The Lower Main Sequence and the Orbital Period Distribution of Cataclysmic Variable Stars
从附近恒星的有限体积样本测量的主序下部的色星等图显示，在Mv = 12和13之间有一个突然的向下跳跃。这种跳跃表明，观测到的质量-半径关系在0.3到0.2太阳质量之间变陡，但理论模型没有显示这种影响。很难找出这种分歧的根源：观测的质量-半径关系依赖于可能不够精确的变换，而理论关系依赖于可能不够完整的恒星模型，特别是在处理控制内部状态方程的复杂物理学方面。如果观测得到的质量-半径关系中的特征是真实的，它们的存在为激变变星轨道周期分布中众所周知的间隙提供了一个自然的解释。这种解释只依赖于观测到的低质量恒星的质量-半径关系，而不需要特别改变磁制动或激变变星的结构。如果是正确的，它将允许更广泛地应用激变变量观测的基本恒星物理学的问题。
1997-10-27 astro-ph
Cataclysmic variables from the Calan-Tololo-Survey -- I. Photometric periods
在对卡兰-托洛洛巡天中的灾难性变量的搜索中，我们发现了21个系统，其中16个是以前未知的。在本文中，我们提出了详细的时间序列测光这六个确认的激变变量，显示其光变曲线的周期性变化。其中四个被证明是日食系统，而剩下的两个则显示出由两个驼峰组成的调制。所有导出的周期都在周期间隙的下方，或者在一种情况下，正好在周期间隙的下边缘。
2004-08-19 astro-ph
Angular momentum losses and the orbital period distribution of cataclysmic variables below the period gap: effects of circumbinary disks
研究了周期以下激变变星的总体合成问题。模拟中计算了详细的二元演化序列网格，并将其纳入模拟中，以考虑系统中新星爆发导致的重力辐射和质量损失之外的额外角动量损失。作为一个具体的例子，我们认为环双星盘的影响，以获得洞察到的成分，必要的复制所观察到的轨道周期分布。由此产生的分布表明，周期最小值位于约80分钟的系统的数量单调增加，随着轨道周期增加到90分钟附近的最大值。没有证据表明系统在周期最小值处积累，这是只考虑引力辐射损失的模拟的共同特征。周期分布被发现是相当平坦的轨道周期范围从约85至120分钟。周期间隙的下边缘的陡度可以通过例如周期接近2.25小时的系统输入来再现，这是由于激变变星双星系统从轨道周期大于2.75小时的地方流动而造成的。在我们的模型框架内，与观测系统的累积分布函数的良好一致性表明，环双星盘或模拟其特征的机制的角动量损失加上加权因子来解释发现此类系统时的选择效应，以及从周期间隙上方到周期间隙下方的系统流动是理解整个周期的重要因素激变双星系统的分布
2005-09-13 astro-ph
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
Evolutionary Effects of Irradiation in Cataclysmic Variables
激变变星的轨道演化，其中伴星被吸积光度的一部分照亮，由热时标上的辐射驱动的极限环组成，叠加在由于系统角动量损失而向较短周期的长期演化上。我们表明，积极的轨道周期导数在明亮的阶段是一个自然的后果膨胀的同伴在高质量传递阶段的极限环。辐射不稳定性可能会增强相应的角动量损失，CAML，伴随着极限环。我们调查的长期演化的激变双星的辐射和CAML的综合影响下，并表明，比长期传输波动，发生在这些周期可以解释所观察到的分散在磁盘光度或估计吸积率在一个给定的轨道周期。如果真的辐射驱动和CAML辅助的质量转移波动的时间尺度上比长期发生，如本文所讨论的，那么我们也许能够预测的相对丰度的不同类型的激变变量在一个给定的轨道周期。例如，这个机制可以解释矮新星相对于类新星变量在3和4小时之间的相对缺乏。
1998-01-31 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
Theoretical orbital period distributions of cataclysmic variables above the period gap: effects of circumbinary disks
本文研究了轨道周期大于2.75小时的周期隙上缘以上系统在环双星盘影响下的非磁性激变变星的总体演化。对于一个分数质量输入率到磁盘，对应于3e-4的质量传递速率，模型系统表现出反弹的轨道周期大于2.75小时。模拟结果表明：（1）某些系统在其整个生命周期内都可以作为矮新星型系统存在;（2）矮新星型系统随着环双星盘质量的增加，其质量转移速率增加，可以演化为类新星系统;（3）类新星系统在其反弹后演化到更长的轨道周期时，可以演化回矮新星系统。在这些子类中，类新星激变变星是寻找波长大于10微米的环双星盘的最佳候选者。我们的人口合成模型的理论轨道周期分布是在合理的符合合并人口的矮新星和类新星系统以上的周期差距，这表明可能性，系统与未发展的捐助者不需要脱离和发展的周期差距以下的中断磁制动模型。由此产生的人口进一步揭示了可能存在的系统与小质量比（一个属性的系统表现出在长轨道周期的超级驼峰现象）和O/Ne/Mg白矮星的偏好在矮新星系统相比，新星样系统。观察偏差占不同人群的重要性进行了检查，它表明，这些影响的理解是必要的，以面对理论分布与观察到的一个有意义的方式。（节略）
2006-11-17 astro-ph
FS Aur - a new class of Cataclysmic Variables or the missing link between Intermediate Polars and SW Sex objects?
FS Aur是一颗已知的矮新星，轨道周期约为85.7分钟。它被认为是激变变星（CV）的SU UMa子类的成员，但以前对超级驼峰和超级爆发的搜索一直不成功。我们对FS Aur在静止期进行了一系列的光度和光谱观测。我们从径向速度测量中证实了它的短轨道周期。然而，长期测光揭示了一个意想不到的结果：该系统在BVR测光带中也显示出明显的0.24等调制，周期为205.5分钟，是轨道周期的2.4倍。我们讨论了这种特殊行为的各种可能原因。
2003-02-27 astro-ph
A search for brown-dwarf like secondaries in cataclysmic variables
我们提出了一个样本的短轨道周期激变变量，这是候选人窝藏亚恒星同伴的红外光谱。我们探测到了VY Aqr伴星的KI和NaI吸收线。该系统的整体光谱分布与M9.5型矮星光谱最吻合，这意味着距离为$100 \pm 10$ pc。VY Aqr似乎远离轨道周期最小值附近的次级恒星温度的理论分布。红外光谱能量分布（SED）的拟合进行了比较观察到的光谱与晚型模板。这样的光谱拟合程序的应用表明，在1.1-2.5 $μ$ m光谱区的连续形状在短轨道周期激变变量可能是一个有用的指标的同伴光谱类型。对狮子座RZ和船帆座CU的SED拟合表明，它们是M5型矮伴星，距离分别为340 $\pm$ 110和150 $\pm$ 50 pc。对于短周期激变变星，这些系统可以归入上演化支。
2002-06-19 astro-ph
The Secondary Stars in Short Period (Magnetic) Cataclysmic Variables
我们回顾了最近的知识基础有关的原因质量吸积变化（高/低状态）在高磁激变变量（即极）。然后，我们研究什么样的理论说的性质的二级恒星（质量捐助者）相对于这些CV非常短的轨道周期。最后，我们使用最近的观察EF厄利在一个扩展的低状态提供直接的观测证据表明，这CV，以及其他一些，可能包含非常低的质量，亚恒星二级恒星。
2003-02-18 astro-ph
GD 552: a cataclysmic variable with a brown dwarf companion?
GD 552是一颗高自行恒星，具有矮新星类激变变星特有的强双峰发射线，但在过去12年的监测中没有发现爆发。我们提出了光谱学，其目的是检测在这个系统中的质量供体的发射。我们无法在一个允许我们排除近主序星供体存在的水平上这样做。鉴于GD 552的轨道周期为103分钟，这表明它要么是一个经过了80分钟的激变变星轨道周期最小值的系统，现在有一个褐矮星的质量供体，要么是一开始就有一个褐矮星的供体。这个模型解释了观测到的白矮星的低轨道速度和GD 552的低光度。这也与系统没有爆发一致。
2008-06-30 astro-ph
Spectroscopy and orbital periods of four cataclysmic variable stars
我们目前的光谱和轨道周期Porb的四个相对较少研究的激变变星。这些恒星及其周期是：AF Cam，Porb = 0.324（1）d（日周期计数有点模糊）; V2069 Cyg（= RX J2123.7+4217），0.311683（2）d; PG 0935+075，0.1868（3）d;和KUV 03580+0614，0.1495（6）d。V2069 Cyg和KUV 03580+0614都显示HeII λ 4686发射强度与H β相当。天鹅座V2069似乎是一颗明亮的新星变星，而强烈的HeII则表明它可能是一颗中等极性的变星。KUV 03580+0614的周期类似于SW Sex型novalike变星的成员，并且它在Balmer和He I线中显示出典型的这个子类的相位依赖吸收。AF Cam显示出K型次级的吸收特征，正如预期的那样，考虑到其相当长的轨道周期。次级光谱和爆发震级都表明AF Cam距离我们大约1千秒差距。PG 0935+075的光谱类似于矮新星在最低光下的光谱，有一颗M矮星的显著贡献。二级光谱和初步的爆发震级都表明距离接近500 pc。
2001-05-29 astro-ph
The Accretion Flows and Evolution of Magnetic Cataclysmic Variables
我们利用磁吸积模型研究了激变变星的吸积流。数值模拟表明，四种类型的流动是可能的：盘，流，环和螺旋桨。对于给定的质量比，决定吸积流的基本观测量是系统的自旋-轨道周期比。如果IP以平衡自旋速率吸积，那么对于质量比为0.5，Pspin/Porb < 0.1的IP将是盘状的，0.1 < Pspin/Porb < 0.6的IP将是流状的，而Pspin/Porb ~ 0.6的IP将是环状的。当恒星成分的质量比降低时，系统在这些流类型之间过渡的自旋与轨道周期比增加。我们第一次提出了mCV的演化轨迹，可以调查它们的吸积流如何随时间变化。当系统演化到更短的轨道周期和更小的质量比时，为了维持自旋平衡，它们的自旋与轨道周期比通常会增加。因此，在短轨道周期内，环状流的相对出现将增加，而盘状流的出现将减少。越来越多的系统在高自旋-轨道周期比下观测到轨道周期低于2小时，以及EX Hya中环状吸积的观测证据，与这张照片完全一致。
2007-09-27 astro-ph
Periodicities in ASCA X-ray observations of Non-Magnetic Cataclysmic Variables
我们对ASCA观测到的非磁性激变变量进行了彻底的分析，并发现了三个目标的可能周期：WW Cet，EI UMa和IX Vel。这些现象可能是由位于吸积盘中心的白矮星的旋转引起的，也可能是由内部吸积盘中密度波的发展引起的。
2001-11-06 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
A new absolute magnitude calibration with 2MASS for cataclysmic variables
利用可靠的三角测量，我们发现激变变星的绝对星等依赖于{ \em 2 MASS}测光系统的轨道周期和去红的$(J-H)_{0}$和$(H-K_{s})_{0}$色。校准方程涵盖范围为$0.032^{d} < P_{orb} \leq 0.454^{d}$、$-0.08 < (J-H)_{0} \leq 1.54$、$-0.03 <(H-K_{s})_{0} \leq 0.56$和$2.0 < M_{J} < 11.7$ ;它基于相对误差为$(σ_π/π) \leq 0.4$的三角函数。利用周期-光度-颜色（PLC）关系，估算了激变变星与轨道周期和{ \em 2 MASS}观测的距离，并与其它方法计算的距离进行了比较。我们认为，PLCs关系可以是一个有用的统计工具，估计激变变量的距离。
2007-01-18 astro-ph
Brown Dwarfs and the Cataclysmic Variable Period Minimum
使用改进的，最新的恒星输入物理测试对低质量恒星和褐矮星的观测，我们计算的长期演变的低质量捐助者激变变量（CV），包括那些形成与褐矮星捐助者。我们的模型证实了CV周期直方图中计算的最小周期（Pmin ~ 70 min）和观察到的短周期截止值（~ 80 min）之间的不匹配。我们发现，潮汐和旋转修正应用到一维恒星结构方程的周期最小值没有显着的影响。从我们的模型序列合成的理论周期分布总是在最小周期处显示系统的积累，这是观察到的分布所没有的特征。我们认为，非磁性的CV变得不可观察，因为它们有效地被困在永久静止之前，他们达到Pmin，和小数字的统计可能隐藏的周期尖峰的磁性CV。
1999-06-28 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
GZ Cancri: a cataclysmic variable at the lower edge of the period gap
我们提出了校准测光和时间分辨光谱的激变变量GZ Cnc。H-α发射线的径向速度揭示了0.08825（28）d或2.118（07）h的轨道周期，将系统置于周期间隙的下边缘。我们的一次观测发现系统正在上升到一个被忽视的，可能是小幅度的爆发。在此阶段的某些阶段，发射谱线的轮廓被高速吸收分量扭曲。我们讨论了这种现象的背景下，最近的建议，长期的光变曲线的GZ数控类似于那些中间的极性。
2003-02-20 astro-ph
Photometric study of selected cataclysmic variables II. Time-series photometry of nine systems
本文介绍了9个激变变星EI UMa、V844Her、V751 Cyg、V516 Cyg、GZ Cnc、TY Psc、V1315 Aql、ASAS J002511+1217.12、V1315 Aql和LN UMa的时间序列测光结果。这些观测是在各个观测站进行的，历时170小时，共有7，850个数据点。对于大多数的目标，我们确认以前报道的周期性，其中一些我们给，第一次，他们的光谱轨道周期。对于那些我们在平静和爆发期间观察到的矮新星系统，亮度增加之后闪烁量减少。准周期振荡要么被发现，要么被证实。对V1315Aql食系，我们观测了9次食，得到了一个精细的轨道星历。我们发现，在其长基线的观测，在这个系统的轨道周期没有发生变化。V1315 Aql也显示了不同深度的日食。
2008-06-08 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
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
Propeller activated resonances and the fate of short period cataclysmic variables
我们表明，弱磁螺旋桨和吸积盘共振的组合可以有效地停止吸积在短周期激变变量的大部分寿命。这可能有助于解释激变变星短周期轨道周期分布的观测值与预测值之间的差异。轨道共振导致圆盘变得偏心，使物质落回供体恒星或系统之外。快速旋转的主星上的弱磁场将盘状物质向外推动，使其能够获得这些共振。数值计算和解析计算表明，这种状态可以存在很长时间（~10^11年）。这是因为磁螺旋桨只需要保持进入共振，而不是将物质推出洛希瓣，因此自旋下降的时间尺度比经典螺旋桨模型长得多。
2006-08-22 astro-ph
Distortion of secondaries in semi-detached binaries and the cataclysmic variable period minimum
基于SPH模拟，我们量化了由于潮汐力和旋转力对半分离双星多变秒数的几何畸变效应。主要效应是多变星的膨胀，对半径的影响为$\sim$ 5%-12%，取决于多变指数和质量比。我们将这种扭曲效应应用于激变变系统中秒数的长期演化。我们专注于低于2- 3 h周期间隙的系统，并接近最小周期。我们发现一个显着增加的预测最小周期（$\sim$ 4%，如果在二次的热弛豫的变化近似考虑）。虽然有所改进，但效果不足以解决80 min时预测和观测最小周期之间的不匹配。
2002-05-02 astro-ph
A 6.3-h superhump in the cataclysmic variable TV Columbae: the longest yet seen
我们目前的结果，从两个星期的多经度测光活动电视上校在2001年1月举行。这些数据证实了存在一个永久性的积极的超级驼峰，发现在重新检查广泛的档案测光数据的电视上校。6.3小时的周期是15%以上的轨道周期，并遵守众所周知的超级驼峰周期过剩和二进制周期之间的关系。在5.5小时时，TV Col的轨道周期比任何已知的超级驼峰激变变星都要长，因此，根据目前的理论，它的质量比可能在超级驼峰出现的范围之外。我们提出了几个解决这个问题的方法。
2002-12-05 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
Kilo-Second Quasi-Periodic Oscillations in the Cataclysmic Variable DW Cancri
我们的光度监测显示，DW Cnc，这是最初被归类为矮新星（V=15- 17.5），保持在一个明亮的状态Rc=14.68+/-0.07 61天。结合缺乏强He II发射线的光谱，我们提出该物体不是矮新星，而是非磁性的类新星变星。在我们的监测过程中，该对象表现出强烈的准周期振荡（QPOs），振幅达到约0.3兆。我们的周期分析产生了一个功率谱，有两个峰值的QPOs，其中心周期为37.5+/-0.1和73.4+/-0.4分钟，此外，在频率低于QPOs的显着功率。DW Cnc是一个独特的激变变星，其中连续61天检测到了千秒QPO。我们提出了两种可能的解释DW Cnc：（i）一个永久的superhumper富氢激变变量的周期最小值以下。(ii)一个类似新星的变星，其轨道周期超过3小时。在这种情况下，QPO可能是由被捕获的盘振荡引起的。
2002-03-15 astro-ph
A New Cataclysmic Variable RX J0757.0+6306: Candidate for the Shortest Period Intermediate Polar
一个新的激变变星被确定为在ROSAT全天巡天期间发现的微弱硬X射线源RX J0757.0+6306的光学对应物。强双峰发射线承担证据的吸积盘通过S-波变化的周期为81 +/- 5分钟。我们确定此期间的轨道周期的二元系统。CCD测光显示了8.52 +/- 0.15分钟的额外周期，该周期在四个晚上都是稳定的。我们认为RX J0757.0+6306可能是一颗中间极星，但不能排除它是SU UMa矮新星群成员的可能性。
1998-03-19 astro-ph
First XMM-Newton observations of strongly magnetic cataclysmic variables - II. Timing studies of DP Leo and WW Hor
XMM-牛顿被用来观察两个日食，磁激变变量，DP狮子座和WW霍尔，连续三个轨道周期。这两个系统都处于吸积的中间状态。对于WW Hor，我们还使用XMM-牛顿光学监测器和地面观测获得了光学光变曲线。我们的X射线和光学光变曲线的分析，使我们能够约束吸积区域的物理和几何参数，并推导出轨道参数和日食星历的系统。对于WW Hor，我们直接测量吸积柱中的水平和垂直温度变化。通过与以往观测结果的比较，我们发现吸积点经度的变化与吸积速率有关。对于狮子座DP的硬X射线光变曲线的形状是不像预期的光学薄发射，显示在冲击波后区域的光学深度效应的重要性。我们发现，白矮星的自旋周期比轨道周期稍短，轨道周期的减少速度比预期的重力辐射单独的能量损失。
2001-12-31 astro-ph
Are the red dwarfs in cataclysmic variables main-sequence stars?
结果表明，轨道周期为$P < 3$ hr的短周期激变变星的秒级与单场星定义的太阳丰度主序列接近。在具有$P > 3$ hr的激变变星中，最早的光谱类型对应于主序星，而大多数次变星具有较晚的光谱类型。可能的原因是在质量传递之前的核演化和由于质量传递而缺乏热平衡。与最新恒星模型获得的进化序列的比较意味着异常高的传输速率和大部分系统与进化的捐助者。没有证据表明，在任何一个研究充分的激变变量中存在次级低金属丰度。
1998-09-18 astro-ph
The pre-cataclysmic variable, LTT560
确定对象LTT 560的系统参数，以澄清其性质和演化状态。我们应用时间序列测光揭示轨道调制的光变曲线，时间序列光谱测量径向速度的功能，从主星和次星，和通量校准光谱，以获得这两个组件的温度。我们发现LTT 560是由一颗T~ 7500 K的低温DA白矮星作为主星和一颗M5.5+-1主序星作为次级组成。目前的轨道周期是Porb=3.54（07）h。我们导出了质量比Msec/Mwd = 0.36（03），并估计了d=25- 40 pc的距离。轨道光变曲线的长期变化和白矮星上额外的H-α发射分量表明系统中的活动，可能是以耀斑和/或吸积事件的形式。
2007-09-27 astro-ph
The spin periods of magnetic cataclysmic variables
我们用磁吸积模型研究了激变变星的转动平衡。这使我们能够推导出一组平衡自旋周期作为轨道周期和磁矩的函数，我们使用它来估计所有已知的中间极的磁矩。我们进一步展示了这些平衡自旋周期与极同步条件的关系，并使用这些结果来计算描述磁CV分布的理论直方图作为P_spin / P_orb的函数。我们证明，这是在显着的协议与观察到的分布假设系统的数量作为白矮星磁矩的函数是根据N（mu_1）d mu_1 ~ mu_1^{-2} d mu_1分布。
2003-01-17 astro-ph
Circular polarimetry of magnetic cataclysmic variables
激变变星是具有短轨道周期的复杂吸积双星系统。在这里，我们提出了五个磁激变变量候选人的圆偏振。1 RXS J161008.0+035222、V1432 Aql和1 RXS J231603.9-052713具有回旋发射，这证实它们是AM Her系统。我们的数据与1 RXS J042555.8-194534和FIRST J102347.6+003841的圆偏振的零值一致，这对这些天体的极地分类施加了一些限制。
2004-05-17 astro-ph
The Intriguing New Cataclysmic Variable KUV03580+0614
对候选激变变星KUV 03580 +0614的光度和光谱观测显示，它是一颗轨道周期为3.4小时的激变变星，该变星是在汉堡巡天中独立发现的，编号为HS 0357 +0614。周期在这个范围内的CV通常是属于SW性别或中间极地类别的新星。变异性，光谱特征和缺乏强X射线表明类似于V795 Her，LS Peg和AH Men的系统。
2001-07-18 astro-ph
Formation and Evolution of Cataclysmic Variables
本文综述了激变变星形成和演化的基本事实和观点。它示出了为什么CV的形成必须涉及巨大的质量损失和轨道角动量，很可能通过一个共同的信封演变。半分离双星的长期演化原理的简要讨论如下。最后给出了CV演化的一个简单示意图。
2008-09-10 astro-ph
Spectroscopy of Nine Cataclysmic Variable Stars
我们提出了9个激变双星，主要是矮新星，主要是为了确定轨道周期Porb的光谱。它们的恒星和周期分别为：LX And，0.1509743（5）d; CZ Aql，0.2005（6）d; LU Cam，0.1499686（4）d; GZ Cnc，0.0881（4）d; V632 Cyg，0.06377（8）d; V1006 Cyg，0.09903（9）d; BF Eri，0.2708804（4）d; BI Ori，0.1915（5）d;和FO Per，其中Porb为0.1467（4）或0.1719（5）d。有几颗星星被证明特别有趣。在BF Eri中，我们探测到光谱类型为K3 +- 1子类的二级恒星的吸收光谱，这导致距离估计约为1千秒差距。然而，BF Eri有一个大的自行（100 mas/yr），我们有一个初步的视差测量，证实了大自行和收益率只有一个上限的视差。BF Eri的空间速度明显很大，似乎属于晕族。在CZ Aql中，发射线具有以大的速度幅度移动的强翼，这表明磁通道吸积流。天鹅座V1006的轨道周期正好位于激变双星轨道周期分布的2至3小时“间隙”内。
2007-04-06 astro-ph
The new cataclysmic variable RX J1554.2+2721 in the period gap
我们报告的一个新的激变变量，确定为光学对应的X射线源RX J1554.2+2721探测ROSAT的光谱和光度研究的结果。相对明亮（约16.5等）的天体的光谱观测显示出系统的径向速度变化，半振幅约为140公里/秒。除了明显存在的不同的低和高的状态，有周期性的光度变化的振幅约为0.15的R带。它的轨道周期是2.753小时，因此位于周期间隔的上边界。该天体光谱中的通量分布显示出M4 V次级的实质性贡献，并且还具有明显的回旋辐射迹象。因此，我们将所发现的对象归类为AM Her类磁灾变变量的新成员。软X射线光谱、发射谱线的特征剖面、层析成像图和轨道光变曲线的形状进一步支持了这一分类。在低和高状态下的光谱的简单拟合表明，与周期间隙之外的类似物体相比，RX J1554.2+2721中的传质速率降低。
2001-10-02 astro-ph
The phase 0.5 absorption in SW Sextantis-type cataclysmic variables
Sextantis SW型恒星是一组激变变星，具有独特的观测特征，包括在0.2 - 0.6相位的发射线核心的吸收特征。Hellier和Robinson提出这些特征是由流过吸积盘的吸积流造成的。然而，在一个简单的模型中，吸收发生在所有轨道阶段，这与数据相矛盾。我表明，调用一个耀斑吸积盘解决了这个问题。
1998-02-03 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: I. Observations of VW Hyi
从VW Hyi的存档和最近的高速测光中，我们发现矮新星振荡（DNOs）偶尔存在于整个爆发过程中，从最大的14.06 s周期演变到爆发结束时的> 40 s。周期的增长相对缓慢，然后是快速增长和随后的下降。准周期振荡（QPO）以数百秒的周期出现。第一次，QPO周期的演变被认为是，稳定增加的最后下降的爆发。偶尔存在的两个DNO，分开的QPO频率的频率，建议再加工的旋转DNO光束的“墙”旋转在光盘中的QPO周期。
2002-02-23 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
An Halpha-selected sample of cataclysmic variables -- II. Implications for CV evolution
我们使用一个独立的新样本的灾难性变量（CV），通过选择对象的Halpha发射，约束属性的内在CV人口。这个样本仅限于可能是非磁性和未演化的系统;它由17个CV组成，其中至少10个的轨道周期超过3小时。我们发现，即使是非常慷慨的津贴选择效应是不足以调和的大比例的短期到长期的CV预测标准CV进化理论与观察到的样本，可能意味着短周期系统的发展速度比预测的破坏磁制动模型。这将需要角动量损失机制，除了引力辐射，作用于轨道周期低于周期间隙的CV。为了使模型与观测结果一致，周期间隔以下的角动量损失率必须至少增加3倍，除非模型也高估了长周期CV的角动量损失率。
2008-02-18 astro-ph
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- V. Results from an extensive survey
我们观测了13颗激变变星的矮新星振荡（DNOs）、长周期矮新星振荡（lpDNOs）和准周期振荡（QPOs）。在六个系统WW Cet，BP CrA，BR Lup，HP Nor，AG Hya和V1193 Ori中，首次检测到快速的准相干振荡。对于所讨论的其余系统，除了已知的快速振荡之外，我们还观察到了更多种类的振荡，或者以前未知的振荡行为方面。RU Peg中的QPO周期在从爆发下降的十个晚上内变化了84%-这是迄今为止观察到的QPO周期的最大演变。一个周期光度关系类似的关系，长期以来一直被称为适用于DNO的lpDNO在X狮子座发现，这是第一个明确的情况下，lpDNO的频率标度与吸积光度。WX Hyi和V893 Sco被添加到在静止时显示振荡的矮新星的小名单中。
2006-01-24 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
Catalogue of cataclysmic binaries, low-mass X-ray binaries and related objects (Seventh edition)
该星表列出了472颗激变双星、71颗低质量X射线双星和113颗已知或怀疑有轨道周期的相关天体的坐标、视星等、轨道参数、各组成部分的恒星参数和其它特征性质，并综合了最近的有关文献。此外，该目录还载有656个天体中635个天体的已公布发现图的参考清单，以及别名天体名称的交叉参考清单。2003年1月1日之前发表的文献已尽可能考虑在内。所有数据都可以通过专门的目录网页http://www.mpa-garching.mpg.de/RKcat/（MPA）和http://physics.open.ac.uk/RKcat/（MPA）访问。我们将定期更新目录网页上的信息，最初每六个月更新一次。
2003-01-22 astro-ph
The minimum period problem in cataclysmic variables
我们调查，如果相应的角动量损失（CAML）或内在的变形的施主恒星CV可以增加CV反弹周期从规范的理论值~65分钟的观测值$P_{min} \approx77$分钟，如果这些影响的CV人口的变化可能会洗掉理论预测的积累系统附近的最小周期（周期尖峰）。我们能够构建适当混合的CV模型群体，统计学检验不能将其排除为观察到的CV样本的母体群体。然而，拟合的拟合优度从来没有令人信服的，总是比一个简单的，平坦的周期分布略差。一般来说，如果假设所有CV都形成于长轨道周期，则拟合的拟合优度会得到很大改善。如果使用实际形状的输入周期分布，King，Schenker & Hameury（2002）建议的加权并不构成改进。把你的摘要放在这里。
2002-12-05 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
An alternative model of the magnetic cataclysmic variable V1432 Aquilae (=RX J1940.1-1025)
V1432 Aql目前被认为是一个异步的AM Her型系统，轨道周期为12116.3 s，自旋周期为12150 s。我提出了一个替代模型，其中V1432 Aql是一个中间极性与磁盘溢出或无盘吸积几何，与旋转周期近4040秒。我认为，公布的数据是不够的，以区分这两个模型，相反，我提供了一系列的预测，可以对未来的观察。
1997-10-07 astro-ph
Time-resolved photometry of cataclysmic variables
我们目前的时间分辨测光的两个激变变量的CCD测光观测获得的1米望远镜在南非天文台在2002年10月和2003年8月，并与1米望远镜在德国Hoher列表。关于MCT 2347-3144，我们首次检测到6.65小时的周期。对于V1193 Ori，3.96小时的周期性首次通过时间分辨光度法得到证实。
2003-12-18 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. XV. HT Camelopardalis (= RX J0757.0+6306)
我们提出的光度和光谱HT Camelopardalis，最近发现的X射线明亮的激变变量。光谱显示了H、He I和He II的明亮谱线，它们都以0.059712（1）d的周期运动，我们将其解释为轨道周期。这颗恒星的亮度变化的严格周期为515.0592（2）s，平均全振幅为0.11 mag.这些特性使它成为一颗/真正的/ DQ武仙座恒星（中间极性）-其中快速旋转的白矮星的磁性通道吸积流到表面。通常在V=17.8时，这颗恒星会在V=12-13时出现罕见且非常短暂的爆发。我们在2001年12月观测到一个，发现515秒的脉冲幅度增加了约100倍（通量单位）。一个短暂的轨道信号也可能出现。
2002-04-13 astro-ph
Newly Discovered Cataclysmic Variables from the INT/WFC Photometric H alpha Survey of the Northern Galactic Plane
我们报告发现了11个新的激变变量（CV）候选人的艾萨克牛顿望远镜（INT）光度H阿尔法调查的北银河平面（IPHAS）。对其中三个系统作了进一步的后续观察。对于CV候选者IPHAS J013031.90+622132.4和IPHAS J051814.34+294113.2，已经获得了时间分辨光谱，并且H α发射线的径向速度测量已经被用来估计它们的轨道周期。第三个CV候选者（IPHAS J062746.41+ 014811.3）被光度法观察到，并发现是食。所有三个系统的轨道周期都在CV周期间隔2-3 h以上。我们还强调了另一个系统，IPHAS J025827.88+635234.9，其光谱将其区分为具有不寻常的C和N丰度的可能的高光度物体。
2007-10-26 astro-ph
High Speed photometry of faint Cataclysmic Variables: I. V359 Cen, XZ Eri, HY Lup, V351 Pup, V630 Sgr, YY Tel, CQ Vel, CE-315
本文介绍了对暗弱激变变星进行光度测量的第一批结果。V359 Cen是一颗SU UMa星，周期为112 min。即使在静止期观测，这颗老新星的质量转移速率可能足够高，以至于在这样一个短周期系统（其隐含的小质量比）中，圆盘可能被激发成椭圆形，结果是观测到的亮度调制给出了一个超级峰周期，而不是轨道周期。XZ Eri是一颗食矮新星，轨道周期（P（orb））为88.1分钟。HY Lup只有轻微的变化。船尾座V351是船尾座新星1991的残骸，其P（orb）= 2.837 h，光变曲线与天鹅座新星1975非常相似。V630 Sgr是第一颗同时拥有正超峰（P（sh）= 2.980 h）和食（P（orb）= 2.831 h）的新星遗迹。YY Tel的标识有些不确定。CQ Vel的正确标识是从其闪烁活动的发现中提供的。CE-315是最近发现的一颗AM CVn型恒星，它的光变曲线与GP Com相似，没有明显的轨道调制。
2001-07-26 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
The Long Period AM Her-like Cataclysmic Variable RXJ051541+0104.6
我们发现了一个新的激变系统RXJ 051541 +0104.6。该光谱为蓝色连续谱，H~I、He~I和II发射线叠加。软X射线谱与50~eV黑体很好地拟合。X射线和光学数据表明是一个AM~Herculis系统。X射线光变曲线在秒的时间尺度上显示出极端的变化，并表明轨道周期为8~小时，几乎是已编目的最长AM~Her周期的两倍。当明亮时，X射线光变曲线分裂成一系列离散的爆发，这可能是由于大约10 $^{17}$ ~gm质量的致密物质团块的吸积。
1994-08-29 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
