早型星系双星的自旋轨道错位及缓慢自旋者的起源

双星的自旋轨道错位追踪其形成和吸积历史。以往的自旋轨道错位研究受限于小样本、缓慢旋转的太阳型星或/或较大的视觉双星，这些系统出乎意料地呈现出随机的自旋轨道取向。我们分析了 917 颗 Gaia 星系测距双星，其轨道周期 $P$ 为 100-3000 天 ($a$ 为 0.5-5 au)，主要星为 B8-F1 级 IV/V 星 ($M_1$ 为 1.5-3 太阳质量)，且测得投影旋转速度 $v$sin$i$。我们发现，面对面轨道的主要星表现出显著更小的 $v$sin$i$，与边缘轨道相比，在 6 $\sigma$ 水平上显示出显著的自旋轨道错位。我们研究的测距双星主星比其单星或宽双星更慢地旋转，因而构成了观察到的早型星中缓慢自旋者人口的组成部分。我们讨论了其中一些盘状角动量转移到轨道和/或次星，从而抑制了主星自旋的角动量流动的形成模型。我们指出，测距双星中质量比较小的 $q$ = $M_2$/$M_1$<0.3 的系统拥有更小的 $v$sin$i$，这与模型预测一致。相比之下，轨道偏心率 $e>$0.4 的测距双星不显示自旋轨道错位或自旋减缓。使用蒙特卡罗技术，我们测得自旋轨道错位分数为 $F_{\rm align}$ = 75% $\pm$ 5%，平均自旋减缓因子为 $\langle S_{\rm align} \rangle$ = 0.43 $\pm$ 0.04。我们得出结论，约 75% 的近型 A 型双星可能经历了盘状双星吸积，可能通过盘状分裂和盘内迁移形成。其余 25% 的双星，主要为 $e>$0.4 的系统，可能通过核分裂和通过动力学阻尼进行轨道衰减形成。