相接双星的质量比分布

相接双星的质量比 q 由于质量转移、磁制动和热弛豫振荡而演化至小值，直至跨越临界阈值 q_min。当这种情况发生时，双星经历潮汐达尔文不稳定性，导致子星快速并合以及系统可观测增亮。迄今为止，尚未在足够大的相接双星种群上测得 q 的分布，因为确定单颗相接双星的 q 通常需要光谱学手段。但如先前所示，有可能从观测到的光变曲线振幅分布推断整个相接双星种群的质量比分布。采用贝叶斯推断，我们从 Kepler 食双星星表结合 Gaia 数据和有效温度估计获取了相接双星候选样本。我们为每位候选者赋予其为晚期或早期型相接双星的概率。总体而言，我们的样本包含约 300 颗晚期型和 200 颗早期型相接双星候选体。我们假设质量比由带指数 b 且在 q_min 处截断的幂律描述来建模振幅分布。我们发现周期长于 0.3 天的晚期型相接双星有 q_min=0.087^{+0.024}_{-0.015}。对于周期更短的晚期型双星，我们发现 q_min=0.246^{+0.029}_{-0.046}，但样本量较小。对于周期短于 1 天的早期型相接双星，我们得到 q_min=0.030^{+0.018}_{-0.022}。这些结果表明 q_min 依赖于子星结构，并与先前的理论预言大体相容。我们的方法可轻易推广至来自 TESS 及其他空间巡天的 large 相接双星样本。