后共有包层双星的全面星族合成研究

我们应用星族合成技术，针对一系列描述共有包层(CE)阶段的理论模型，计算了后共有包层双星(PCEBs)的当前星族。采用标准能量预算方法，我们考虑了抛射效率α_CE为常数或次星质量函数的模型。我们从主星前身星的详细恒星模型中获得包层结合能，包括或不包括热能和电离能，但我们也测试了一种常用的解析标度。我们还采用了另一种角动量预算方法，即γ算法。我们发现，一个恒定的全局值α_CE ≳ 0.1可以充分解释具有晚光谱型次星的观测PCEB星族。然而，这一方案无法解释IK Pegasi，其次星光谱型为A8。如果我们包含巨星包层的热能和电离能，或者使用γ算法，我们可以解释IK Pegasi。然而，γ算法预测的局部空间密度比观测估计值高1到2个数量级。相比之下，采用有利于不等初始质量比的初始质量比分布的标准能量预算方案，给出的局部空间密度与观测结果吻合良好，并且最佳地再现了观测到的PCEB分布。最后，所有模型都无法再现观测到的PCEB轨道周期分布中轨道周期P_orb ≳ 1 d处的急剧下降，即使我们考虑了针对长轨道周期和早光谱型次星系统的选择效应。