Doppler tomography）是一种通过观测双星在多个轨道相位上的发射线轮廓来计算双星同向旋转坐标系内发射率分布的方法。该方法的一个关键假设是，所有的气体流动都平行于双星的轨道平面。在本文中，我检查解除这一假设的可能性，以允许平行于轨道的“$z$“轴的二进制以及运动。我的问题是最好的傅立叶空间中考虑，和线轮廓直接约束的3D傅立叶变换的3D多普勒图像在速度空间中，但只有在2D表面上的双锥中心的原点，并与轴的倒数的$v_z$速度轴对齐。因此，恢复3D发射率分布所需的全部信息根本不可用。尽管如此，反演方法，并测试了一些模拟图像。虽然缺失信息导致的伪影确实出现了，但测试表明，将3D多普勒断层扫描应用于来自真实系统的数据可能有一定的价值，尽管这样做时需要相当小心。
2021-11-15 astro-ph.SR
Doppler tomography of the black hole binary A0620-00 and the origin of chromospheric emission in quiescent X-ray binaries
在低质量X射线双星的发射线轮廓的多普勒层析成像，使我们能够解开不同的发射网站和研究的结构和变化的吸积盘。本文报道了黑洞双星A0620-00在静止状态下的UVES高分辨率光谱观测结果，这些光谱数据约束了轨道参数Porb=0.32301405（1）d和K ~ 2 =437.1 ± 2.0 km/s。这些值，加上质量比q=M2/M1=0.062+-0.010，意味着致密天体的最小质量为M1（sin i）^3=3.15+-0.10 Msun，这与以前的工作是一致的。来自吸积盘的H $α$发射比以前的研究弱得多，这可能是由于吸积盘活动的减少。H $α$谱线的多普勒成像首次显示了一个来自第二颗恒星的窄分量，观测到的等效宽度为1.4 ± 0.3埃，可能与色球活动有关。减去一颗K型模板星，并对吸积盘的遮蔽进行修正，得到的等效宽度为2.8 ± 0.3埃。在气流轨迹与吸积盘相交的位置上也探测到一个亮的热点。与第二颗星相关的H $α$通量太大，无法通过X射线照射提供动力。它与具有类似轨道周期的RS CVn双星中观察到的情况相当，因此可能是由快速的恒星旋转引发的。
2010-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eclipsing Binary Science Via the Merging of Transit and Doppler Exoplanet Survey Data - A Case Study With the MARVELS Pilot Project and SuperWASP
系外行星凌日和多普勒巡天在运行期间发现了许多双星，可用于开展各种辅助科学。具体来说，食双星可以用来研究恒星质量-半径关系，并检验理论恒星演化模型的预测。通过交叉引用24个双星发现的MARVELS试点项目与SuperWASP测光，我们发现两个新的食双星，TYC 0272-00458-1和TYC 1422-01328-1，我们使用的案例研究，制定一个一般的方法，食双星的调查数据。TYC 0272-00458-1是一个单线光谱双星，我们通过几种不同的技术使用对初级质量的合理约束来计算次级质量和两个组件的半径。对于初始质量M_1 = 0.92 +/- 0.1 M_solar，我们发现M_2 = 0.610 +/- 0.036 M_solar，R_1 = 0.932 +/- 0.076 R_solar和R_2 = 0.559 +/- 0.102 R_solar，并发现两颗恒星的质量和半径与模型预测一致。TYC 1422-01328-1是一个三分量系统，我们可以直接测量食对的质量和半径。我们发现食对由一颗演化的主星（M1 = 1.163 +/-0.034M_solar，R1 = 2.063 +/-0.058R_solar）和一颗G型矮星（M2 = 0.905 +/-0.067M_solar，R2 = 0.887 +/-0.037R_solar）组成。我们提供了将这种分析应用于更大数据集所需的框…
2011-05-10 astro-ph.SR
Images of Gravitational and Magnetic Phenomena Derived from 2D Back-Projection Doppler Tomography of Interacting Binary Stars
我们已经使用了二维反投影多普勒层析成像作为一种工具来检查的引力和磁现象的影响，在相互作用的双星进行质量转移从一个磁活跃的恒星到一个非磁性的主序星。这个多层次的研究超过1300个时间分辨光谱的13个大陵五双星涉及计算预测的动力学行为的重力流和动力学在影响网站，分析速度图像构造从层析成像，和影响层析成像的轨道倾角，系统速度，轨道覆盖范围，和阴影。H $α$断层图像揭示了八个来源：色球发射，沿着引力轨道的气体流，恒星流撞击区，质量增加恒星周围的吸收或发射凸起，开普勒吸积盘，与较热气体相关的吸收区，盘流撞击区，以及流撞击盘边缘的热点。我们描述了几种用于直接从速度图像中提取发射源的物理特性的方法，包括S波分析，从流体动力学模拟中创建模拟速度断层图像，以及使用合成光谱与断层成像从速度图像中依次提取单独的发射源。总而言之，层析成像图像揭示了不能仅用引力效应解释的结果：色球发射随质量损失的恒星移动，偏离引力轨道的气体流，以及流态和盘态之间的交替行为。我们的研究结果表明，在这些相互作用的双星的磁效应不能忽略。
2014-09-09 astro-ph.SR
Spiral structures and temperature distribution in the quiescent accretion disc of the cataclysmic binary V2051 Ophiuchi
我们提出了我们的新代码的能力，实现极大似然方法获得多普勒地图。作为测试数据，我们使用了矮新星V2051 Ophiuchi的观测数据。在下一次爆发开始前至少16天，该系统被观察到处于静止状态。使用多普勒地图获得的10个发射线覆盖三个轨道周期，我们检测到的螺旋结构的吸积盘的V2051 Oph。然而，这些结构可能会有偏差，因为我们的数据只在八个不同的轨道相位采样了双星的轨道周期。我们的多普勒图显示了从H $α$中的单臂波结构到其他谱线中的双臂波结构的演化。双臂结构的位置同意模拟显示潮汐驱动的螺旋波吸积盘。在连续循环期间，检测到的结构的定性特征保持相似，但中心吸收增加。首次利用多普勒层析成像方法获得了吸积盘的温度分布图。然而，考虑到使用我们的方法检索它们时所涉及的所有假设，应谨慎对待结果。我们的地图呈现出一个相对平坦的温度分布在光盘，显示没有温度增加的位置的螺旋臂。使用“环掩蔽”，我们已经发现了一个电离区域位于接近预期的流盘相互作用的位置。我们发现吸积盘的平均温度为5600 K，这是从盘不稳定性模型推导出的临界极限以下。
2016-10-03 astro-ph.SR
High-cadence spectroscopy of M-dwarfs. I. Analysis of systematic effects in HARPS-N line profile measurements on the bright binary GJ 725A+B
了解仪器系统噪声的来源是改进未来摄谱仪设计的必要条件。在这项研究中，我们交替观测了一对非常合适的M星GJ 725 A +B，以深入研究亚夜间HARPS-N的响应。除了可能存在一个低质量的行星轨道GJ 725 B，我们的观测揭示了光谱能量分布（SED）的变化与测量的仪器线轮廓的宽度，并在较低程度上，与多普勒测量。为了研究这些效应的起源，我们搜索了在光谱和采集图像上定义和测量的几个量之间的相关性。我们发现，表观SED的变化很可能与光纤输入处的通量损失有关。进一步的测试表明，这样的通量损失不会严重影响HARPS-N的仪器点扩散函数的形状，但确定一个低效的拟合的连续作为最有可能的源的系统变化中观察到的FWHM。该指数，占HARPS-N互相关轮廓宽度，经常被用来解相关多普勒时间序列。我们表明，通过一个参数的最小二乘拟合的频谱占连续可变性的多普勒测量是不敏感的SED的斜率的变化，这表明，前向建模技术来测量时刻的线轮廓是最佳的方式，以达到更高的精度。剩余的残差变异在~1 m/s表明，对于M星多普勒测量，目前的噪声本底仍然有一个仪器的起源。
2016-04-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Measuring the black hole masses in accreting X-ray binaries by detecting the Doppler orbital motion of their accretion disk wind absorption lines
到目前为止，基本上所有X射线双星中的黑洞质量都是通过观测伴星的速度和光变曲线作为轨道相位的函数而获得的。然而，一个主要的不确定性是对X射线双星轨道倾角的估计。本文建议通过直接测量黑洞的轨道运动来测量X射线双星中的黑洞质量，从而得到伴星与黑洞的质量比。在这种方法中，我们假定吸积盘风随黑洞运动，因此黑洞的轨道运动可以由吸积盘风中产生的吸收线的多普勒速度得到。通过分析GRO J1655-40的Chandra/HETG观测数据，我们验证了该方法的有效性，其中由盘风吸收线的多普勒速度推断的黑洞轨道运动的视线速度为90.8（+-11.3）km/s，与由其先前测量的系统参数预测的结果一致。我们得到GRO J1655-40中的黑洞质量为5.41（+0.98，-0.57）太阳质量，系统倾角为72.0（+7.8，-7.5）度。对该源进行更多轨道相位的额外观测，可以大大改善对其系统参数的估计。然后，我们应用该方法的黑洞X射线的二进制LMC X-3观察与HST/COS附近的轨道相位0.75。我们发现CIV偶极子的盘风吸收线移动到大约50 km/s，这产生了0.6的伴星与黑洞的质量比，假设盘风速度为-400 km/s。覆盖其他轨道相位（特别是0.25）的额外观测对于简化这一假设并直接限制质量比至关重要。这种方法原则上也可应用于任何具有可探测的吸积盘风吸收线特征的吸积致密天体。
2012-01-17 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
FUSE Observations of a Full Orbit of Scorpius X-1
我们用远紫外光谱探测器获得了天蝎座X-1在900-1200埃范围内的紫外光谱。最强的发射线是1032、1038 A处的OVI双峰和1175 A处的CIII络合物。光谱受到大量原子和分子的狭窄星际吸收线的影响。线的变化和多普勒断层图像的检查表明，从捐助星和吸积盘附近的排放。湍流和多普勒加宽的开普勒盘线的模型多普勒移动的轨道的中子星添加到狭窄的高斯发射线与不确定的多普勒位移适合的数据与一致的值的磁盘半径，倾角，和径向线亮度轮廓。窄分量随轨道的多普勒频移表明与供体星有关。我们测试我们的线模型与以前分析的近紫外光谱与哈勃太空望远镜戈达德高分辨率光谱仪和档案光谱与HST宇宙起源光谱仪获得。
2014-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary microlensing event OGLE-2009-BLG-020 gives a verifiable mass, distance and orbit predictions
我们提出的第一个例子，二进制微透镜的参数测量可以验证（或矛盾）未来的多普勒观测。这一测试之所以成为可能，是因为两种相对不寻常的情况。首先，二元透镜足够亮（I=15.6），可以进行多普勒测量。其次，我们不仅测量通常的7个二元透镜参数，而且测量“微透镜视差”（产生二元质量）和瞬时轨道速度的两个分量。因此，我们测量，有效地，6 '开普勒+1'参数（两个瞬时位置，两个瞬时速度，二进制总质量，和质量比）。由于较亮双星的多普勒观测决定了5个开普勒参数（周期、速度振幅、偏心率、相位和近拱点位置），而相同的光谱学产生了主星的质量，因此组合多普勒+微透镜观测将受到6 +（5 + 1）-（7 + 1）= 4个自由度的过度约束。这使得对微透镜解决方案的极强测试成为可能。我们还介绍了一个统一的微透镜符号的单和二元透镜，我们定义的公约，总结所有已知的微透镜退化和扩展的一组参数来描述完整的开普勒运动的二元透镜。
2011-01-17 astro-ph.SR
FM stars: A Fourier view of pulsating binary stars, a new technique for measuring radial velocities photometrically
有些脉动恒星是很好的时钟。当它们在双星中被发现时，它们的光度变化频率会受到轨道运动引起的多普勒效应的调制。对于每一个脉动频率，这表现为在恒星光变曲线的傅里叶变换中被轨道频率分离的多重态。我们推导的理论关系，利用数据的傅里叶变换，以获得所有的参数传统上提取的光谱径向速度，包括质量函数，这是很容易从第一轨道旁瓣的振幅比，每个脉动频率的中心频率。这是一种新的技术，从脉动频率的多普勒频移中产生径向速度，从而消除了获得频谱的需要。对于有脉动成分的双星，轨道解可以单独从光变曲线得到。我们给出了一个完整的推导，并证明它与人工数据，并与一个层次的食二进制与{ \it开普勒}任务数据，KIC 4150611（HD 181469）的情况下。我们表明，这是可能的，以我们的技术检测到的质量为100亿颗行星轨道$δ$ Sct和其他脉动恒星。我们还展示了如何区分轨道频率多重峰从潜在的类似的非径向$m$模式多重峰和斜脉动多重峰。
2012-02-03 astro-ph.SR
High Resolution Spectroscopy and Spectropolarimetry of some late F-/early G-type sun-like stars as targets for Zeeman Doppler imaging
在英澳望远镜上进行了高分辨率分光和分光偏振测量，以确定对年轻的类太阳恒星进行磁性研究的合适目标，并对早期太阳演化进行代用研究。这项研究涉及调查一些可变的晚期F-/早期G-型类太阳恒星最初确定的依巴谷任务。在这项研究中观测到的38颗恒星中，HIP 31021，HIP 64732，HIP 73780被发现是光谱双星，HIP 19072，HIP 67651和HIP 75636也可能是双星，HIP 33111甚至可能是三重系统。磁场在一些巡天星上被探测到：HIP 21632、HIP 43720、HIP 48770、HIP 62517、HIP 71933、HIP 77144、HIP 89829、HIP 90899和HIP 105388，使这些恒星成为后续塞曼多普勒成像研究的良好候选者。
2011-09-15 astro-ph.SR
Morphology and kinematics of the gas envelope of the Mira binary W Aquilae
分析了Mira变星双星W Aql星周包层12 CO（3-2）辐射的ALMA观测结果。这是第一次提供CSE的空间分辨多普勒速度谱，其角距离可达~ 5”（意味着约2000 AU）。观测的探索性质（在两种不同的配置中每种配置只有五分钟）不允许对CSE的属性进行详细建模，但提供了关于其形态和运动学的重要定性信息。当从中心恒星投射到天空平面上的角距离从0增加到4角秒时，发现沿从东/西到东北/西南移动的轴的发射增强。平行地，多普勒速度分布沿从东/西到西北/东南移动的轴显示不对称性。结果进行了讨论的背景下，早期的观察，特别是尘埃形态。
2016-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Doppler shifts on the spin period of the intermediate polar FO Aqr with K2
我们分析了中间极性FO Aqr的K2短节奏数据，并提供了准确和更新的轨道和自旋周期。我们还发现小的自旋周期的变化作为轨道相位的函数~0.02秒翻译为~几公里/秒的速度。得到的轨道折叠速度剖面显示出两个明显的极大值和极小值，不能用轨道运行的白矮星的径向速度来解释。相反，我们建议，所观察到的速度是径向速度的总和的白矮星和恒星表面面临的白矮星，重新处理WD自旋脉冲。这种组合可以解释在FO Aqr中观察到的低速。然而，轨道配置的不对称性需要解释双峰速度分布。一种可能的情况是调用二进制偏心。因此，我们开发了一个简单的二元模型来解释和拟合我们的观测结果，并发现了一个小的二元偏心率e=0.03。虽然小，持续的离心率在密切相互作用的双星将导致增强的质量转移发生优先在近星通道。因此，我们讨论替代方案，其他不对称性可能会解释我们的观测假设圆形轨道。由于FO Aqr是第一个测量WD和次级表面的组合径向速度的系统，因此当用开普勒观测时，其他质量转移双星也可能显示类似的速度曲线。这些将提供额外的有价值的测试，以确认或排除类似系统中的小偏心率。
2016-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Joint Constraints on Exoplanetary Orbits from Gaia DR3 and Doppler Data
第三次盖亚数据发布包括通过恒星的天体测量运动确定的系外行星和系外行星候选者的目录。本文报道了盖亚两体轨道解和精确的多普勒速度之间的一致性测试，目前适合这样的比较的恒星。对于BD 17-0063、HD 81040和HD 132406，盖亚轨道解和多普勒数据被发现是一致的，并被联合拟合以获得对行星轨道和质量的最佳约束。发现了4颗恒星的不确定性：HD 111232，可能是由于天体测量模型中没有包含额外的行星; HD 175167和HR 810，可能是由于盖亚轨道解中对非高斯不确定性的处理不准确; HIP 66074，原因未知。HD 114762也进行了一致性测试，它在1989年被报道有一颗棕矮星或系外行星，但后来被证明是双星。盖亚-多普勒联合分析显示次级质量为0.215 +/- 0.013 Msun，轨道倾角为3.63 +/- 0.06度。
2022-09-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
