We investigate the effects of mass transfer and gravitational wave (GW) radiation on the orbital evolution of contact neutron-star–white-dwarf (NS–WD) binaries, and the detectability of these binaries by space GW detectors (e.g. Laser Interferometer Space Antenna, LISA; Taiji; Tianqin). A NS–WD binary becomes contact when the WD component fills its Roche lobe, at which the GW frequency ranges from ∼0.0023 to 0.72 Hz for WD with masses ∼0.05–1.4 M⊙. We find that some high-mass NS–WD binaries may undergo direct coalescence after unstable mass transfer. However, the majority of NS–WD binaries can avoid direct coalescence because mass transfer after contact can lead to a reversal of the orbital evolution. Our model can well interpret the orbital evolution of the ultra-compact X-ray source 4U 1820–30. For a 4-yr observation of 4U 1820–30, the expected signal-to-noise-ratio (SNR) in GW characteristic strain is ∼11.0/10.4/2.2 (LISA/Taiji/Tianqin). The evolution of GW frequencies of NS–WD binaries depends on the WD masses. NS–WD binaries with masses larger than 4U 1820–30 are expected to be detected with significantly larger SNRs. For a $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD binary close to contact, the expected SNR for a one week observation is ∼27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin). For NS–WD binaries with masses of $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$, the significant change of GW frequencies and amplitudes can be measured, and thus it is possible to determine the binary evolution stage. At distances up to the edge of the Galaxy (∼100 kpc), high-mass NS–WD binaries will be still detectable with SNR ≳ 1.

中文翻译：

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罗氏瓣溢出和引力波辐射对中子星-白矮星双星的轨道演化

我们研究了质量转移和引力波 (GW) 辐射对接触中子星-白矮星 (NS-WD) 双星轨道演化的影响，以及空间 GW 探测器（例如激光干涉仪空间天线）对这些双星的可探测性，丽莎；太极；天琴）。当 WD 分量充满其 Roche 瓣时，NS-WD 双星开始接触，此时 WD 的 GW 频率范围为 ~0.0023 至 0.72 Hz，质量为 ~0.05-1.4 M⊙。我们发现一些高质量的 NS-WD 双星在不稳定的传质后可能会发生直接聚结。然而，大多数 NS-WD 双星可以避免直接聚结，因为接触后的质量转移会导致轨道演化的逆转。我们的模型可以很好地解释超紧凑型 X 射线源 4U 1820-30 的轨道演化。对于 4U 1820-30 的 4 年观察，GW特征应变的预期信噪比（SNR）为~11.0/10.4/2.2（LISA/Taiji/Tianqin）。NS-WD 双星的 GW 频率的演变取决于 WD 质量。质量大于 4U 1820-30 的 NS-WD 二进制文件预计会以明显更大的 SNR 被检测到。对于 $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD 二进制接近接触，一周观测的预期 SNR 为 ~27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin ）。对于质量为 $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$ 的 NS–WD 双星，可以测量 GW 频率和幅度的显着变化，因此可以确定二元进化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。2（丽莎/太极/天琴）。NS-WD 双星的 GW 频率的演变取决于 WD 质量。质量大于 4U 1820-30 的 NS-WD 二进制文件预计会以明显更大的 SNR 被检测到。对于 $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD 二进制接近接触，一周观测的预期 SNR 为 ~27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin ）。对于质量为 $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$ 的 NS–WD 双星，可以测量 GW 频率和幅度的显着变化，因此可以确定二元进化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。2（丽莎/太极/天琴）。NS-WD 双星的 GW 频率的演变取决于 WD 质量。质量大于 4U 1820-30 的 NS-WD 二进制文件预计会以明显更大的 SNR 被检测到。对于 $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD 二进制接近接触，一周观测的预期 SNR 为 ~27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin ）。对于质量为 $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$ 的 NS–WD 双星，可以测量 GW 频率和幅度的显着变化，因此可以确定二元进化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。质量大于 4U 1820-30 的 NS-WD 二进制文件预计会以明显更大的 SNR 被检测到。对于 $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD 二进制接近接触，一周观测的预期 SNR 为 ~27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin ）。对于质量为 $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$ 的 NS–WD 双星，可以测量 GW 频率和幅度的显着变化，因此可以确定二元进化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。质量大于 4U 1820-30 的 NS-WD 二进制文件预计会以明显更大的 SNR 被检测到。对于 $(1.4+0.5) \, {\rm M}_{\odot }$ NS–WD 二进制接近接触，一周观测的预期 SNR 为 ~27/40/28 (LISA/Taiji/Tianqin ）。对于质量为 $(1.4+\gtrsim 1.1) \, {\rm M}_{\odot }$ 的 NS–WD 双星，可以测量 GW 频率和幅度的显着变化，因此可以确定二元进化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。可以测量到引力波频率和幅度的显着变化，从而可以确定二元演化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。可以测量到引力波频率和幅度的显着变化，从而可以确定二元演化阶段。在直到银河边缘（~100 kpc）的距离处，仍然可以检测到 SNR ≳ 1 的高质量 NS-WD 双星。