Formation of Mass-gap Black Holes from Neutron Star X-ray Binaries with Super-Eddington Accretion
电磁波和引力波的观测表明，质量为$\sim 2.5-5~{\rm M_\odot}$的致密天体非常稀少。这种所谓的“质量间隙”可能与产生中子星（NS）和黑洞（BH）的超新星爆炸机制有关。然而，一些质量隙致密天体的存在，其中一些已被证实是黑洞，对传统的黑洞形成理论提出了挑战。本文研究了X射线双星中黑洞吸积诱导坍缩（AIC）的可能形成通道。特别是，我们认为超爱丁顿吸积的NS的影响。最近对超亮X射线天体的观测表明，它们的视光度可能反映了吸积天体的真实吸积光度，甚至超过了爱丁顿极限的$\gtrsim 100$倍。因此，在中低质量X射线双星中，以超爱丁顿吸积速率吸积的NS可以快速生长成BH。基于超爱丁顿吸积盘模型，结合双星布居合成和详细的恒星演化计算，研究了中低质量X射线双星中NS的演化.研究表明，超爱丁顿吸积对NS的质量增长起着至关重要的作用，后代黑洞的最终质量与NS的磁场、施主星的金属丰度以及双星的分岔周期密切相关. NS的AIC可能解释了一些观察到的质量间隙BH，例如GRO J0422+32。我们还给出了类银河系中潜在质量隙黑洞的参数分布，并指出未来的天基引力波观测可能对AIC通道中质量隙黑洞的形成提供重要的检验或约束.
2022-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of post-Accretion Induced Collapse Binaries: the Effect of Evaporation
吸积诱发坍塌（AIC）被广泛认为是毫秒裂缝（MSP）的形成通道之一。由于MSPs具有高自旋光度，它们可以在出生后立即开始蒸发其伴星。在本文中，我们提出了一个详细的调查后AIC双星的演变，考虑到蒸发的影响之前和Roche瓣溢出过程中。讨论了蒸发效率、初始自旋周期和新生中子星初始表面磁场等输入参数对中子星的影响。我们比较了计算结果与传统的低质量X射线双星演化，并建议他们可能会重现至少部分的观察到的红背和黑寡妇在伴星质量轨道周期平面取决于蒸发相关的角动量损失的机制。
2017-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion in Supergiant X-ray binaries: stability and disk formation
我们使用2D（轴对称）和3D流体动力学模拟研究Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）吸积和没有横向上游梯度。我们主要研究了风馈超巨星X射线双星（SgXB）中与中子星吸积有关的高（上游）马赫数、弱上游梯度和小吸积体尺寸的区域。我们提出了一个系统的探索，在这个政权的流量。当没有上游梯度时，无论吸积体大小或马赫数如何，流动总是稳定的。对于有限上游梯度，有三种主要类型的行为：稳定流（小上游梯度），湍流不稳定流没有一个磁盘（中间上游梯度），和湍流与盘状结构（相对较大的上游梯度）。当吸积流为湍流时，吸积速率随吸积体尺寸的减小而非收敛地减小。流动更容易不稳定，磁盘是不太可能形成比以前预期的;大多数观察到的SgXB的参数将它们放置在一个湍流，无盘吸积流的制度。在具有相对确定的参数的SgXB中，我们发现OAO 1657-415是唯一一个可能拥有持久盘（或盘状结构）的SgXB;这一发现与观测结果一致。
2019-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating chemically homogeneous evolution in stellar binaries: Electromagnetic implications -- Ionizing photons, SLSN-I, GRB, Ic-BL
我们调查的发生快速旋转诱导化学均匀演化（CHE）由于强潮汐和质量吸积的双星。为此，我们推广了Packet（1981）中的关系，以计算次级恒星经历吸积诱导的CHE所需的最小角动量（AM）吸积。与传统假设的初始质量（$Z \lesssim 0.004$，$M \gtrsim$ 20 M $_{\odot}$）的5- 10%吸积相反，对于有效的AM吸积，该值可以下降到$\sim$ 2%，而对于某些系统，它可以大得多。我们使用\textsc{bpass}进行了人口研究的影响下，在短周期双星的强潮汐演化的恒星，也占吸积引起的自旋的更新效果。我们发现吸积CHE（潮汐CHE相比）是生产同质恒星的主要手段，即使在10%的AM吸积效率在质量转移。与潮汐CHE不同的是，CH星由于吸积而产生，可以保留更大比例的AM，直到核心坍缩。因此，我们表明，吸积CHE可能是一个重要的形成通道的高能电磁瞬变像GRBs，IC-BL（SLSN-I，IC-BL）下的磁星（磁星）的形式主义和一个单一的CH星可能会导致在各自的形成方案下的瞬态。最后，我们表明，在目前的治疗的CHE，电离光子的发射率由这样的恒星更迅速地降低在较高的金属丰度比以前预测的。
2022-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically driven winds from accretion disks in post-asymptotic giant branch binaries
本研究将自相似磁驱动喷流模型引入渐近巨星分支后双星研究框架，模拟喷流遮挡主星的高分辨率动态光谱，验证了MHD模型的适用性，同时指出吸积盘温度、旋转特征方面的差异及后续研究方向。
2024-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar wind accretion in high-mass X-ray binaries
最近的发现证实了存在大量的X射线源，这些源是由OB超巨星的恒星风吸积提供燃料的。这些系统是研究天体物理学许多方面的强大实验室。在过去的几十年里，这些系统中的吸积物理学一直是广泛研究的主题，主要是通过数值方法。尽管作出了这一努力，但我们的理解仍然存在很大的不确定性，这反映了实际情况的复杂性。一个关键的问题仍然是开放的可能形成的吸积盘。虽然在这些系统中中子星的自旋演化表明，角动量是，至少偶尔，吸积，许多观测事实似乎需要盘的存在，计算结果并不赞成这种可能性。在这篇简短的评论中，我将总结这一领域的一些开放性问题。
2009-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of the non-thermal emission from early-type binaries
大质量双星中强大的风-风碰撞产生了一个高温等离子体区域，并将粒子加速到相对论能量。我简要地总结了风-风相互作用的流体动力学和观测证据，包括最近的$γ$ -射线探测，从这样的系统的非热发射。然后，我讨论了现有的非热发射模型及其迄今为止的应用，然后总结了一些未来的前景。
2009-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the formation of neutron stars via accretion-induced collapse in binaries
我们研究了相互作用双星中氧氖白矮星的坍缩导致中子星形成的演化途径。我们考虑了（1）非动力学质量转移，其中一个ONe WD接近于导致吸积诱导坍缩（AIC）的Ekrasekhar质量;（2）动力学时标合并诱导坍缩（MIC），其中一个ONe WD和另一个WD之间。我们提出了两种不同的治疗常见的信封演变率，延迟时间和祖属性。我们发现，AIC中子星是通过许多不同的通道形成的，最主要的通道取决于所采用的共同包络物理。大多数AIC和MIC中子星在恒星形成后不久就诞生了，尽管有些中子星的延迟时间超过10 Gyr。延迟时间最短的（2500 - 5000万年）AIC中子星有剥离的包层，紧凑，氦燃烧的恒星捐助者，虽然许多提示AIC中子星通过风吸积从渐近巨星分支星形成。延迟时间最长的AIC中子星是球状星团中年轻的毫秒双星，在NS形成时有一颗红巨星或主序星施主，最终将演化为NS +氦WD双星。我们讨论了AIC和MIC双星作为LISA潜在的引力波源。通过AIC产生的中子星经历LMXB阶段，为LISA可以识别的最短轨道周期源提供电磁对应物。双星中相互作用的WDs形成中子星可能是球状星团中LIGO/Virgo引力波源（NS-NS和BH-NS合并）产生的关键机制。
2019-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Limiting the accretion disk light in two mass transferring hot subdwarf binaries
研究对两个预测含吸积盘的短周期热亚矮双星进行高分辨光谱、偏振及$O-C$计时分析，未发现吸积盘或确凿轨道衰减，并给出通量与偏振上限。
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing colliding winds in the UV line orbital variability of gamma-ray binaries
伽玛射线双星的辐射能量大部分超过10兆电子伏。非热辐射被认为是由旋转动力脉冲星的相对论风与其大质量伴星（O或Be）的恒星风相互作用产生的。一颗强大的脉冲星在大质量恒星的辐射驱动风中创造了一个充满相对论电子的扩展空腔。因此，观测到的来自恒星风的紫外共振线的P Cyg轮廓应该不同于单个大质量恒星。我们建议使用紫外线发射线来检测和限制伽玛射线双星中的碰撞风区域。我们计算的预期轨道变化的P天鹅配置文件依赖于相互作用的几何形状（设置的风的动量通量的比率）和视线的系统。我们预测LS 5039和PSR B1259-63的情况下几乎没有变化，与目前可用的LS 5039的HST观测结果一致。然而，在LS I+61 303的情况下，预期上接合和下接合之间存在变异性。
2011-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inhibition of Accretion by the Stellar Wind in Misaligned Be/X-ray Binaries
Faculty of Engineering, Hokkai-Gakuen University（北海学园大学工学部）
研究不对准的Be/X射线双星中恒星风对吸积动力学的影响，利用解析模型比较风冲压压力与吸积流气体压力得出抑制条件，发现风驱动抑制对特定BeXRBs系统是合理机制，补充经典螺旋桨机制在特定情况的不足。
2026-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind Accretion in Massive Binaries Experiencing High Mass Loss Rates: II. Eccentricity
Ariel University（阿里埃勒大学）
研究大质量双星在高质损失率下的风吸积过程，探讨偏心轨道和极端质损失事件对质输运的影响。
2026-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Evolution of Binaries in a Gaseous Medium: Three-Dimensional Simulations of Binary Bondi-Hoyle-Lyttleton Accretion
双星是常见的。虽然只有那些间隔很小的双星可以相互交换气体，但即使是最宽的双星也会与周围的气体环境相互作用。拖曳力和吸积速率决定了这些系统如何被这些相互作用所改变。我们进行三维流体动力学模拟的Bondi-Hoyle-Lyttleton流，其中一个二进制超音速移动相对于均匀介质，使用自适应网格加密代码FLASH。我们模拟的初始半长轴的轨道相对于引力聚焦碰撞参量的对的值的范围。当双星分离度小于引力聚焦碰撞参量时，双星在一个共同的弓形激波内运行。当这一对较宽时，每个物体都有一个单独的弓形激波结构。双星的长期演化取决于吸积、质心减速和轨道内旋的时间尺度。我们发现这些时间尺度有一个清晰的层次结构，一个双星的质心运动在一个较短的时间尺度上比一对吸气或吸积慢。在以前的分析预测，假设一个未受干扰的背景介质，我们发现，轨道内旋的时间尺度是成比例的半长轴的$0.19 \pm 0.01$的权力。这种正的比例表明，气体阻力可以驱动双星合并或临界分离，在引力辐射主导其进一步的演变。我们讨论了嵌入在星际介质，活动星系核盘，和共同的信封阶段的双星我们的结果的影响。
2019-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion in massive colliding wind binaries and the effect of wind momentum ratio
我们进行了大质量碰撞风双星系统中的喷射风的数值实验，并对不同初始质量损失率下的次级星吸积进行了定量分析。我们设置一个由一颗亮蓝变星（LBV）和一颗沃尔夫-拉叶星（WR）组成的双星系统，通过改变LBV的质量损失率来获得不同的风动量比$η$。我们的模拟包括两组情况：一组是恒星静止的，另一组包括轨道运动。随着$η$的减小，碰撞的风结构移近次级风。我们发现，对于$η\lesssim 0.05$的吸积阈值达到和起源于不稳定性的团块吸积到二次。对于每一个$η$值，我们计算质量吸积率，并确定不同的区域中的$\dot{M}_{\rm acc}$ - $η$图。对于静态星，$0.001 \lesssim η\lesssim 0.05$的吸积是亚Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）吸积，平均吸积率满足幂律$\dot{M}_{\rm acc} \propto η^{-1.73}$。吸积不是连续的，而是随着$η$减小而从零星变化到较大的占空比。对于$η\lesssim0.001$，吸积在时间上是连续的，吸积速率为BHL，高达0.4- 0.8倍。包括轨道运动的模拟给出了定性上类似的结果，对于亚BHL区域具有更陡的幂律$\dot{M}_{\rm acc} \propto η^{-1.86}$，并且较低的$η$作为吸积阈值。
2022-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion form a clumpy massive-star wind in Supergiant X-ray binaries
超巨星X射线双星（SgXB）拥有一个紧凑的物体，通常是一颗中子星（NS），绕着一颗演化的O/B星运行。质量转移通过恒星施主的强烈线驱动风进行，其中一部分被NS的引力场捕获。SgXB的大量X射线发射是由随后的吸积过程导致的。它们还显示出X射线通量的峰-峰变化，变化系数为10到100，以及硬度比的变化，这可能是由于沿视线的吸收变化。我们使用最近的辐射流体动力学模拟的不均匀性（又名团块）在非平稳风的大质量热恒星，以评估其影响的时变吸积过程。为此，我们运行3D流体动力学模拟的风在附近的吸积器，以调查弓激波的形成，并遵循几个空间数量级的非均匀流，到NS磁层。特别是，我们表明，风团的内在质量吸积率的时间变异性的影响是严重回火的交叉的冲击，相比纯粹的弹道邦迪-霍伊尔-Lyttleton估计。我们还考虑了由于团块通过视线而引起的可变吸收，并估计了不同轨道分离的柱密度和质量吸积率的最终有效变化。最后，我们将我们的结果与Vela X-1的X射线通量和硬度比的最新分析进行了比较。
2017-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Models of Vortices and Spirals in White Dwarf's Accretion Binaries
在目前的调查的主要目的是建议的结构，如旋涡和螺旋，在吸积白矮星的双星的发展模型。数值方法和模拟应用的基础上的流体动力学分析的考虑。在理论模型中提出了吸积流的扰动参数，这些参数是由于潮汐波对次级星周围吸积物质通量的影响而引起的。数值模拟结果表明，密近双星中由于潮汐相互作用，出现了螺旋结构。我们进一步的模拟给出了这个解，它表达了吸积盘区域中涡旋位形的形成。采用单涡和复合涡模型研究了流动相互作用区域中涡的演化。圆盘物质中的气体被认为是可压缩的和非理想的。所有这些结构的寿命是不同的，每个都取决于旋转的时间周期，吸积物质的密度和速度。
2011-03-03 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
Hydrodynamical Evolution of Black-Hole Binaries Embedded in AGN Discs: III. The Effects of Viscosity
本文通过二维粘性流体模拟研究AGN盘中双黑洞轨道演化，发现粘性提高吸积率并改变力矩与角动量传递，影响顺行与逆行双星的硬化、衰减和偏心率阻尼，揭示该过程的多因素复杂性。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries I. Focusing by the wind compression model
内容：在共生双星中，热组分的光度需要比标准的邦迪-霍伊尔吸积更高的吸积速率。这意味着共生双星中的风质量传递必须更有效。目的：我们认为，S型共生双星中的白矮星（WD）的吸积率可以通过将来自它们缓慢旋转的正常巨星的风聚焦到双星轨道平面上来充分提高。方法：将星风压缩模型应用于S-型共生双星中慢转红巨星的星风。结果如下：我们的分析表明，对于典型的终极速度的巨风，20至50公里/秒，和测量的旋转速度之间的6和10公里/秒，压缩风的密度在一个典型的距离的吸积体从其捐助者对应的质量损失率，这可能是一个$\sim$ 10倍高于球对称风。这使得WD能够以每年$10^{-8} - 10^{-7}$ M（太阳）的速度吸积，从而为其光度提供动力。结论：我们表明，高的风质量传递效率在S型共生星可以造成的风从他们的缓慢旋转的正常的巨星压缩，而在D型共生星，高的质量传递率可以实现通过引力聚焦，这是最近提出的非常慢的风在米拉型双星。
2014-10-28 astro-ph.SR
Wind-accretion disks in wide binaries, second generation protoplanetary disks and accretion onto white dwarfs
从演化的施主星到它的伴星的质量转移是双星系统中恒星演化的一个标准特征。在宽联星中，伴星捕获了主星在风中喷射的部分质量。被捕获的物质形成一个吸积盘。在这里，我们使用数值方法研究风-吸积盘的演变，该方法使我们能够跟踪长期演变。对于一个广泛的初始条件，我们推导出的径向密度和温度分布的磁盘。在大多数情况下，风吸积会在AGB施主星的整个生命周期中产生长寿命的稳定盘。这些盘的质量是10^{-5}-10 ^{-3} M太阳的几倍，表面密度和温度分布遵循破幂律。圆盘中的总质量与所使用的粘度参数近似线性地成比例。大约有50%到80%的质量落入盘中，并与中心恒星吸积;其余的则从盘的外缘流出，进入主星的恒星风中。对于吸积速率较大的系统，次级吸积量可达0.1M太阳。当次级恒星是白矮星时，吸积自然会导致新星和超新星爆发。对于所有类型的二级恒星，大质量盘的表面密度和温度分布类似于在原行星盘中观察到的结构，这表明协调的观测计划可能会提高我们对不确定的盘物理学的理解。
2012-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of massive close binaries I. Detached evolution
我们探索的初始条件，导致大规模前MS二进制的分离二进制的演变，并询问有多大的一部分观测到的二进制系统可能已经初步形成为低质量的原二进制，后来经历了一个显着的吸积阶段，同时保持分离。我们开发了一个家庭的分析模型来描述轨道分离，$a$，和质量比，$q$，演变。对于一个给定的质量吸积率到二进制系统，我们定义了一个配方之间分配这两个组件的质量。为此，我们引入了一个参数$η$，使$\frac{\dot{M}_2}{\dot{M}_1}=q^η$在任何时候，以确定二进制质量比的演变。根据$η$的选择，任何类型的质量比演变都是可能的。此外，我们使用MESA，一个详细的恒星结构代码，计算一个广泛的网格的二进制序列的protobinary经历吸积，我们确定的初始条件，分离从非分离前MS二进制演化。$η$的值约为2，允许在分离系统中的吸积增长形成零年龄主序星上的紧密大质量双星，对于$M_{\rm 1, ZAMS}=20-30M_{\odot}$双子双星，最小轨道周期约为1.2天。$η=2$也可以重现观测到的主星在$6M_{\odot}$以上的双星系统的星群。整个观测范围内的大质量密近双星都可以通过分离系统中的吸积生长形成，使得吸积生长的双星形成通道成为解释大质量密近双星形成的强有力竞争者，包括合并双星黑洞的祖先。
2018-08-20 astro-ph.SR
Asteroseismology as a new window to statistics of binaries
利用开普勒航天任务4年多来对脉动星相位调制的超高精度不间断测光，新发现了340多颗中间周期（100-1000 d）的非食A-F型主星双星，并测定了它们用常规方法难以测量且非常不完整的轨道参数。这一双星的星震发现使具有完整轨道解的中等质量双星的数量增加了两倍，并为双星的统计打开了一个新的窗口。本文概述了用测光法寻找不食双星和推导轨道参数的方法，并证明了它们的有效性。然后对新发现的双星和已知的A-F主序星附近的光谱双星进行了统计研究，利用Abel型积分方程将质量函数中的分布转化为质量比分布。
2019-09-17 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Wind Accretion in Symbiotic Binaries
研究了伴星引力聚焦对晚型星风的动力学效应。特别是，我们调查的质量转移和形成吸积盘周围的辅助分离系统组成的AGB质量损失的恒星和吸积的同伴。质量外流的存在作为一个函数的质量损失率，风温和二进制轨道参数进行了研究。利用二维流体动力学模型研究了风吸积共生二元系统中质量传递的稳定性。在我们的模拟中，我们使用绝热状态方程和等温近似的修改版本，其中温度取决于质量损失恒星及其伴星的距离。我们探讨的吸积流之间的组件和形成的吸积盘的轨道分离和风参数的范围。我们的结果表明，对于某些轨道配置，恒星和各种大小的吸积盘之间形成了流流。对于一个典型的缓慢和大规模的风从AGB星的流动模式是类似的RLOF与吸积率的10%的质量损失从主要的。当风在几个恒星半径处加速时，就会形成密度呈指数递减、质量达到$10^{-4}$太阳质量量级的稳定盘。潮汐流和吸积盘的形成被认为是弱依赖于从AGB星的质量损失。我们的模拟引力集中风吸积在共生双星显示流流动和增强吸积率到紧凑的组件的形成。
2009-05-21 astro-ph.SR
Interacting winds in massive binaries
大质量恒星的特征是当两颗这样的恒星被束缚在一个双星系统中时，它们之间会发生高能量的恒星风相互作用。这些相互作用的特征现在在很宽的波长范围内被发现，包括无线电域，光学波段，以及X射线甚至伽马射线。因此，正确理解这些效应对于从光谱和光度观测中获得大质量双星组成部分的基本参数是很重要的。
2014-01-15 astro-ph.SR
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
Wind-mass transfer in S-type symbiotic binaries IV. Indication of high wind-mass-transfer efficiency from active phases
本研究通过分析S型共生双星爆发期轨道平面的中性风，发现巨星质量损失率比常规推导高约10倍，证实风向轨道平面聚焦且转移效率高，解决了白矮星能量输出与燃料供给的矛盾，支持其为Ia型超新星前身星的可能。
2023-10-19 astro-ph.SR
Fe xxv line profiles in colliding wind binaries
大质量双星中强烈的风-风碰撞产生非常热的等离子体，经常产生中等强度的铁谱线。这条线的形态取决于风相互作用区的性质及其相对于视线的方向。由于双星组件围绕着它们共同的质心旋转，因此预计线轮廓会发生变化。随着下一代X射线天文台（Astro-H，雅典娜）的出现，将提供高于6千电子伏的高分辨率光谱，将有可能利用这些变化作为碰撞风相互作用内部最敏感的探测器。使用一个简单的处方的风-风相互作用的早期型二，我们已经产生了一些配置和轨道相位的合成线轮廓。这些轮廓可以帮助限制这种双星系统中恒星风的性质。
2015-08-20 astro-ph.SR
Hydrodynamic Winds From Twin-Star Binaries
恒星风通过质量损失塑造恒星的演化。在双星系统中，它们还通过改变轨道来塑造恒星的演化。在本文中，我们使用流体动力学模拟来研究出现近等温风从同双双星。我们改变了模型恒星填充洛希叶的程度和风的温度。初始静止在恒星表面，风加速远离双组分通过音速表面超音速向外速度。在双星充满洛希瓣的情况下，一个共享的亚音速区域包围着两个组成部分。我们发现，从密切的双星双星的质量损失率增强相对于预期从两个单一的对象风。这种二进制增强最好作为风速与轨道速度之比的函数进行建模。同样，我们发现，风出现的特定角动量可以在二进制组件和外部拉格朗日点之间变化，这取决于风速与轨道速度的比值。考虑到质量和角动量损失可以建模为简单的函数的风速，我们的研究结果可能是广泛适用于密切的，质量相等的二进制文件的演变。一个特别重要的潜在应用是大质量的，密切的双星，这可能是通过化学均匀演化通道的双黑洞合并的祖先。
2020-07-14 astro-ph.SR
Nonconservative Mass Transfer in Massive Binaries and the Formation of Wolf-Rayet+O Binaries
大质量双星演化过程中的质量传递效率目前还不确定。为了研究Wolf-Rayet+O（WR+O）双星的形成，我们模拟了双星网格中的质量转移过程，考虑了两种非保守质量转移模型：旋转相关质量吸积模型I和半质量吸积模型II.通常，模型I中的传质效率更低，对于情况A和情况B传质，平均效率分别在$\sim0.2-0.7$和$ \lesssim0.2 $的范围内。我们提出了后代WR+O二进制的参数分布。通过比较模拟的恒星质量分布与观测到的银河系WR+O双星，我们发现，高度非保守的质量转移是必需的。
2016-10-14 astro-ph.SR
Accretion and magnetism on young eccentric binaries: DQ Tau and AK Sco
本研究针对主序前偏心双星DQ Tau和AK Sco，通过高分辨率偏振光谱观测证实二者存在磁层吸积，发现DQ Tau A磁拓扑发生极向到环向的转变，且磁场变化可能导致吸积的周期间差异。
2024-02-02 astro-ph.SR
A magnetic accretion switch in pre-cataclysmic binaries?
我们研究了周期为3.62小时的前激变双星和行星宿主候选者QS Vir（DA+M2-4）的白矮星组分中Si和C的表面丰度所暗示的质量吸积速率。重力沉降的扩散时间尺度意味着1999年观测时期的$\dot{M} \sim 10^{-16}M_\odot$年$^{-1}$，这比2006年{ \it XMM-牛顿}观测测量的低三个数量级。这是第一次在分离的前CV中看到大的吸积速率变化。在最近的日食计时研究中，在一个14年偏心轨道上的第三个天体太遥远了，不足以干扰中央双星来影响吸积。假设在{ \it XMM-牛顿}观测之前的日冕物质抛射可能解释更高的吸积速率，但这类事件的隐含规模和频率似乎太大了。我们建议吸积是最有可能的调制作为风的“吸积开关”，一种机制，可以通过X射线和紫外线监测的二次磁周期。如果是这样的话，QS Vir和类似的pre-CV可以提供强有力的见解到目前为止难以理解的激变变量和M矮磁层，以及质量和角动量损失率。
2014-01-28 astro-ph.SR
The coupled effect of tides and stellar winds on the evolution of compact binaries
我们遵循的潮汐和恒星风的耦合作用下的紧凑型双星的演变，直到罗奇瓣溢出的发病。这些双星包含一个紧凑的物体（黑洞，中子星或行星）和一个恒星组件。我们整合了完整的潮汐方程组，这是基于小屋的潮汐演化模型，我们把它们与恒星风的角动量损失。我们的目标是双重的。首先，我们希望强调一些有趣的耦合的进化结果。当潮汐与非大质量恒星风耦合时，一个有趣的结果是，在某些类型的双星中，恒星自旋趋于达到准平衡态，潮汐和风的影响相互抵消。当潮汐与大规模的风相结合时，我们将演化参数化为解耦半径，在解耦半径处，风从恒星中传播。即使对于小的去耦半径，该\emph{wind braking}也可以将主序上的系统驱动到罗氏瓣溢出，否则将无法这样做。我们的第二个目标是检查是否简单的时间尺度的考虑是一个很好的描述系统的演变。我们发现，简单的时间尺度的考虑，这依赖于忽略潮汐和恒星风之间的耦合，不准确地代表紧凑的双星的真实演变。旋转和轨道要素的耦合演化的结果可能与简单的时间尺度考虑有很大的不同，正如Barker & Ogilvie 2009在短周期行星系统中已经指出的那样。
2014-07-19 astro-ph.SR
The protostar FU Orionis may not be bursting: dramatic accretion suppression in embedded young eccentric binaries
Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）；Research School of Astronomy & Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文研究学院）
本研究通过星团形成模拟发现，FU Orionis等FUor爆发可能源于嵌入年轻偏心双星中近星点处的吸积抑制与BHL吸积爆发，而非持续爆发。
2026-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Clumped stellar winds in supergiant high-mass X-ray binaries
大质量星风的聚集是一个既定的范例，这是由多条证据证实的，并得到星风理论的支持。我们使用的结果，从含时流体动力学模型的不稳定性的线驱动的风的大质量超巨星导出的含时吸积率在一个紧凑的对象在Bondi-Hoyle-Lyttleton近似。风中强烈的密度和速度波动导致合成X射线光变曲线的强烈变化。非均匀风的光电离不同于光滑风的光电离。电离度受风团的影响。在比较光电离恒星风的观测光谱和模型光谱时，风的聚集也必须考虑在内。
2012-10-18 astro-ph.SR
Wind mass transfer in S-type symbiotic binaries II. Indication of wind focusing
上下文在共生双星中，从巨星到它的白矮星伴星的风质量转移还没有被很好地理解。例如，典型的Bondi-Hoyle吸积机制的风质量传递效率太低，无法为吸积体的典型光度提供动力。然而，最近的观测和模拟表明，在共生双星中，质量传递的效率要高得多。目标。我们确定了食S型共生双星EG And和SY Mus的近轨道平面区域的巨星风的速度分布，并推导出相应的质量损失率的球当量。用这种方法，我们表明高的传质比。方法.我们实现了这一目标，通过建模所观察到的柱密度考虑到电离的风的巨人，其速度分布是使用阿贝尔积分算子的氢柱密度函数的反演。结果我们的分析显示，这颗巨星的质量损失率的球当量是10^{-6} M_{Sun} /年的几倍，这比不依赖于视线的方法确定的速率高出10倍以上。这种差异排除了风是球对称的通常假设。由于我们的值是从近轨道面的柱密度得出的，这些值可能是将来自巨星的风集中到轨道面的结果。结论.我们的研究结果表明，在S型共生恒星的巨星风不是球对称的，因为它是在轨道平面增强，因此，更有效地吸积到热组件。
2016-02-15 astro-ph.SR
Modeling the Optical to Ultraviolet Polarimetric Variability from Thomson Scattering in Colliding Wind Binaries
大质量双星是测量质量和恒星风质量损失率的关键实验室。一个主要的挑战是推断观看倾斜度和提取有关碰撞风相互作用（CWI）区域的信息。在高度电离风中电子散射的偏振变率提供了有关系统几何的重要诊断信息。我们第一次结合了众所周知的广义处理的\citet{brown_polarisation_1978}的变极化从二进制与半解析解的几何形状和表面密度的CWI激波之间的接口的风的基础上，坎托等1996年。我们的计算包括一些简化形式的反平方律风密度和轴对称的假设，但在这样做得出几个强大的结论。一个是当风几乎相等时（例如，O\，+\，O双星），偏振度随着双星分离而有相对温和的下降。另一个原因是尽管汤姆逊散射是灰色不透明的，但连续偏振可以在紫外波长处显示出色彩效应，但在更长的波长处将基本恒定。最后，当一种风主导另一种风时，例如在WR+OB双星中，偏振在OB分量更明亮的波长处预计会更大，并且通常在WR分量更明亮的波长处较小。这种行为的出现是因为从WR星的角度来看，散射包络从球面的扭曲是一个远离WR星的微小扰动。相比之下，从OB星的偏振贡献的CWI冲击的几何形状占主导地位。
2022-05-16 astro-ph.SR
Planet migration in wind-fed accretion disks in binaries
行星迁移最初是指原行星盘，它比双星系统中典型的吸积盘质量更大，密度更大。我们研究了一个双星系统中的吸积盘中的行星迁移，该双星系统由一颗类太阳恒星和一颗红巨星施主恒星组成。这个吸积盘由恒星风供给。%时，圆盘自重忽略不计。我们采用$α$ -圆盘模型，并认为恒星风是随时间变化的。假设圆盘是准静止的，我们计算它的温度和表面密度分布。除了标准的磁盘模型，当物质被捕获的磁盘在其外边缘，我们研究的情况下，当恒星风提供物质的吸积半径内的整个磁盘表面的速率取决于距离中心恒星。这意味着一个行星经历经典的I/II型迁移，我们计算迁移时间的行星上的圆形轨道与磁盘共面。潜在的，快速向内的行星迁移可能导致行星-恒星合并，这可能伴随着光学或/和UV/X射线瞬变。我们计算了不同参数的行星和双星的迁移时间尺度。我们的研究结果表明，行星可以落在他们的宿主恒星的生命周期内的晚型捐助者的现实参数集。
2019-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Post common envelope binaries from the SDSS. VI. SDSS J120615.73+510047.0: a new low accretion rate magnetic binary
我们报告的第九个前极的发现，包括晚型ZAMS二级和磁白矮星。这颗白矮星以极低的速率吸积，点{M} ~ 10**-14 Msun/yr，来自伴星的风。我们在SDSS/SEGUE中系统搜索WD/MS二进制文件时发现了该源。根据7个斯隆光谱，我们估计一个双周期~200，230，或270分钟。紫外到红外光谱能量分布分解成dM 3-dM 4 ZAMS二级和冷白矮星，~9000 K，这始终意味着360和420 pc之间的距离。的光谱显示一个明显的回旋峰，可能源于低温等离子体，~1千电子伏，在108 MG的领域。我们评论两极和前两极之间的进化联系。
2009-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming spectroscopic massive proto-binaries by disk fragmentation
大质量原恒星的周围构成了一个吸积盘，它在数值上被证明是受碎片化的，并负责发光的吸积驱动的爆发。此外，它被怀疑会产生近距离的双星伴星，这将强烈影响恒星在赫兹-罗素图中的未来演化。我们提出了三维引力辐射流体动力学数值模拟的100钼前星核。我们发现，年轻的大质量恒星的吸积盘激烈的碎片，而不阻止（高度可变的）吸积气体团块到原恒星。在获得新生低质量伴星的特征的同时，一些圆盘碎片迁移到中央大质量原恒星上，其动力学性质表明其最终的开普勒轨道足够接近，构成了一个封闭的大质量原双星系统，具有年轻的高质量和低质量组件。我们得出结论的可行性的光盘碎片通道形成这样的短周期的二进制文件，这两个过程-关闭大规模的二进制形成和吸积爆发-可能会发生在同一时间。FU-猎户座型爆发，例如在年轻的大质量恒星S255 IR-NIRS 3中观察到的爆发，可能不仅表明正在进行的盘碎片化，而且也被认为是一种示踪剂，一旦系统的高质量成分进入其演化的主序星阶段，就会形成紧密的大质量双星-随后的大质量光谱双星的祖先。最后，我们研究了光盘碎片的ALMA可观测性。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
