Bipolar ejection by the symbiotic binary system Z And during its 2006 outburst
高分辨率的数据在该地区的线H阿尔法已获得在光的最大值的时间和之后，它的2006年光学爆发的共生二进制Z和。在此期间，观测到蓝移的吸收成分，表明流出速度约为1400 km/s，以及位于该线主峰两侧的具有类似速度的额外发射成分。这些都是双极外流的光谱特征，在该双星的光谱中尚属首次。对星云部分的辐射量和质量作了近似估计。
2006-12-18 astro-ph
A CORAVEL radial-velocity monitoring of S stars: symbiotic activity vs. orbital separation
给出了贫Tc S星HR 363（= HD 7351）和HD 191226的轨道根数。HR 363的轨道周期为4592 d（=12.6 y），是已知S星中周期最长的，但它是一个强X射线源。它的X射线通量与HD 35155相似，HD 35155是一颗轨道周期最短（640 d）的S星。这一令人惊讶的结果与在双星S中观察到的双星相互作用的其他诊断方法相一致。它们揭示了双星相互作用的水平与轨道周期之间没有相关性。这种情况可以解释，如果风的质量损失率从巨人是控制活动水平的主要因素在这些（分离）系统，通过一个物质流漏斗通过内部拉格朗日点。
1998-01-28 astro-ph
New binary parameters for the symbiotic recurrent nova T Coronae Borealis
椭球变化的幅度，质量函数，和演化限制组件的质量已被用来约束的二元系统参数。与以往的研究结果相反，我们的分析表明，TCrB的质量比q（M_giant/M_hot）=0.6，这意味着一个低质量的双星系统，恒星质量M_giant=0.7太阳质量，M_hot=1.2太阳质量。这一结果强烈支持了这颗复发新星的热核失控模型，并解决了有关热成分性质及其喷发物理原因的所有争议。
1998-04-19 astro-ph
Binarity and Symbiotics in Asymmetrical Planetary Nebulae
我们表明，有某些类型的不对称的行星状星云（PNE）和共生星之间的强有力的联系。共生体是双星，有几个有延伸的光学星云，它们都是不对称的，大约40%是双极的。双极PNe可能是由双星形成的，并且与共生星云（SyNe）有许多共同的性质。一些PNe表现出点对称性，这很自然地可以用双星系统中的岁差来解释。M2-9具有点对称和面对称，并且已经被证明有一个二元中心天体。我们表明，在天空中的倾斜度影响观测到的双极星云的性质，由于赤道密度增强，并比较一个简单的模型的BPNe样本的观测。模型预测和观测的红外/光通量比和视光度之间得到了很好的一致性，这进一步证实了二元假设。
2003-10-02 astro-ph
Illumination in symbiotic binary stars: Non-LTE photoionization models. II. Wind case
我们描述了一个非LTE光电离程序来计算一个共生双星系统的热组分所照亮的红巨星风的风结构和出射光谱。我们认为球对称风与几个不同的速度和温度的法律，并获得预测线通量作为红巨星质量损失率，\mdot的函数。我们的模型通常与共生星EG And和AG Peg的观测结果相匹配，\mdot约为10^{-8} \msunyr到10^{-7} \msunyr。红巨星风的光学厚截面从热分量看是这些模型中的一个关键参数。截面为2- 3红巨星半径的风再现了观测到的通量，因为那时的风密度很高，约为10^9 cm^{-3}。我们的模型有利于风的加速区域，要么远离红巨星光球或延伸2- 3红巨星半径。
1997-12-17 astro-ph
Mm/submm observations of symbiotic binary stars: implications for the mass loss and mass exchange
我们讨论了毫米/亚毫米光谱的共生二元系统的样本，并将它们与流行的模型提出来解释他们的无线电发射。我们发现，无线电发射从静止的S-型系统起源于一个圆锥形区域的红巨星风电离的热同伴（STB模型），而更复杂的模型，涉及风从两个组件和它们的相互作用，需要考虑无线电发射的活动系统。我们还发现，从我们的观测中得出的巨质量损失率系统地高于单个冷巨星。这一结果与IRAS观测的结论和模型对热分量的要求是一致的。
2001-02-12 astro-ph
Observed Properties of Mass Loss in Symbiotic Binaries
在共生系统中，红巨星和米拉变星都比典型的银河巨星和米拉变星有更高的质量损失率，这表明只有非常进化的巨星，也就是那些质量损失率最高的巨星，才能在相距很远的双星系统中支持共生行为。它们通常表现出扁平的质量损失几何形状，由于本质上不均匀的质量损失和/或潮汐之间的二元组件的相互作用。因此，共生星云的主体是由巨风中丢失的物质形成的，而热的成分则负责其电离和激发。此外，无论何时，快速的风和/或从热的成分喷射出的喷流，都会产生复杂的，通常是双极的共生星云形状。解析星云的观测也表明双星的几何形状和星云结构是一致的，但双极流出可能不是在所有情况下都与轨道平面正交。
2000-01-03 astro-ph
The spectroscopic orbits and other parameters of the symbiotic binary FN Sgr
我们提出了一个分析的光学和近红外光谱的食共生系统FN Sgr。特别是，我们已经确定了第一次光谱轨道的径向速度曲线的基础上，这两个组件。一组类似于A-F型恒星的蓝色吸收线存在于我们所有的光谱中。它们似乎与热分量有关，但最佳轨道拟合对应于更大的偏心率。我们还研究了光谱的变化和光度变化的功能，这两个热成分的活动和轨道运动。
2002-11-07 astro-ph
Discovery of the eclipse in the symbiotic binary Z Andromedae
我们对共生双星Z And在其最近（2000 - 2003年）的活动阶段进行的测光观察显示，U、B和V光变曲线（LC）在其冷分量的下合点位置（轨道相位“φ”）处出现最小值= 0）。这一事实和颜色指数的行为表明，最小值是由于红巨星的活动热物体的日食。物理上合理的拟合的日食剖面和精确的分析光谱能量分布（SED）在紫外线连续显示盘状结构的热物体在活动阶段。目前对系统基本参数的了解将轨道倾角“i”限制在76 - 90度。瑞利衰减的远紫外连续在0附近的'phi'在静止阶段的存在证实了Z和轨道的非常高的倾角。
2003-04-02 astro-ph
The central binary and surrounding nebula of the symbiotic star V1016 Cygni
我们提出了共生星V1016天鹅座的HST/WFPC 2图像，这是第一次，直接探索星云的内部区域，以AU尺度的光学波长。他们还表明，[OIII] 4959，5007发射发生在双极流出。我们使用这些图像来确定这两颗恒星的位置，因此投影的双星间距为84 AU（假设距离为2 kpc），位置角为143.5度。此外，我们结合我们的图像与VLA无线电成像，使诊断测试的应用和性能的拱星星云被确定。最后，我们获得了V1016 Cyg的存档HST/STIS光谱，我们能够在空间上分辨星云中不同位置的源。这使得发现紫外对应于Bang等人（1992）发现的~25 arcsec扩展发射。
2002-02-04 astro-ph
X-ray observations of 4 Draconis: symbiotic binary or cataclysmic triple?
我们提出的第一个X射线观测的天龙座4系统，包括一个M3 III巨星与热紫外线同伴。有人声称这颗伴星本身就是一个AM Her-type双星系统，这对激变变星的演化有很强的限制。我们发现天龙座4的X射线性质与吸积白矮星的存在是一致的，但与AM Her系统的存在是不一致的。因此，我们的结论是，4 Dra最有可能是一个共生双星，包含一个白矮星吸积物质的红巨星的风。4 Dra的X射线光谱有时被部分电离的光电吸收所控制，这可能是由于红巨星的风。我们注意到，对这种系统的X射线监测将提供一个强大的探测器的风和质量损失率的巨人，并将允许风吸积模型的详细测试。
2003-09-15 astro-ph
Magnetic Activity of the Cool Companion in Symbiotic Systems
我认为，在大多数共生双星系统中的冷巨星同伴具有比孤立的或宽双星系统中的冷巨星高得多的水平上的磁活动。基于主序星的行为，我假设磁活动和X射线光度随着自转速度的增加而增加。然后，我表明，在共生系统中的冷同伴可能比孤立的，或在广泛的双系统，冷巨人更快地旋转。冷巨星的磁活动可以被观测为来自冷巨星的全球轴对称质量损失几何（在热伴星影响流出之前），一个随机质量损失过程，即，质量损失率随时间和巨星表面位置的变化，以及相对较强的X射线辐射。来自冷巨星的质量损失过程的变化可能会导致由热致密伴星吹出的喷流性质的变化。我的结论是共生系统应该是高优先级的X射线目标。
2002-04-21 astro-ph
Discovery of a bipolar and highly variable mass outflow from the symbiotic binary StHa 190
一个高度和快速变化的双极质量流出StHa 190已被发现，第一次在黄色的共生星。允许的发射线两侧是对称的喷流特征和多分量的P-Cyg剖面，速度高达300公里/秒。由于双星的轨道倾角很大，如果喷流几乎垂直于轨道平面离开系统，则反投影速度等于或超过逃逸速度（1000公里/秒）。StHa 190在许多其他方面看起来相当奇特：热的部分是一个O型次矮星，没有吸积盘或面纱星云连续体，而冷的部分是一颗G7 III恒星，以105公里/秒的惊人速度旋转，在G场巨星中看不到。
2001-02-11 astro-ph
Discovery of a redshifted X-ray emission line in the symbiotic neutron star binary 4U 1700+24
我们提出的XMM牛顿观测的X射线二进制4U 1700+24，在2002年8月的爆发期间进行的光谱分析。在1 keV以上的EPIC-PN频谱可以通过黑体加康普顿化模型建模，如在以前的观察。在较低的能量，但是，我们检测到一个突出的软过剩，我们的模型与广泛的高斯中心在~0.5千电子伏。在高分辨率的RGS光谱中，我们检测到一条中心在19.19^{+0.05}_{-0.09} nm处的单发射线。我们讨论了这条谱线的两种可能的解释：红移z=0.012^{+0.002}-0.004}的O VIII或红移z~0.4的Ne IX。
2005-06-24 astro-ph
The inner nebula and central binary of the symbiotic star HM Sge
我们提出了同期的HST WFPC 2和VLA观测的共生新星HM Sge。我们确定了一些离散的功能，在空间尺度小于约0.1角秒嵌入扩展星云，无线电和光发射以及相关的内部1角秒。这是我们第一次直接测量共生星双星的位置。我们估计双星的投影角间距为40+/-9毫角秒，双星轴的位置角为130+/-10度。后者与以前用间接方法作出的估计是一致的。如果距离为1250+/-280 pc，则二进制分离与先前估计的50 au一致。温度和密度诊断显示，在星云周围有两个不同的区域，在西南方向有一个冷楔。消光图表明真正的星际消光不超过E（B-V）= 0.35。这与700秒差距的最小距离是一致的，但如果在消光图中有一个拱星对最小距离的贡献，这个距离就会减少。灭绝地图也显示了星尘的不均匀分布。我们认为，南部集中的灰尘和西南楔形与冷分量风。或者，南部的尘埃集中是造成冷楔的原因，因为它屏蔽了星云的一部分，使其免受热辐射场的影响。
2001-01-16 astro-ph
EG And: FUSE and HST/STIS Monitoring of an Eclipsing Symbiotic Binary
我们目前的亮点和概述20 FUSE和HST/STIS观测明亮的共生二EG和。这项工作背后的主要动机是获得演化巨星的空间分辨信息，以了解这些物体中的质量损失过程。该系统由一颗低光度的白矮星和一颗质量损失的无尘埃M2巨星组成。紫外线观测遵循白矮星连续体，通过风和色球层的巨大周期性逐渐掩星，提供了一个独特的诊断吸收的星周气体。Umensculted光谱显示高电离功能，如OVI共振双峰，这是目前作为一个变量（小时时间尺度），广泛的风廓线，诊断接近矮组件的热气。在部分掩星阶段观测到的光谱显示出许多低电离、窄吸收线，从较低的能级到地面以上约5 eV的跃迁。这种吸收是由于色球层/风的物质，大多数谱线是由于SiII、PII、NI、FeII和NiII的跃迁，以及严重阻尼的HI莱曼系特征。尽管FUSE对分子氢敏感，但在风加速区没有观察到分子特征。从紫外数据集的分析，以及光学数据，我们发现，矮辐射并不占主导地位的风加速区的巨人，和观察到的热和动态风的属性是最有可能代表孤立的红巨星。
2007-10-12 astro-ph
A Wind analysis of an evolved Giant - FUSE and HST/STIS observations of an eclipsing Symbiotic Binary
恒星天体物理学中一个主要的突出问题在于理解演化的巨星失去质量的风产生机制。食共生双星系统的相位分辨观测，包含一个质量损失的巨人和一个热的白矮星，是理想的研究在演化的恒星风产生机制。对于这样的系统，我们利用矮星穿过巨星风的轨道运动来提供穿过星周气体的彗星光束视图。FUV观测可以探测吸收中的风的不同层，从而可以导出速度分布图，并提供有价值的、空间分辨的冷风诊断。我们提出了一系列的FUSE和HST/STIS观察两个这样的系统，并讨论我们的研究结果。速度分布，并暗示，这些巨人的风力发电机制被发现不同于常用的参数化预测。我们观测的阶段使我们能够检查风加速区域的密度，温度和速度结构，以及流出物质的组成。
2004-09-16 astro-ph
A Wide Symbiotic Channel to Type Ia Supernovae
作为一个有前途的通道Ia型超新星（SNe Ia），我们已经提出了一个共生的二元系统组成的白矮星（WD）和低质量的红巨星（RG），其中强风从吸积WD发挥关键作用，以增加WD的质量，以达克拉塞卡质量极限。在这里，我们提出了两个新的进化过程，使共生通道SNe Ia更广泛。(1)我们首先证明了即使像$a_i \lesssim 40000 R_\odot$这样大的初始距离，WD + RG密近双星也可以由宽双星形成。这样的联星由一颗AGB星和一颗低质量主序星组成，其中AGB星在成为WD之前经历了超级风。如果AGB演化末期的超级风与轨道速度相同或更慢，则从系统中流出的风会有效地带走轨道角动量。结果，宽双星大大缩小，成为一个接近的双星。因此，WD + RG双星可以由比我们先前估计的更宽的双星形成。(2)当RG充满其内部的临界洛希瓣，WD经历快速的质量吸积和吹一个强大的光学厚风。我们先前的分析表明，只有当RG/WD的质量比小于1.15时，质量传递才被这种风稳定。我们的新发现是WD风可以从RG包络线剥离质量，即使RG/WD质量比超过1.15，这也足以有效地稳定质量传递。在上述两个新效应（1）和（2）的作用下，共生通道可以解释我们银河系中Ia超新星的推测速率。
1999-04-03 astro-ph
The SED in the hot continuum of the symbiotic binary AR Pavonis. I. Tests with the current models
我们提出的光谱能量分布（SED）在连续的食共生二进制AR PAV之间的0.12和3.4微米。这揭示了双星中热天体的高光度，L（热）= 2200（d/4.9 kpc）**2 L（太阳）。我们介绍了一种方法，解开总的连续光谱到其个别组件的辐射共生双星目前的模型。应用一个标准的电离模型，我们表明，配置的AR PAV显着不同的典型共生双星在其静止阶段。一个简单的黑体吸积盘（L（AD）=1700（d/4.9 kpc）**2 L（Sun））的辐射提供了对所观测到的SED的最佳拟合，该吸积盘嵌入在一个扩展的热日冕（Te=40000+/-5000 K，L（neb）=500（d/4.9 kpc）**2 L（Sun）中。这个热天体的基本结构也解释了观测到的食廓线的波长依赖的深度和宽度。标准的薄盘模型需要一个高吸积率的点M（acc）> 2x 1 E-4 M（Sun）/yr到半径R（acc）> 2 R（Sun）的中心恒星上，以平衡观测到的光度。与盘模型无关，当点M（acc）> 1.7 × 1 E-5 M（Sun）/yr和M（acc）=0.75 - 1.0 M（Sun）时，吸积过程限制R（acc）> 0.1R（Sun），这排除了白矮星是吸积星的可能性。应用模型与磁盘和边界层表明，远紫外光谱是不一致的大量的热辐射的边界层。
2003-02-26 astro-ph
The Symbiotic Neutron Star Binary GX 1+4/V2116 Ophiuchi
我们提出了多波长观测这S型共生LMXB，其中包括一个2分钟的X射线脉冲星吸积从M6 III巨星。这是唯一一个明确知道含有中子星的共生系统。双星（Av=5）稳定的星际消光与X射线测量推断的变量N_H形成对比，这很可能是恒星风的证据。质量施主可能在第一个上升的红巨星分支的顶端附近，在这种情况下，该系统的距离为3-6 kpc，X射线光度为10^37 erg/s。也有可能，尽管可能性较小，施主星才刚刚开始它的渐近巨星分支的上升，在这种情况下，该系统的距离为12-15 kpc，X射线光度为10^38 erg/s。然而，我们测量的Av反对如此大的距离。我们发现，包裹双星的致密（10^9 cm^-3）发射线星云是由来自吸积盘的紫外辐射提供能量的。的发射线光谱约束的温度和磁盘的内半径（从而脉冲星的磁场强度），我们讨论的背景下，在脉冲星中观察到的吸积扭矩逆转。我们还证明了双星周期必须大于100 d，并且很可能大于260 d，这使得GX 1+4成为唯一已知的Porb大于10 d的LMXB。如果质量供体充满了它的洛希瓣，质量转移必须是高度超爱丁顿的，需要大量的质量损失。我们讨论了另一种选择，磁盘形式的缓慢，密集的恒星风预计从红巨星。
1997-06-05 astro-ph
The symbiotic binary system RX Puppis: a possible recurrent nova with a Mira companion
我们提出了一个共生的二元系统RX Pup的光度和光谱观测的分析，其目的是开发一个可靠的二元系统，并确定其壮观的活动负责的机制。这颗双星由一颗长周期的米拉变星和一颗炽热的白矮星伴星组成，米拉变星被一层厚厚的尘埃壳层所包围。热的成分产生几乎所有的活动，在紫外线，光学和无线电范围内观察到的，而可变的模糊的米拉由拱星尘埃是负责长期的变化，在近红外的幅度。观测结果显示，RX Pup在过去三十年中经历了一次类似新星的喷发。从1975年到1986年，这颗热星的半径以大致恒定的光度收缩，并且是一股强大的恒星风的来源，这股恒星风阻止了它吸积在米拉风中丢失的物质。在1988/1989年前后，热分量在HR图中翻转，到1991年，它的光度已经相对于最大平台值衰减了大约30倍，热风实际上已经停止。到了1995年，新星残骸开始吸积来自米拉风的物质，表现为光学连续谱和HI辐射强度的普遍增加。静止光谱类似于共生周期性新星的静止光谱，其强度表明热成分必须吸积多达米拉风的1%，这或多或少是邦迪-霍伊尔理论预测的数量。1890年代最早的观测记录表明，RX Pup的另一次新星样喷发发生在1894年左右。
1999-01-05 astro-ph
The Henize sample of S stars: IV. New symbiotic stars
本文讨论了Henize样本中66颗S双星中少数共生星的性质。Hen 18和Hen 121具有强的蓝紫光谱和H_α辐射（半高宽为70 km/s），而Hen 134和137具有弱的H_α辐射。H_α剖面是Van Winckel等（1993，A&AS 102，401）定义的S-3类非尘埃共生星的典型剖面。在Henize共生S星中，He I、[N II]或[S II]发射线不存在，这表明星云密度很高，但激发相当低。H_alpha发射中心的径向速度与伴星的径向速度相同（至少对于Hen 121来说，这可以从现有的轨道根数中检查出来），因此表明H_alpha发射来自与伴星一起运动的气体。对于母鸡121，当伴星被S星遮蔽时，紫外线巴耳末连续谱的消失进一步证实了这一点。因此，Hen 121是第二颗在外部S星中发现的食双星（第一颗是HD 35155）。通过对现有的轨道周期和H_α发射数据的比较，得出结论：S星的H_α发射似乎仅限于周期在600 - 1000 d范围内的双星系统，这与红色共生星（不包括共生新星）的普遍情况是一致的。共生S星是在最演化的外部S星中发现的。
2002-09-24 astro-ph
Observations of possible symbiotic star V335 Vul
我们目前的视觉和CCD VRI观测的一个可疑的共生二进制V335 Vul。长期测光表明通常的米拉或SRa脉动。高速V波段CCD测光没有发现任何超过0.02马格的异常。
2002-10-26 astro-ph
A new symbiotic low mass X-ray binary system: 4U 1954+319
4U 1954+319在25年前被发现，但直到最近才开始出现关于其性质的清晰图像。我们首次提出了一个宽带频谱的源和详细的定时研究，使用一年多的监测数据。时间和光谱分析是使用公开的Swift，INTEGRAL，BeppoSAX和RXTE/ASM数据在0.7-150 keV的能量带。源谱可以用高吸收（N_H~10^23 cm^-2）的幂律方程很好地描述，高能指数截止在15 keV附近。在3 keV以下需要额外的黑体分量来解释软过量。推导出的~5小时周期，自旋上升的时间尺度为~25年，可以确定为中子星的自旋周期。光谱和时间特性表明，我们正在处理最慢的建立风吸积X射线脉冲星和第二个确认的成员的新兴类被称为“共生低质量X射线双星”主机中子星。
2006-10-05 astro-ph
On the radio spectrum of CI Cygni: a test of popular models for symbiotic stars
我们确定了原型S（恒星）型共生星天鹅座CI在静止期波长在6厘米至0.85毫米之间的光谱能量分布。这些数据是用甚大阵列和詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜上的水下呼吸器亚毫米照相机同时获得的。这些数据使我们能够确定自由的电离成分的周转频率，促进模型相关的估计的二进制分离比较与已知的轨道参数的CI Cug和严格测试已知的模型从共生星的无线电发射。特别是，我们的数据排除了两个最流行的模型：电离的巨大的风莱曼连续光子从其热的同伴和排放所造成的风的相互作用，从两个二进制组件。
2001-01-30 astro-ph
Rotational velocities of the giants in symbiotic stars: I. D'-type symbiotics
我们用交叉关联函数方法测量了一些D '-型共生星中质量施主的自转速度（v.sini）。与v.sini对应的光谱类型的星表相比，五颗D'共生星中有四颗与已知的v.sini共生，似乎是非常快的自转星。这些恒星中至少有三颗以临界速度的一个相当大的分数（>=0.5）旋转。这意味着至少在D '型共生体中，冷的组分比孤立的巨星旋转得更快。如果这些双星是同步的，它们的轨道周期应该相对较短（4-60天）。我们还简要地讨论了快速旋转的可能起源及其与质量损失和尘埃形成的联系。
2005-07-25 astro-ph
Infrared Spectroscopy of Symbiotic Stars. IV. V2116 Ophiuchi/GX 1+4, The Neutron Star Symbiotic
根据17个红外视向速度，我们计算了共生双星V2116蛇夫座中M巨星的第一组轨道根数。这颗巨星的伴星是一颗中子星，即明亮的X射线源GX 1+4。我们发现它的轨道周期为1161天，是迄今为止已知的X射线双星中最长的。轨道的离心率为0.10，轨道圆化时间小于10^6年。轨道的大质量函数显著地限制了M巨星的质量。采用中子星质量为1.35 M（太阳），M巨星的最大质量为1.22 M（太阳），使其成为质量较小的恒星。导出的丰度显示出轻微的太阳下金属丰度。碳和氮处于红巨星第一次挖掘阶段的预期比例。缺乏O-17意味着M巨星的质量小于1.3M（太阳），与我们的最大质量一致。红巨星的半径是103 R（太阳），比估计的洛希瓣半径小得多。因此，红巨星的质量损失是通过恒星风。虽然中子星的M巨星伴星的质量与低质量X射线双星中的晚型星相似，但它的近太阳丰度和视逃逸速度与这类恒星的性质并不完全一致。
2005-12-09 astro-ph
Discovery of Rapid Hard X-ray Variability and New Jet Activity in the Symbiotic Binary R Aqr
两个钱德拉观测的R Aqr共生双星系统采取了3.3年的时间间隔显示戏剧性的变化，X射线形态和光谱特征，在内部500 AU的这个系统。软X射线发射的形态已经从以双星系统为中心的近圆形区域演变为沙漏形状，这表明新的西南急流的形成。新喷流的同步辐射在同时期的VLA射电光谱中意味着喷流发展早期阶段的物理条件与已知在该系统中存在数十年的更广泛的外部热喷流中的物理条件不同。中心双星源在两个历元中都有两个X射线谱分量，一个是软谱分量，另一个是高吸收的硬谱分量，如果用热等离子体模型拟合，其特征是T ~ 10^8 K。在2000.7和2004.0之间的光谱硬化相当大，主要是由于增加的流量超过5千电子伏，这表明在几年或更短的时间尺度上的白矮星的吸积活动的变化。点源的Fe K的排放在两个观测的中央双星系统的位置被检测到。虽然早期的观测显示在6.4 keV处Fe K α附近只有一个单一的发射峰，但后来的观测显示在6和7 keV之间有一个更复杂的发射结构。最后，我们已经发现了调制的硬X射线通量的周期为1734秒，在95%的置信水平，仅在2004年的观察。这种调制可能是由吸积柱中的驻波激波引起的，我们还探讨了RAqr中的白矮星与中极区的磁性白矮星类似的可能性。
2007-01-11 astro-ph
A radio jet in the prototypical symbiotic star Z And?
作为观测2000- 2002年原型共生星Z仙女座爆发的多波长活动的一部分，我们用多元素无线电连接干涉仪网络和甚大阵列分别观测了该物体六次。在所有三个观测频率（1.4，5和15 GHz）的光学爆发过程中，无线电通量变化显着。在2001年9月的MERLIN影像中出现了一个类似喷流的延伸，似乎垂直于双星轨道平面。假设喷射发生在光学爆发的开始，扩展发射的峰值和中心核之间的0.06角秒间隔意味着喷射物质以400 km/s的速度移动。这种延长的发射在~个月的时间尺度上消失，并且在任何其他时期都没有检测到。我们认为，射流的影响是一个“原型”的共生系统的组成部分，并比较所观察到的Z和射流的X射线双星系统中的射流的属性。
2003-09-15 astro-ph
Outbursts of Classical Symbiotics: Multi-Wavelength Observations of the 2000-2001 Outburst of Z Andromedae
我们描述了共生双星爆发的多波长监测计划的第一个结果。原型共生恒星Z仙女座在其当前（正在进行的）爆发期间被广泛观察到无线电，光学，远紫外线和X射线波长。这些观测结果提供了证据，证明最初的遮蔽或电离辐射源是由光学厚壳层物质，以100 km/s的速度流出，加上红巨星风的碰撞激发和冲击加热。此外，光学光变曲线揭示了在上升和下降的光学最大值的时间尺度上的变化，短至几天。
2001-10-02 astro-ph
IGR J16194-2810: a new symbiotic X-ray binary
本文报道了对X射线源IGR J 16194 -2810的多波长研究，它是一个新的共生X射线双星（SyXB），即由一个M型巨星和一个致密天体组成的罕见类型的低质量X射线双星（LMXB）。利用雨燕/XRT数据所允许的精确X射线位置，我们精确地定位了光学对应物，一颗M2 III恒星。此外，XRT和INTEGRAL/IBIS提供的光谱信息的组合使用表明，该源的0.5-200 keV光谱可以用吸收康普顿化模型来描述，通常在LMXB中发现，特别是在SyXB中。在IBIS数据中没有检测到长期（几天到几个月）的周期性。由XRT提供的时间范围揭示了典型的银河系X射线源吸积的散粒噪声的变化，但还不足以详细探索X射线短期（秒至小时）振荡的存在。通过使用上述信息，我们推断这个源的重要参数，如它的距离（约3.7千秒差距）和X射线光度（约1.4e35 erg/s，在0.5-200 keV波段），我们给这个系统（典型的SyXB），其中一个紧凑的对象（可能是一个中子星）从它的M-型巨星伴星的风吸积的描述。我们还绘制了IGR J16194-2810和属于这个子类的其他源之间的一些比较，发现这个对象类似于SyXB 4U 1700+24和4U 1954+31。
2007-06-22 astro-ph
The spectroscopic orbits and the geometrical configuration of the symbiotic binary AR Pavonis
我们分析了食共生系统孔雀座AR的中、高分辨率的光学和近红外光谱。我们分别从M-巨星吸收线和H α、H和He II 4686的发射剖面得到了红分量和热分量的径向速度曲线。从轨道根数我们导出了红巨星和热分量的质量，分别为M巨=2.5和M热=1.0太阳质量。我们还提出并讨论了径向速度模式的蓝色CF吸收光谱，以及各种发射线。特别是，我们确认，蓝色吸收线与热分量。然而，蓝吸收系统的径向速度曲线并不能直接跟踪热伴星的轨道运动，当热伴星活跃时，它偏离预期的圆形轨道的情况特别强烈。我们认为，CF型吸收系统形成的物质流从巨人大概在一个区域，该流遇到一个吸积盘或周围的热组件扩展信封。宽的辐射翼起源于内吸积盘或热星周围的包层，我们还认为H剖面中的中心吸收形成于冷巨星风的中性部分，该部分强烈地集中在轨道平面上。AR Pav中的星云似乎被轨道平面中大量的中性物质所包围。禁戒发射线可能形成于沿极向延伸的低密度电离区和/或风-风相互作用区。
2002-03-18 astro-ph
A study of the mass loss rates of symbiotic star systems
共生系统中的质量损失的量进行了研究，特别是质量损失通过形成射流在宝瓶座R（R Aqr）。钱德拉在四年的时间里在X射线中观察到了R Aqr的喷流。急流在一年时间尺度上发生变化，并观察到新的外流。了解质量的数量和喷射的频率进一步限制了系统中白矮星积累足够质量成为1a型超新星祖先的能力。多波长研究的细节，如速度，密度和空间范围的射流将进行讨论，以了解在二元系统的质量平衡。我们研究其他共生系统，以确定在这类对象的质量损失的趋势。
2006-11-13 astro-ph
Multiwavelength evidence for a 15-year periodic activity in the symbiotic nova V1016 Cygni
在共生新星V1016 Cyg的长期UBV光电和照相测光中发现的~15.1年的周期也在（J-K）颜色指数和紫外连续光谱中被检测到，并且来自IUE和HUT光谱的发射线通量。它可以被解释为从Mira型变星伴星到其超宽轨道上的一个热成分的经常性增强质量损失事件的影响（根据最近的HST观测提出），或者是一个三重系统的内部未解析双星的真实轨道周期。发现紫外线通量的最大值相对于连续谱的最大值有410天的延迟，Mira型变星的脉动周期改进为474 ± 6天。
2002-07-01 astro-ph
Binary life after the AGB - towards a unified picture
一个统一的演化模式，包括后AGB系统、钡星、共生体和相关系统，解释它们的相似性和差异。我们能建造它吗？我们比较这些不同类别的对象，以构建一个一致的图片。特别注意的是钡污染和共生现象的比较。最后，我们概述了一个“瞬态环面”的演变情况，利用各种观测和理论的提示，旨在解释观察到的相关系统的特点。
2006-12-15 astro-ph
The Stellar Parameters and Evolutionary State of the Primary in the d'-Symbiotic System StH\alpha190
本文报道了一颗d'共生星的高分辨率光谱恒星参数和丰度分析：StH \alpha 190的黄色成分。这颗恒星最近被发现，并在这里得到证实，它是一颗快速旋转（vsini=100 km/s）的亚巨星或巨星，其径向速度变化可能至少为40 km/s，表明存在一颗伴星（一颗白矮星）。发现冷恒星成分的Teff= 5300 K，log g=3.0。铁和钙的丰度接近太阳能，然而，钡相对于Fe和Ca过量约+0.5 dex。钡增强反映了当前白矮星是渐近巨星分支（AGB）恒星时s过程富集物质的质量转移。这个双星系统的过去和未来演化主要取决于它目前的轨道周期，目前还不知道。需要协调一致和频繁的径向速度测量，以提供对这个共生系统的关键物理约束。
2001-06-12 astro-ph
X-ray broad-band study of the symbiotic X-ray binary 4U 1954+31
本文介绍了BeppoSAX、EXOSAT、ROSAT、RXTE和Swift卫星对X射线双星4U 1954+31的几次X射线观测结果。我们还研究了超过10年的RXTE ASM数据。所有观测的光变曲线都显示出一种不稳定的行为，在数百到数千秒的时间尺度上，源发射突然增加。没有迹象表明源光谱硬度的变化，可能是RXTE指向观测的例外。定时分析没有显示相干脉动或周期性的存在，无论是在从2毫秒到2000秒的范围内，或在长期的RXTE ASM光曲线的时间尺度从天到年的定点观测。用BeppoSAX号卫星获得的0.2-150千电子伏的光谱，就光谱覆盖范围而言，是迄今为止该源最宽的，并可通过一个由较低能量的热成分（热扩散气体）加上较高能量（康普顿化）发射组成的模型得到很好的描述，后者由部分覆盖的冷吸收体加上热（电离）吸收体加以修改。排除了BeppoSAX低能数据的黑体模型化。0.1-2千电子伏ROSAT光谱也支持在源附近存在一个复杂的吸收体。RXTE、EXOSAT和Swift X射线光谱与上述结果一致，但表明了局部吸收体的密度和电离的变化。在BeppoSAX和RXTE光谱中可能检测到6.5 keV的发射线。所有这些信息都表明，更好地描述4U 1954+31的场景是一个双星系统，其中一颗中子星在一个高度不稳定的介质中运行，来自其光学伴星M型巨星的恒星风。
2006-12-11 astro-ph
Raman-Scattering Wings of H alpha in Symbiotic Stars
Nussbaumer等人（1989）提出，宽的H $α$翼可以通过Ly $β$光子的拉曼散射形成，在这封信中，我们认为共生星中常见的H $α$翼确实可能是以这种方式形成的。假设在Ly $β$周围有一个平坦的紫外光入射，我们在H $α$周围产生了模板翼轮廓，这些模板翼轮廓是通过平面平行H~I区域中的拉曼散射形成的。我们进行了翼型拟合分析，表明模板翼型与van Winckel等人（1993）和Ivison等人（1994）提供的观测翼型非常吻合。翼通量由散射H~I柱密度和入射Ly $β$通量强度和剖面决定。从我们的配置文件分析，它提出的拉曼散射分量可以确定与中性信封与列密度范围$10^{18-20} {\rm cm^{-2}}$，围绕的二元系统。我们简要地讨论了替代候选人的翅膀形成机制和观测的影响，拉曼散射在共生星和其他天体，包括行星状星云，后AGB星和活动星系核。
2000-08-30 astro-ph
Two SMC Symbiotic stars undergoing steady hydrogen burning
小麦哲伦星云（SMC）中的两颗共生星Lin 358和SMC 3已经成为超软X射线源（SSS）超过10年。我们拟合大气和星云模型，以获得在不同时期的X射线，光学和紫外光谱。X射线光谱非常柔和，似乎是由白矮星的大气层发出的，而不是像其他共生体那样由星云发出的。SMC 3的白矮星是两个源中最热的一个，在12年的不同时期有一个恒定的有效温度~ 500，000 K。在过去的50年里，尽管对SMC进行了持续的光学监测，但没有记录到这些系统的新星样爆发，也没有迹象表明白矮星在热核闪光后会冷却。2003年3月该系统的辐射热光度比三年后低一个数量级以上，但观测时间与先前在ROSAT和光学观测中发现的白矮星的日偏食一致。红巨星风要么是非常不对称的，要么是非常密集的。1993年以来，Lin 358的致密天体的温度一直在180，000 K以上，也许有一个适度的增加。大气拟合得到log（g）>=9，仅适用于WD质量>1.18 M（溶胶）。这两个系统可能正在以Ia型超新星祖先所需的高速率稳定地吸积和燃烧氢。
2007-02-15 astro-ph
The giant star of the symbiotic system YY Her: Rotation, Tidal wave, Solar-type cycle and Spots
我们分析了共生星YY Her的历史光变曲线，从1890年到2005年12月。一个长期的下降趋势被检测到，在1000天的~.01磁的速度，这表明该系统可能属于共生新星的子类。在这种缓慢的下降过程中叠加了几次爆发事件。在光变曲线中确定了三个独立的周期。一个准周期为4650.7天检测到的突出发生。我们认为，这是一个签名的太阳型磁发电机周期中的巨大的组成部分。593.2 d的周期调制静态光变曲线，它被确定为系统的二进制周期。在爆发事件期间，系统表现出551.4d的稳定周期振荡。我们认为这是巨星的自转周期，而在某些静止时期观测到的次极小值可能是由于旋转巨星表面上的暗斑。这最后两个周期的频率之差就是这颗巨行星外层潮汐波的频率。在光变曲线中也可以看到一个周期，它是磁周期和潮汐波周期之间的节拍。YY Her是第三个在其光变曲线中展示这些周期的共生系统，这表明在共生星的巨组分中普遍存在磁发电机过程，在其中一些系统的爆发机制中发挥着重要作用。
2006-09-17 astro-ph
Spectropolarimetry of single and binary stars
分光偏振法是一种需要大量光子的技术，将在8米望远镜时代取得成果。在这里，我总结了一些恒星光谱偏振研究，我的合作者和我已经进行，特别强调大质量恒星，共生双星和恒星形成的星周环境。
2004-10-29 astro-ph
