Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. III. Time-series photometry obtained during the 2004/5 International Time Project on La Palma
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）确定的15个激变变星（CV）的时间分辨CCD测光。这些数据是作为2004/05年拉帕尔马国际时间方案的一部分获得的。我们讨论了光变曲线的形态和CV亚型，并给出了11个系统的精确轨道周期。在2- 3 h轨道周期间隔以下发现了9个系统，其中5个系统的周期在~ 80 min最小轨道周期的几分钟内。在间隙内和间隙上方各发现一个系统。这证实了之前提到的SDSS CV中大部分短周期系统的趋势。特别令人感兴趣的天体是SDSSJ 0901 +4809和SDSSJ 1250 +6655，它们都是深食。SDSSJ 0854 +3905是一颗极星，其光变曲线被极大地调制，这可能是由于回旋加速器光束和白矮星吸积区的食的混合。五分之一的系统与白矮星为主的光谱表现出非径向脉动。
2008-02-29 astro-ph
A photometric study of the newly discovered eclipsing cataclysmic variable SDSS J040714.78-064425.1
本文介绍了2003年11月7个晚上对新发现的激变变星SDSS J040714.78-064425.1进行的未滤波测光CCD观测的结果。我们建立了矮新星性质的对象，因为它是在爆发期间，我们的观察。我们还证实了在恒星的光学光变曲线中存在周期为0.17017d+/-0.00003的深食。此外，我们还在数据中发现了0.166d+/-0.001和5.3d+/-0.7的周期。0.17017 d的周期性在误差范围内与建议的轨道周期0.165 d一致（Szkody et. 2003）和0.1700d（Monard 2004）。利用轨道周期和超级峰周期之间已知的关系，我们将0.166d和5.3d周期分别解释为负超级峰和节岁差周期。SDSS J040714.78-064425.1则被归类为一个具有最大轨道周期的负超峰系统。
2004-12-27 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IV. SDSS J220553.98+115553.7 has stopped pulsating
本文介绍了包含脉动白矮星的激变变星SDSS J220553.98+115553.7的时间序列VLT光谱和NTT测光。我们确定的光谱轨道周期为82.825 +/- 0.089分钟从速度测量的H α发射线。光变曲线的周期分析揭示了在44.779 +/- 0.038 min处的主导周期性，其与光谱周期无关。然而，光变曲线在任何频率下都没有表现出可归因于GW Lib型脉动的变化，检测极限为5毫微克。这种非检测与先前的研究形成对比，先前的研究发现了三个脉动频率，其振幅在光学波长处为9至11毫微克。作为未检测的原因，可以排除直接响应于吸积的驱动层的热性质的相消干涉和变化。另一种可能性是，该天体自先前（未观测到的）矮新星超爆发以来已经冷却出不稳定带。这将是第一次在一个灾难性的变量蒸发器中看到这种行为。另一种可能性是，表面特性的变化，可能是由吸积现象引起的，已经改变了脉动模式的表面可见性。进一步的观察，特别是改进的约束的时间尺度的模式谱的变化，需要区分可能的解释。
2008-05-08 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS II. The Second Year
斯隆数字巡天在投入使用后的第一个全年运行揭示了各种新发现的灾难性变量。我们给出了2002年观测到的42个激变变星的SDSS光谱，其中35个是新的分类，4个是已知的矮新星（CT Hya，RZ Leo，T Leo和BZ UMa），一个是从以前的类星体调查中发现的已知CV（Aqr 1），两个是已知的ROSAT或FIRST发现的CV（RX J09445+0357，FIRST J102347.6+003841）。给出了所有42个体系的SDSS位置、颜色和光谱。此外，对其中几个物体进行后续研究的结果确定了轨道周期、速度曲线和偏振，从而提供了系统的几何形状和吸积特性。虽然SDSS发现的大多数系统都是暗淡的（> 18等），吸积率低（从它们的光谱特征中可以看出），但也有一些明亮的物体可能由于质量转移率的变化而逃过了以前的调查。
2003-08-16 astro-ph
HST and Optical Observations of Three Pulsating Accreting White Dwarfs in Cataclysmic Variables
利用哈勃太空望远镜上的日盲通道进行的紫外线观测提供了激变变星SDSS 013132.39 -090122.3、SDSSJ 161033.64 -010223.3和SDSSJ 220553.98 +115553.7中三颗脉动白矮星的光变曲线和低分辨率光谱。紫外光变曲线的脉动幅度比同步和以前的光学光度测量结果有所增强，而紫外光谱与白矮星温度在15,000 K附近相吻合。这些温度将吸积的白矮星置于非相互作用的DAV白矮星的不稳定带之外，并表明吸积的白矮星的不稳定带是复杂的。
2006-12-19 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
VLT/FORS spectroscopy of faint cataclysmic variables discovered by the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了中等分辨率VLT/FORS 2光谱的斯隆数字巡天发现的6个激变变量。我们确定了SDSS J023322.61+005059.5的轨道周期（96.08 +/- 0.09 min），SDSS J091127.36+084140.7（295.74 +/- 0.22 min），SDSS J103533.02+055158.3（82.10 +/- 0.09 min）和SDSS J121607.03+052013.9（最可能为98.82 +/-0.16分钟，但92 min和107 min的一天假值也是可能的）。这里测得的四个轨道周期中有三个接近观测到的激变变星75- 80分钟的最小周期，表明SDSS发现的这些天体的总体性质与通过其他手段发现的激变变星的性质有很大不同。SDSS J023322.61+005059.5的额外测光揭示了大约60分钟的周期性，我们将其解释为白矮星的自旋周期，这表明该系统是一个具有低吸积率的中间极性系统。SDSS J103533.02+055158.3的周期正好在观测到的最小值处，光谱由冷白矮星主星主导，并显示出深食，因此是精确确定系统参数的极好候选者。SDSS J121607.03+052013.9的光谱轨道的速度振幅只有13.8 +/- 1.6 km/s，这意味着这个系统有一个极端的质量比。从几个物理约束，我们发现，这个对象必须包含一个高质量的白矮星或棕矮…
2006-09-07 astro-ph
ULTRACAM observations of SDSS J170213.26+322954.1 - an eclipsing cataclysmic variable in the period gap
本文介绍了食激变变星SDSS J1702 +322954.1（以下简称SDSS J1702+3229）的高速三色测光。该系统的轨道周期为2.4小时，处于灾变变星的“周期间隙”之内。我们通过卡方最小化拟合到观测到的光变曲线的日食参数化模型来确定系统参数。我们得到质量比q = 0.215 +/- 0.015和轨道倾角i = 82.4 +- 0.4度。初始质量为M_w = 0.94 +/- 0.01 Msun。次级质量和半径分别为Mr = 0.20 +/- 0.01 Msun和Rr = 0.243 +/- 0.013 Rsun。我们发现它与系统的距离为440 +/- 30 pc，而其次级恒星的有效温度为3800 +/- 100 K（对应于M0 +/- 0.5V的光谱类型）。距离和有效温度都与以前通过红星光谱得出的值一致。第二颗恒星的质量比预期的轨道周期要小得多，而且比预期的质量要热得多。这可以解释，如果次级恒星是显着进化的：质量和有效温度是一致的次级恒星，开始质量转移与大大减少中央氢分数。SDSS J1702+3229中的第二颗恒星的性质支持了这样的预测，即在周期间隙内可能会发现具有演化的第二颗恒星的CV。
2006-07-04 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS I. The First Results
斯隆数字巡天的试运行年表明，许多灾难性的变量在以前的巡天中被遗漏了。我们报告的22个激变变量，其中19个是新发现的，3个是已知的系统（SW UMa，BH Lyn和Vir4）的识别。从SDSS测光和光谱学中获得的这些系统的位置，颜色和特性的概要，以及在Apache Point Observatory（APO）和Manastash Ridge Observatory（MRO）望远镜的后续研究中获得的数据。我们已经确定了3个新系统的轨道周期：两个显示矮新星爆发，第三个是一个可能的磁系统，其线发射区的日食。根据这些结果，我们预计完成的调查将找到至少400份新的简历。其中大部分将是微弱的系统，具有低吸积率，这将为双星演化模型提供新的约束。
2001-10-12 astro-ph
New Pulsating White Dwarfs in Cataclysmic Variables
在斯隆数字巡天（SDSS）的帮助下，在激变变星（CV）中发现的非径向脉动白矮星（WD）的数量正在迅速增加。我们对另外两个天体SDSS J133941.11+484727.5（SDSS 1339）进行了光度观测，这两个天体是由Gansicke等人独立发现的，SDSS J151413.72+454911.9，经鉴定为CV/ZZ Ceti杂种。在这封信中，我们介绍了在莫勒泰天文台北欧-波罗的海研究学院期间用北欧光学望远镜（NOT）对这些目标进行远程观测的结果，以及NOT在服务模式下进行的后续观测。我们还提出了3个候选人，我们发现是非脉动。我们的观测结果表明，主要的脉动频率与以前的CV/ZZ Ceti混合体中发现的一致，但特别是SDSS 1339的主周期在个别观测之间略有不同，并且与Gansicke等人最近的独立观测也有差异。迄今为止，对脉动和非脉动CV/ZZ Ceti混合体的小样本SDSS颜色数据的分析，似乎表明，r-i颜色可以是这类脉动WD的不稳定带的良好标记。
2006-06-01 astro-ph
Two Rare Magnetic Cataclysmic Variables with Extreme Cyclotron Features Identified in the Sloan Digital Sky Survey
在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的两个新发现的磁激变变星，SDSSJ 155331.12 +551614.5和SDSSJ 132411.57 +032050.5，其光谱显示出高度突出、狭窄、强极化的回旋峰，其振幅分别在4.39和2.6小时的轨道周期上变化。在前者中，峰的间距指示在~60 MG的磁场中的第3和第4谐波。狭窄的回旋加速器的功能和缺乏强发射线意味着非常低的温度等离子体和非常低的吸积率，使吸积区加热粒子碰撞，而不是吸积冲击。像这样的稀有系统的发现证明了SDSS找到最低吸积率的近距离双星的能力。
2002-10-11 astro-ph
SDSS 1507+02: A Halo Cataclysmic Variable?
本文报道了对激变变星SDSS 1507+52的光度和光谱研究。这颗恒星在67分钟的轨道周期上显示出非常深的日食，这些日食很容易分为白矮星和热点成分。这导致了对双星参数的严格约束：M_1=0.83（8）太阳质量，M_2=0.057（8）太阳质量，R_1=0.0097（9）太阳半径，R_2=0.097（4）太阳半径，q=0.069（2），i=83.18（13）度。这些数字表明可能属于WZ Sge星，一种常见的矮新星类型。光谱行为（强而宽的H发射，双峰，并在日食期间显示出典型的旋转扰动）也是典型的。但是这颗恒星的轨道周期令人震惊地低于大约77分钟的“周期最小值”，这是富氢CV的特征;产生这样一个奇怪的双星将需要对灾难性变量演化理论进行一些修补。自行也是非常高的恒星的距离，我们估计从测光和三角视差为230 +- 40 pc。这表明横向速度为164 +- 30 km/s --如果这颗恒星属于银河系盘族的话，这是令人不安的高。如果这颗恒星属于银河晕族，那么理解它的演化和空间速度的困难就可以解决。
2008-03-25 astro-ph
Cyclic brightening in the short-period WZ Sge-type cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2
我们观测到一个新的激变变星（CV）SDSS J080434.20+510349.2，并研究了其光变曲线中发现的长期变化的起源。多经度时间分辨测光观测进行了分析，最近也发现在两个新发现的CV的不寻常的行为。SDSS J080434.20+510349.2的这项研究主要涉及对所观察到的双峰光变曲线的性质及其与静止期间发生的周期性增亮的关系的理解。观测是在2007年初获得的，当时该天体的亮度约为V~17.1，比爆发前的亮度高出0.4等。光变曲线显示出正弦变化，振幅约为0.07等，周期为42.48分钟，这是该系统轨道周期的一半。此外，我们还观测到该系统的两次“迷你爆发”，每次持续时间约为4天，最高可达0.6等。“小爆发”有一个对称的轮廓，并在大约32天内重复。随后对该系统的监测显示，这种“小爆发”具有类似的复发周期。根据SDSS J080434.20+510349.2的演化状态，讨论了双峰光变曲线和周期性增亮的成因。
2008-06-09 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. V. VLT, NTT and Magellan observations of nine equatorial systems
本文介绍了由SDSS光谱仪鉴定的9个暗弱激变变星的VLT、麦哲伦光谱和NTT测光。我们测量轨道周期的五个这些从速度变化的核心和翅膀的Halpha发射线。五个中有四个的轨道周期短于在已知的CV种群中观察到的2-3小时周期间隔。SDSS J004335.14-003729.8的轨道周期为Porb = 82.325 +/- 0.088 min;多普勒图显示了吸积盘、亮点和次级恒星被照射的内表面的辐射。在它的光变曲线中，我们发现一个周期性，这可能是由于白矮星的脉动。SDSS J163722.21-001957.1的Porb = 99.75 +/- 0.86 min。通过将这一新的测量结果与已公布的超级驼峰周期相结合，我们估计质量比为0.16，并推断系统的物理性质和轨道倾角。对于SDSS J164248.52+134751.4，我们发现Porb = 113.60 +/- 1.5 min。该CV的多普勒图显示了吸积盘中不寻常的亮度分布，这将受益于进一步的观测。SDSS J165837.70+184727.4的光谱特征与我们自己的VLT观测结果非常不同，尽管亮度只有很小的变化。我们从其窄的H α发射线测量Porb = 98.012 +/- 0.065 min。最后，SDSS J223843.84+010820.7有一个相对较长的周期，Porb = 194.30 +/- 0.16分钟。它包含一个磁…
2008-09-10 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. II. Measurements for six objects, including two eclipsing systems
继续我们从论文I（Southworth等人，2006），我们提出了中等分辨率光谱和宽带测光的七个激变变量（CV）发现的SDSS。对于其中六个天体，我们得到了精确的轨道周期，所有这些都是第一次测量。对于SDSS J013132.39+090122.2，它包含一个非径向脉动的白矮星，我们发现一个轨道周期为81.54 +/- 0.13分钟和一个低的径向速度变化幅度指示一个极端的质量比。对于SDSS J205914.87+061220.4，我们发现一个周期为107.52 +/- 0.14分钟。这个物体是一个矮新星，在我们的观测中，它从第一次记录的爆发开始逐渐消失。SDSS J155531.99-001055.0的INT测光表明，该系统经历了1.5等深的日全食，发生在113.54 +/- 0.03分钟的周期内。SDSS J075443.01+500729.2的NOT光变曲线表明，该系统也是食，在205.965 +/- 0.014分钟的周期，但这里的日食是V形的，只有0.5等深。它的低发射线强度，轨道周期和V形日食明确地标志着它是一个新星天体。SDSS J005050.88+000912.6和SDSS J210449.94+010545.8的WHT光度测定分别产生80.3 +/- 2.2和103.62 +/- 0.12 min的周期。第七个也是最后一个系统SDSS J165658.12+212…
2007-09-04 astro-ph
SDSS J150722.30+523039.8: a CV formed directly from a detached white dwarf/brown dwarf binary?
本文介绍了食激变变星SDSS J150722.30+523039.8（以下简称SDSS J1507）的高速三色测光。该系统的轨道周期为66.61分钟，低于观测到的激变变星的“周期最小值”。我们通过一个参数化的日食模型来确定系统参数，该模型通过卡方最小化来拟合观测到的光变曲线。我们得到质量比q = 0.0623 +/- 0.0007和轨道倾角i = 83.63 +/- 0.05度。主质量为M_w = 0.90 +/- 0.01 M_sun。次级质量和半径分别为M_r =0.056 +/- 0.001 M_sun和R_r = 0.096 +/- 0.001 R_sun。我们发现到系统的距离为160 +/- 10 pc。SDSS J1507中的第二颗恒星的质量远低于氢燃烧极限，使其成为第二个被证实的亚恒星供体。SDSS J1507的轨道周期很短，如果它的第二颗恒星是由核演化而来，或者SDSS J1507是由分离的白矮星/棕矮星双星直接形成的，这就很容易解释了。由于没有任何可见的贡献，从次要恒星，非常低的次要质量和低的HeI（6678 AA）/H α发射线比，我们认为SDSS J1507可能直接形成于分离的白矮星/棕矮星双星。如果得到确认，SDSS J1507将是第一个被确认的此类系统。讨论了双星演化、棕矮星沙漠和共同包络相的意义。
2007-08-01 astro-ph
Spectroscopy of Four Cataclysmic Variables with Periods above 7 Hours
我们提出了四个激变变量的光谱。使用径向速度测量，我们发现轨道周期的第一次。它们的恒星和周期分别是GY Hya，0.347230（9）d; SDSS J204448-045929，1.68（1）d; V392 Hya，0.324952（5）d; RX J1951.7+3716，0.492（1）d。我们还检测光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。
2005-11-15 astro-ph
Cataclysmic Variables with Evolved Secondaries and the Progenitors of AM CVn Stars
我们提出的激变变量（CV）和相关系统的系统研究的结果，结合详细的二进制人口合成（BPS）模型与网格的120个二进制演化序列计算的Henyey型恒星演化代码。在这些序列中，我们使用3个质量的白矮星（0.6，0.8，1.0 Msun）和7个质量的供体恒星在0.6-1.4 Msun的范围内。最短的轨道周期被选择为具有最初未演化的次级质量，而每个次级质量的最长轨道周期被认为刚好长于分叉周期（16 - 22小时），超过该分叉周期，系统将向长轨道周期演化。这些计算表明，系统开始与演化secondaries接近尾声或刚刚结束后，他们的主序列阶段成为超紧凑的系统，周期短至7分钟。这些系统是很好的候选人AM CVn星。使用一个标准的BPS代码，我们展示了如何在质量传递开始时的CV的属性取决于共同包络（CE）喷射的效率和磁制动的效率。在我们的标准模型中，CE抛射是有效的，所有CV中约有10%最初是经过二次演化的（中心氢丰度X_c < 0.4），并最终成为超紧凑系统（这意味着银河系中类似AM CVn的恒星的诞生率为10^{-3} yr^{-1}）。几乎所有的CV的轨道周期长于5小时被发现最初演变或相对大规模的secondaries。我们表明，它们的有效温度分布与Beuermann等人（1998）得到的谱型分布非常一致。
2001-09-11 astro-ph
SDSS J210014.12+004446.0: A New Dwarf Nova with Quiescent Superhumps?
我们报告了斯隆数字巡天激变变星SDSS J210014.12+004446.0（以下简称SDSS J2100）的后续观测。我们获得了测光和光谱在爆发和静止状态，提供了第一个静态光谱的这个来源。在这两种状态下，非正弦光度调制都很明显，暗示着超级驼峰，将SDSS J2100置于矮新星的SU UMa子类中。爆发期和平静期的周期相差很大，分别为2.099 ± 0.002小时和1.96 ± 0.02小时。我们的相位分辨光谱在爆发期间产生了约2小时的轨道周期的估计，符合测光。在静止期出现短周期调制是不寻常的，但不是唯一的。另一个非典型的特征是巴耳末发射线在静止时相对较弱。总的来说，我们发现SDSS J2100和研究充分的超级驼峰激变变星V503天鹅座之间有着密切的相似性。通过类比，我们认为，静态调制是由于一个倾斜的吸积盘-产生负的超级驼峰-和调制爆发是由于正的超级驼峰从一个椭圆盘的进动。
2005-01-11 astro-ph
Discovery of two new accreting pulsating white dwarf stars
我们报告了在斯隆数字巡天的激变变星中发现的两颗新的吸积脉动白矮星：SDSSJ 074531.91 +453829.5和SDSSJ 091945.10 +085710.0。在SDSSJ 074531.91 +453829.5的光学光变曲线中，我们观察到在接近1230 s的周期处4.5-7%的高振幅非正弦变化，在SDSSJ 091945.10 +085710.0的光变曲线中，在接近260 s的周期处0.7-1.6%的低振幅变化。我们推断，这些光学变化的结果，非径向g-模式脉动吸积这些激变变量的主要白矮星。然而，我们不能排除260 s周期可能是吸积白矮星SDSSJ 091945.10 +085710.0的自旋周期的可能性。在我们的搜索过程中，我们还发现了一个非变量SDSSJ 171145.08 +301320.0;我们的两次观测运行排除了幅度大于或等于0.5%的85- 1400 s范围内的任何脉动相关周期。这篇发现论文使已知的吸积白矮星的总数达到11个。
2007-07-16 astro-ph
Investigating the Sloan Digital Sky Survey Cataclysmic Variable SSDS J132723.39+652854.2
测光和光谱观测显示，斯隆数字巡天激变变星SDSS J132723.39+652854.2可能是一颗轨道周期为P = 3.28小时的SW性星。斯隆数字巡天光谱显示了很强的HeI、HeII和Balmer发射线。在阿帕奇点天文台获得的时间分辨光谱揭示了在相位0.5附近的发射线内的吸收线结构。在Manastash Ridge天文台使用Harris V和B滤波器获得的测光数据显示了一个高倾角系统（i = 80度），具有深（~ 2 mag.）日食轨道周期和光谱变化有利于SW性别的解释。
2003-06-03 astro-ph
The Formation of Cataclysmic Variables with Brown Dwarf Secondaries
利用粒子数合成技术研究了具有0.013 Msun <Msec < 0.075 Msun的棕矮星（BD）激变变星（CVs）的现今形成。从最新的，详细的模型的BD的结果已被纳入人口合成代码。对于我们的模型，我们发现，ZACV与BD秒的轨道周期在46分钟至2.5小时的范围内。我们还发现，ZACV与BD secondaries包括18%的总，目前ZACV的人口。此外，我们发现80%的ZACV与BD秒的轨道周期< 78分钟。这意味着15%的ZACV的轨道周期应该比观测到的CV轨道周期最小值短。我们还调查了目前的CV与BD secondaries的共同包络效率参数，α_CE，三个不同的假设质量比分布在ZAMS二进制的假设值的形成率的依赖性。令人惊讶的是，我们发现，共同的包络过程必须是非常低效的（α_CE < 0.1），以使CV与BD秒不形成。最后，我们发现具有BD秒的ZACV的祖先双星的ZAMS轨道间距<3AU，ZAMS的初始质量在1-10 Msun之间，其中75%的初始质量小于1.6Msun。有趣的是，这些轨道间隔和初级质量的范围将大多数的祖先双星置于所谓的“棕矮星沙漠”中。''
2004-01-13 astro-ph
New Low Accretion-Rate Magnetic Binary Systems and their Significance for the Evolution of Cataclysmic Variables
斯隆数字巡天（SDSS）发现了两个新的具有显著光学回旋辐射特征的白矮星+M星双星，使X射线微弱的磁吸积双星总数达到6个，其吸积速率< 10^{-13} Msun/yr，或<激变变星通常遇到的值的1%。这一事实，再加上捐赠恒星，他们的罗氏瓣和非常冷的白矮星，品牌的双星作为后共同信封系统的轨道还没有衰减到罗氏瓣接触点。它们是前磁性CV或前极性。这些系统表现出自旋/轨道同步性，显然是通过有效捕获来自次级恒星的恒星风而吸积的，这一过程被称为"磁虹吸“。因此，双星的周期演化将仅通过引力辐射发生，对于周期>3小时的双星来说，这是非常缓慢的。对回旋谐波的光学测量似乎是发现的唯一手段，因此前极星的空间密度可以与极星的空间密度相媲美，双星提供了一个重要的祖先通道（除了异步的中间极星）。物理和SDSS观测选择效应的确定，可能有助于解释所有六个系统的聚集在一个狭窄的范围内的磁场强度约60 MG。
2005-05-18 astro-ph
Parallax and Distance Estimates for Twelve Cataclysmic Variable Stars
我们报告视差和距离估计的12个以上的激变双星和相关的对象观察到的2.4米Hiltner望远镜在MDM天文台。最终视差精度通常为约1 mas。对于12个物体中只有一个，IR Gem，我们没有检测到明显的视差。值得注意的结果包括V396 Hya（CE 315）的距离，这是一个具有相对较长轨道周期的氦双简并系统，以及MQ Dra（SDSSJ 155331 +551615），这是一个吸积率非常低的磁性系统。我们发现，Z凸轮星KT英仙座是物理配对的K主序星躺在15角秒以外。在文献中，有几个目标的距离估计是基于白矮星的有效温度和通量;我们的测量广泛地证实了这些估计，但倾向于把恒星放得更近一点，这表明白矮星的质量可能比假设的要大。作为旁注，我们简要描述了径向速度光谱，它将V396 Hya的轨道周期精确到65.07 ± 0.08分钟。
2008-09-09 astro-ph
Spectroscopy of Seven Cataclysmic Variables with Periods Above Five Hours
我们目前的光谱学的七个激变变星的轨道周期P（orb）大于5小时，所有，但其中一个已知的矮新星。使用径向速度测量，我们改进了以前的轨道周期的测定，或推导周期的第一次。它们的恒星和周期分别是：TT Crt，0.2683522（5）d; EZ Del，0.2234（5）d; LL Lyr，0.249069（4）d; UY Pup，0.479269（7）d; RY Ser，0.3009（4）d; CH Uma，0.3431843（6）d; SDSS J 081321 +452809，0.2890（4）d。对于每一个系统，我们检测的光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。在五个系统中，我们还测量了次要恒星的径向速度曲线，估计轨道倾角，并在可能的情况下根据华纳发现的MV（最大值）与P（球）的关系估计距离。与以前的研究相一致，我们发现，所有的二级恒星，在不同程度上，比预期的更冷的光谱类型，如果他们在测量的轨道周期的主序星。
2004-01-15 astro-ph
SDSS J142625.71+575218.3, a Prototype for a New Class of Variable White Dwarf
我们提出的脉动搜索的结果，在最近发现的六个碳-大气层白矮星（“热DQ”）的明星。根据我们的理论计算，恒星SDSS J142625.71+575218.3是唯一一个预计会脉动的天体。我们观察到这颗恒星是可变的，在417.7秒和208.8秒（第一谐波）的显着功率，使其成为一个强有力的候选人作为一类新的脉动白矮星恒星的第一个成员，DQVs。然而，它的折叠脉冲形状与其他白矮星变星有很大的不同，并且与激变变星AM CVn有相似之处，这提高了这颗恒星可能是AM CVn恒星的碳转移类似物的可能性。无论哪种情况，这些观测都代表着发现了一类新的令人兴奋的天体。
2008-03-18 astro-ph
SDSS J162718.39+120435.0 - a dwarf nova in the period gap
SDSS J162718.39 + 120435.0根据斯隆数字巡天提供的光谱观测被怀疑是一颗矮新星。在2008年爆发期间进行的测光，这是该物体有史以来第一次被探测到并实时跟踪的爆发，表明爆发最大达到14.6等，振幅为4.6等，持续了至少18天。发现了振幅高达0.4等的普通超级驼峰，确认它是SU UMa家族的成员。最初的超峰周期Psh为0.10993（7）天（2.638小时），但在爆发后，它随后降低到Psh = 0.10890（9）天（2.614小时）。周期变化对应于爆发平台期的结束。根据两个Psh值估计的轨道周期Porb在0.1026 d和0.1016 d之间，这使得SDSS 1627在激变变星的轨道周期分布中位于周期间隔的中心附近。
2008-12-06 astro-ph
K-band spectroscopy of pre-cataclysmic variables
我们已经采取了K-波段光谱的样本13前CV，以检查他们的异常化学丰度。特别是，我们研究的12 CO和13 CO吸收带，已被发现减少和增强，分别在类似的研究CV的强度。我们所有的系统都显示出CO丰度在单个恒星观察到的范围内。最弱的12 CO波段相对于光谱类型被发现在前CV BPM 71214，虽然在一个小得多的规模比观察到的CV。此外，没有证据表明13 CO增强。考虑到我们的样本受到目前观测偏差的影响，有利于发现年轻的前CV，其二级恒星的光谱类型较晚，我们可以得出以下结论：1）我们的研究提供了观测证据，证明在某些CV中发现的CO异常不是由于在共同包络阶段获得的任何物质，2）如果某些CV中的CO异常不是由于新星爆发期间处理过的物质的吸积，则这些CV的祖先与目前已知的前CV样品具有显著不同的类型。
2007-07-03 astro-ph
On the Formation of Helium Double Degenerate Stars and Pre-Cataclysmic Variables
研究了低质量（M < 2.5 Msun）双星通过共同包层相的演化，其中一个成员是红巨星分支的第一次上升。对质量范围为1 - 2 Msun的红巨星进行了三维流体动力学模拟，其初始轨道周期约为15 - 1000天，具有简并氦核（0.28 - 0.45 Msun）和伴星（0.1 - 0.45 Msun）。结果表明，这些低质量的双星系统可以生存的共同信封相提供的氦简并核心是更大的质量超过约0.2 - 0.25 Msun和红巨星的质量小于约2 Msun。对于所观察到的短周期双简并系统，它被发现，涉及两个阶段的共同信封演变的进化方案是不太可能的，并涉及一个Algol的质量转移阶段，随后由一个共同的信封阶段的方案是可行的，这表明，第一次形成的白矮星往往是再加热的核燃烧在其表面上。本文还描述了在食短周期双星中观测到的两颗B型亚矮星的形成机制。
1999-12-12 astro-ph
Search for progenitors of supnernovae type Ia with SPY
我们已经开始了一个大的调查双简并（DD）双星作为潜在的祖先Ia型超新星的UVES光谱仪在ESO VLT（ESO SN Ia祖调查- SPY）。在这个项目的头15个月里，大约有400颗白矮星被检查了径向速度的变化，是过去20年里调查的白矮星数量的两倍。我们给出了一个概述的SPY项目和目前的第一个结果54个新的DD已被发现，其中7个双线（只有18个和6个对象的这些群体之前已知的，分别）。最终样品预计含有150至200个DD。还发现了8个新的前激变双星。SPY是第一个也包括非DA白矮星的DD调查。SPY产生了一个巨大的，独特的非常高分辨率的白矮星光谱样本，这提供了很多附带的机会。我们描述了我们的项目，利用SPY样品的基本参数，运动学和旋转速度的白矮星的测定。我们的白矮星数据的第一个子集的目录已经由Koester等人在2001年发表。
2002-03-09 astro-ph
HS1857+5144: A hot and young pre-cataclysmic variable
我们报道了在汉堡类星体巡天（HQS）中发现的一颗新的白矮星/M矮星双星HS 1857 +5144。利用时间分辨光谱和光度法测定了这一新的激变变前体的性质。HS 1857 +5144的光变曲线为正弦曲线，周期为Porb=383.52 min，B波段和R波段的峰-峰振幅分别为0.7 mag和1.1 mag。亮度变化的大幅度是由于伴星加热的内半球的反射效应造成的，表明白矮星的温度非常高。我们的径向速度研究证实了光度周期作为系统的轨道周期。一个适合于在最低光照下获得的白矮星光谱的模型大气提供了其质量和温度的限制，分别为Mwd=~0.6-1.0 Msun和Twd=~70000-100000 K。探测到的HeII 4686吸收将HS 1857 +5144的主星归类为DAO白矮星。结合我们的光谱学和光度学的结果，我们估计伴星的质量和双星倾角分别为Msec=~0.15-0.30 Msun和i=~45-55 deg。我们将HS 1857 +5144归类为迄今为止已知的最年轻的pre-CV之一。白矮星的冷却年龄表明，目前的系统刚刚从大约10^5年前的一个共同的包络阶段出现。HS 1857 +5144将在2- 3小时间隔内或以下开始传质。
2007-04-13 astro-ph
SDSS J233325.92+152222.1 and the evolution of intermediate polars
中极星（IP）是激变变星，其中包含旋转周期短于双星轨道周期的磁性白矮星。演化理论预测，具有长轨道周期的IP会通过2-3小时的周期间隙演化，但很不确定所产生的物体的性质。虽然已知的长周期IP相对较多，但其中很少有短轨道周期。我们介绍了SDSS J233325.92+152222.1的相位分辨光谱学和光度学，并将其归类为具有最短已知轨道周期（83.12 +/- 0.09分钟）的IP，其中包含一个具有相对较长自旋周期（41.66 +/- 0.13分钟）的白矮星。我们估计白矮星的磁矩为mu（WD）\approx 2 x 10^33 G cm ^3，这不仅与其他四个已证实的短周期IP中的三个相似，而且与许多长周期IP的磁矩相似。我们认为，长周期的IP保存他们的磁矩，因为它们朝着更短的轨道周期。因此，占主导地位的长周期IP（白矮星的自旋周期大约比它们的轨道周期短10倍）可能最终成为像SDSS J2333这样的短周期IP，自旋周期是它们轨道周期的很大一部分。
2007-04-04 astro-ph
A ZZ Ceti white dwarf in SDSS J133941.11+484727.5
我们目前的时间分辨光谱学和光度学的激变变量（CV）SDSSJ133941.11+484727.5（SDSS 1339）已发现在斯隆数字巡天数据发布4。根据径向速度研究确定的轨道周期为82.524（24）分，接近观测到的最小周期。SDSS 1339的光谱90%是由来自白矮星的辐射所主导。该光谱可以用三分量模型（白矮星，盘状，次级）成功地再现，当log g=8.0，d= 170 pc时，Twd= 12500 K，次级的光谱类型晚于M8。与吸积盘的光学光度相对应的质量转移速率非常低，约为1.7 × 10 ^-13 Msun/yr。光学光度测量显示，在641秒处有一个振幅为0.025等的相干变率，我们将其解释为白矮星的非径向脉动。此外，还观测到一个周期为320 min或344 min、振幅为0.025mag的长周期光度变化，它与系统的轨道周期没有明显的关系。在CV SDSSJ123813.73-033933.0、SDSSJ204817.85-061044.8、GW Lib和FS Aur中发现了类似的长周期光度信号，但到目前为止还没有这种行为的工作模型。
2005-10-25 astro-ph
Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933.0
我们观察到一个新的和研究不足的激变变量（CV）SDSS J123813.73 - 033933.0，以确定其分类和二进制参数。同时进行了时间分辨的光度和光谱观测，以进行周期分析和多普勒层析成像。根据Ha线的径向速度测量，我们确定它的轨道周期为0.05592 +/-0.00035 $天（80.53分）。这一周期比Szkody等人（2003）首次估计的76分钟要长，但仍然处于富氢CV的周期极限的边缘。光谱显示出双峰的巴耳末辐射线，两侧是强烈的宽巴耳末吸收，表明白矮星主星的主要贡献，并且与短周期低质量传递的WZ Sge类系统的光谱相似。光度学光变曲线显示复杂的可变性。该系统经历了高达0.4 mags的周期性增亮，这是半周期性的，周期为8 - 12小时。我们还检测到一个40.25分钟的变化~0.15马格对应的轨道周期的一半。后者的振幅随着系统的周期性增亮而增大。我们讨论了可变的吸积率及其对热点的影响作为最可能的原因，这两个观察到的过程。SDSS J123813.73 - 033933.0被初步分类为WZ类Sge短周期系统，吸积速率低且不稳定。
2005-12-06 astro-ph
Characterizing Three Candidate Magnetic CVs from SDSS: XMM-Newton and Optical Follow-up Observations
在我们关于XMM-牛顿和斯隆数字巡天中发现的新候选磁激变变星（mCV）的地基光学跟踪的系列论文中，我们报告了三个系统的分类：SDSS J144659.95+025330.3，SDSS J205017.84-053626.8和SDSS J210131.26+105251.5。SDSS J1446+02的X射线和光通量都在48.7+/-0.5 min的周期上被调制，X射线调制显示出在许多中间极（IP）中看到的光电吸收的特征能量依赖性。一个更长的周期调制和径向速度变化也被认为是在一个周期约4小时，虽然没有数据集足够长，以约束这个更长的，可能的轨道，周期很好。SDSS J2050-05似乎是最高磁化级别的mCV的一个例子，这是一种无磁盘的流馈极。它的1.57小时轨道周期通过光学日食计时得到很好的限制;在X射线中，它显示了日食和潜在的强烈，平滑的调制。在这种情况下，广泛的相位分辨光谱拟合表明，这种变化的通量是一个不同的主要组成部分（41千电子伏MEKAL）的归一化的结果，再加上在较低的通量间隔的部分覆盖吸收。SDSS J2101+10是一个更复杂的分类系统：它的X射线和光通量没有表现出大的周期性调制;光发射线的速度结构几乎没有可检测的变化; X射线光谱只需要星际介质的吸收; MEKAL拟合的温度很低，最高温度分量为10或25 keV。我们的结论是SDSS J2101+10不可能是一颗IP星，…
2006-09-16 astro-ph
BF Eridani: a cataclysmic variable with a massive white dwarf and an evolved secondary
我们提出了高分辨率和中等分辨率的光谱观测的激变变量BF Eri在其低和明亮的状态。该系统的轨道周期为0.270881（3）天。通过中性金属MgI、FeI和CaI的吸收线，可以清楚地看到第二颗恒星。其光谱类型为K ~ 3 +-0.5。对次级的径向速度研究得出的半振幅为K_2=182.5+-0.9 km/s。根据H α和H β发射线的翼运动，得到白矮星的径向速度半振幅为K_1=74 ± 3 km/s。根据这些参数，我们得到BF Eri的次级恒星是一颗质量为0.50-0.59 Msun的演化恒星，其大小比相同质量的零龄主序星大30%左右。我们还表明，BF Eri包含一个大质量的白矮星（M1>1.23 Msun），使我们能够考虑作为一个SN Ia祖系统。BF Eri还显示出高伽玛速度（伽玛=-94 km/s）和大量的自行。根据我们对系统距离的估计（d~700+-200 pc），这对应于相对于静止的动力学局部标准的~350 km/s的空间速度。重复爆发的新星与不对称的信封喷射的累积效应可能解释了系统的高空间速度。我们分析了BF Eri的爆发行为，并对目前将该系统归类为矮新星提出了质疑。我们认为BF Eri可能是一颗古老的新星，表现出“发育不良”的爆发。
2008-01-07 astro-ph
Binary Star Origin of High Field Magnetic White Dwarfs
表面磁场超过$1 $ MG的白矮星被发现是孤立的单星，相对来说更多的是在磁激变变星中。斯隆数字巡天发现了大约1，253颗白矮星，它们有一颗脱离的低质量主序星伴星，但没有一颗被观测到氢线的塞曼分裂与超过1 MG的磁场有关。如果白矮星上如此高的磁场是由单个恒星的孤立演化造成的，那么在SDSS双星样本中，高磁场白矮星的比例应该与单个恒星相同。因此，我们推断，如此高的磁场的起源一定与激变变星的形成密切相关。CV从普通的包层演化中出现，它们是非常接近但分离的双星，然后通过磁制动或引力辐射聚集在一起。我们提出，在共同包络相的末端，轨道间隔越小，磁场越强。磁激变变星起源于那些几乎合并的共同包络系统。我们进一步提出，那些合并的共同包络系统是单个高场白矮星的祖先。因此，所有的高磁白矮星，无论是单颗恒星还是MCV的组成部分，都有一个双星系统的起源。这一假说也解释了为什么单个白矮星的磁场强度在10，000 - 1，000，000 G之间的相对缺乏。这样的中场白矮星更容易在激变变星中发现。此外，如果当两个简并核心合并在一个共同的包层中时形成一小部分高磁白矮星，那么高磁白矮星偏向于更高的质量是可以预期的。类似的情况也可以解释非常高场的中子星。
2008-05-01 astro-ph
Characterizing Supernova Progenitors via the Metallicities of their Host Galaxies, from Poor Dwarfs to Rich Spirals
我们研究了不同类型的超新星是如何相对影响其宿主星系的金属丰度。我们将SAI超新星目录与SDSS-DR 4恒星形成星系目录进行了匹配，并测量了金属丰度。这些超新星宿主星系的氧丰度范围从12 + log（O/H）= 7.9到9.3（约0.1到2.7太阳），绝对星等范围从MB = -15.2到-22.2。为了减少各种观测偏差，我们选择了一个红移范围从0.01到0.04的具有良好特征的超新星子样本，这使得我们有58个SN II，19 Ib/c和38个Ia。我们发现了强有力的证据表明，SN Ib/c发生在比SN II金属丰度更高的宿主星系中，而我们没有看到SN Ia相对于SN II的影响。我们注意到一些极端和有趣的超新星-宿主对，包括最近的SN Ia 2007 bk的贫金属（~ 1/4太阳）宿主，在那里超新星被发现在这个矮星系之外。为了将超新星宿主的光度范围扩展到更暗的星系，我们还将所有z < 0.3的历史超新星与SDSS-DR 6天空图像进行了匹配，结果是1225个匹配。这使我们能够识别一些更极端的情况，例如最近的SN Ic 2007 bg，其中可能的宿主具有绝对星等MB ~-12，使其成为有史以来观测到的最不明亮的超新星宿主之一。这个低光度的宿主肯定是非常贫金属的（~ 1/20太阳），因此这颗超新星是与离轴伽玛暴相关的绝佳候选者。我们已经构建的两个目录可以在网上找到，并将定期更新。最后，…
2007-10-17 astro-ph
The nature of the close magnetic white dwarf + probable brown dwarf binary SDSS J121209.31+013627.7
对短周期磁白矮星+可能棕矮星双星SDSS 121209.31+013627.7的光学时间序列测光表明，从i'到u'的所有波段都有脉冲状的变化，在u '处达到峰值。这些调制很可能是由于白矮星上的一个自食吸积热点，每88.43分钟旋转一次。该周期与Schmidt等人2005年确定的约90分钟的径向速度周期相当，并且与等于双轨道周期的吸积体的旋转周期一致。我们将我们的观测结果与Koen和Maxted 2006年最近发表的观测结果相结合，以提供准确的星历。我们还用雨燕探测了该系统的X射线，并估计其吸积速率约为每年1 × 10 ^-13兆太阳。我们认为，SDSS 1212最有可能是一个磁激变变量在一个非常低的吸积扩展状态，类似于研究的极地EF Eri。另一种可能是，假定的棕矮星并没有填满它的洛希叶，系统是一个分离的双星系统，其中白矮星有效地从次级恒星的风中吸积。六个这样的后共同信封，“前极”系统-被称为“低吸积率极地”（LARPs）的Schwope等人，2002年-以前已确定通过光学回旋发射线。最近在近红外Debes等人2006中检测到了SDSS 1212的回旋辐射，但如果分离，它将是第一个可能具有亚恒星次级辐射的“LARP”。目前还不清楚L型矮星风是否足够强大，以提供测量的吸积率。我们建议进一步的观察，以区分罗氏瓣溢出和风吸积的情况。
2006-09-15 astro-ph
The Incidence of Dwarf Novae in Large Area Transient Searches
了解和量化已知类别的瞬态和可变源的贡献是一个重要的教训，要从不久的将来大型天气巡天计划，如SkyMapper，Pan-STARRS和LSST的前光标程序的歧管学习。考虑到这一目标，我们进行了光度和光谱的后续观察三个最近报道的身份不明的瞬态。对于两个来源，WFI J132813.7-214237和WFI J161953.3+031909，我们发现不幸的巧合导致其先前被指定为瞬态。虽然前者现在被解释为太阳系天体与昏暗背景恒星的空间重合，但后者只是一个不幸在日食和日食之间被捕获的灾难性变量。第三个候选者，ROTSE 3 J160213.1-021311.7被确定为一个SU UMa型矮新星，其静态亮度为R~22.7，爆发幅度约为5 mag.4事件，SDSS-SN 15207，同样显示了矮新星起源的证据。我们的主要结论是，激变变星在其不同的化身中对瞬变天体的数量有一定的贡献。
2007-04-28 astro-ph
Three-body encounters in the Galactic centre: the origin of the hypervelocity star SDSS J090745.0+024507
希尔斯（Hills，1988）预测，逃逸恒星可以通过与银河系中心的超大质量黑洞（SMBH）的动力碰撞而加速到大于1000 km/s的速度。最近发现的超高速恒星SDSS J090745.0+024507（以下简称HVS）正在高速逃离银河系，可能是这类天体中的第一个。通过测量的径向速度和估计的到HVS的距离，我们追溯了它在银河系势中的轨迹。假设它是从中心被抛出的，我们发现，一个$\sim$ 2 mas/yr的自行是必要的恒星已经在几个秒差距的SMBH。我们进行三体散射实验，以限制祖先遇到加速HVS。正如Yu & Tremaine（2003）所提出的，我们考虑了SMBH对双星系统的潮汐破坏，恒星与双星黑洞的相遇，以及涉及中等质量黑洞的另一种情况。我们发现，恒星双星的潮汐破裂与一个更大的速度相比，一个单一的恒星和一个二元黑洞之间的遭遇，但有一个较小的喷射率由于更大的可用性的单一恒星。
2005-07-15 astro-ph
