Model Atmospheres for Irradiated Stars in pre-Cataclysmic Variables
模型大气已经计算了M矮星的强烈辐射附近的热同伴。各种主要和次要的光谱类型进行了探讨，除了特定于四个已知系统的模型：GD 245，NN Ser，AA Dor和UU Sge。这项工作表明，一个戏剧性的温度反演是可能的，至少有一个半球的照射M矮星和紧急频谱将显着不同于孤立的M矮星或黑体通量分布。首次提出了适合于与非质量传递后共包络双星中辐照M矮星的高分辨率观测直接比较的合成光谱。本文还讨论了偏离局部热力学平衡对巴耳末谱线轮廓的影响。
2004-06-26 astro-ph
Emission from the secondary star in the old CV WZ Sge
我们提出了在激变变星WZ Sge的质量供体星的第一次检测。相位分辨光谱揭示了2001年爆发期间被照射的二级恒星的窄巴尔末发射成分。其径向速度曲线表明，系统速度为-72 +/-3 km/s，视速度振幅为K_2_app=493 +/-10 km/s。多普勒断层扫描显示了一个高度不对称的吸积盘，包括一个显着的亮点贡献20天的爆发。我们用对称中心法估算了初级径向速度K_1，得到K_1_app=37 +/- 5 km/s。考虑到可能影响K_1和K_2测量的系统误差，我们保守地得出508 < K_2 < 585 km/s和K_1 < 37 km/s。这意味着存在一颗M_1 > 0.77 M_sun的大质量白矮星。一个非简并的质量供体，意味着WZ Sge还没有通过它的最小轨道周期进化，我们的观察并不排除这种可能性。这将需要改进K_1的估计。结合观测到的亮斑食和次恒星下共轭的相位差，我们可以将允许的质量比（q=M_2/M_1）确定在0.040 ~ 0.073之间。这为次级恒星的质量提供了一个严格的上限，即M_2 < 0.10 M_sun。
2001-09-19 astro-ph
WZ Sge: FUSE Spectroscopy of the 2001 Outburst
短周期激变变星WZ Sge在2001年7月经历了23年来的第一次矮新星爆发。这里我们描述905-1187 Ang。远紫外光谱探测器（FUSE）在爆发期间和爆发后的头几个月内获得的光谱。第一个光谱，获得约7天后爆发开始和6.4天过去的光学最大值，是占主导地位的广泛（50-60昂。EW）的功能，由于O VI和其特点是从一个高度倾斜的磁盘调制的影响，高度电离风的排放。WZ Sge在后来的观测中变得更暗（从光学极大值后约45天开始），在远紫外线下变得越来越“红”。光谱的形状越来越类似于富含金属的白矮星光球的预期，尽管似乎至少在第二次FUSE观测中，当可见光曲线显示系统正在经历再亮事件时，一些盘的贡献仍然存在。在9月29日和11月初观测到的吸收线是窄的，宽度（FWHM）为0.7-1.3 Ang，当时可见光曲线相当稳定地向静止方向下降。（200-400 km/s）。对这些光谱最自然的解释是，连续谱来自于一个相对巨大、缓慢旋转的白矮星，而这些谱线是由大气中的金属和沿着视线到白矮星的吸收物质的组合产生的。如果白矮星的log{g}= 8.5，那么白矮星的温度从9月29日的25，000 K降到11月初的23，000 K。
2003-03-24 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
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- VI. Spin rates, propellering, and coherence
我们研究发表的观测矮新星振荡（DNOs）的爆发的上升和下降，并表明它们的变化率是在合理的协议与预测的磁吸积模型。我们发现在几个矮新星爆发的后期阶段推进的证据，如EUVE通量的减少和DNO周期的快速增加所示。在TY PsA中观察到的DNO的再分析，其中有特别大的振幅，表明在后期下降的明显损失的相干性更好地描述为两个附近的周期之间的定期切换。部分原因是这一点以及某些系统中的快速减速使得DNO更难被检测到。我们认为，28.95秒的周期性WZ Sge，这一直是一个谜，是由加热区域的光盘，只是超出了共转半径，这是一个后果的主要和气体之间的磁耦合吸积盘。这导致了一个可能的新的解释“较长的周期DNOs”（lpDNOs）通常观察到矮新星和新星样变量。
2007-10-26 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: II. A Low Inertia Magnetic Accretor Model
在激变变星（CV）中观察到的矮新星振荡被解释在一个低惯性吸积模型的背景下，在该模型中，吸积到白矮星的赤道带上导致该带改变其角速度。快速减速阶段归因于推进。证据表明，临时驱逐，而不是吸积的气体发生在这一阶段的EUV通量的大幅下降。我们发现，QPO最有可能是由垂直增厚的磁盘，移动作为一个行波的磁盘的内边缘附近。这交替地遮蔽和“反射”来自中心源的辐射，并且即使在非常低的倾斜系统中也是可见的。提出了一种可能的励磁机制，即由磁场线的缠绕和重连引起的。我们应用该模型，推导出主要从大众Hyi观测，重新解释SS Cyg，OY Car，UX UMa，V2051 Oph，V436 Cen和WZ Sge的观测。在最后的这些，我们证明了存在的742秒周期的光变曲线，所产生的模糊的行波，因此表明，两个主要的振荡是一个DNO和它的再处理的同伴。
2002-04-29 astro-ph
Discovery of a cataclysmic variable with a sub-stellar companion
我们发现ROSAT源1 RXS J105010.3-140431是一个激变变星，轨道周期为88.6分钟，光谱与WZ Sge非常相似。特别是，发射线两侧的斯塔克加宽的吸收翼可能起源于光球的一个紧凑的对象。巴耳末吸收线可以用一颗具有13 000 $< T_{eff} <$ 24 000 K的DA白矮星的光谱来模拟。强吸收线使我们能够使用互相关技术获得白矮星的直接径向速度。我们发现了一个极低的白矮星径向速度半振幅，$K_{wd}$ = 4 $\pm$ 1 km s $^{-1}$ .这与从H $α$发射线机翼K < 20 km s $^{-1}$得到的上限是一致的。相应的质量函数与主序星次级不相容，但与轨道后周期最小的激变变星和类褐矮星次级相容。形式解给出了10-20个木星质量的次级质量。多普勒地图的发射线和假设的黑体发射表明一个稳定状态（T $\sim r^{-3/4}$）吸积盘主要发射H $α$和光学厚热点具有较强的贡献高阶巴耳末线和\ion{He}{I} 5875。与其他长周期矮新星一样，从发射线的分析中发现了内盘被移除的证据。
2001-07-11 astro-ph
QU Carinae: a SNeIa progenitor?
在2006年至2007年获得的新星样激变变量QU车的光学光谱的径向速度，线轮廓，和线识别进行了研究。我们无法证实1982年以来所报告的10.9小时轨道周期，部分原因是我们的采样对于这一目的并不理想，而且我们怀疑，因为我们的径向速度因不稳定的风引起的线轮廓变化而扭曲。P-Cygni配置文件中发现的几个发射线，包括那些C IV。光谱中有丰富的碳谱线，表明施主星中有碳富集。[O III] 5007和[N II] 6584的存在可能是由于系统附近的弥漫星云。在光谱中的风签名和星云线的存在是一致的吸积风演化的情况下，已建议导致SNeIa。我们认为，QU车是CV的V Sge子类的成员，和一个可能的SNeIa祖。结果表明，QU Car最近的光变曲线具有约1等的低态，与V Sge的光变曲线相似，加强了QU Car与V Sge星、超软X射线源和SNeIa祖星的联系。
2008-01-23 astro-ph
Cataclysmic and Close Binaries in Star Clusters. V. Erupting Dwarf Novae, Faint Blue Stars, X-ray sources, and the Classical Nova in the Core of M80
长期以来，人们一直预测在球状星团中存在大量激变变星（CV），但在球状星团中已知的绝对确定的星团CV数量仍然少于10个。HST和钱德拉观测者最近在几个人口稠密的球状星团中发现了几十个灾变变星候选者。这些候选人的确认和表征是极其困难的，因此确定明确的简历仍然很重要。我们已经搜索了致密球状星团M80的所有档案HST图像，以寻找爆发的矮新星（DN），并检查十年前首次发现的两个非常蓝色的物体的爆发行为。在8个搜索纪元中发现了两个新的爆发矮新星，使M80成为爆发DN的记录保持者。M80中静止的经典新星在几分钟到几年的时间尺度上变化不超过十分之几个星等，而一个类似的暗淡的蓝色物体也有类似的变化。模拟和完全性检验表明，M80中最多有3个类SS Cyg的爆发型DN和9个类U Gem的DN。要么这个非常密集的星团包含的CV比理论预测的少一个数量级，要么大多数M80 CV都非常微弱和/或像WZ Sge一样很少喷发。我们已经探测到了一个由54个天体组成的序列，它们与主序星平行，并且在主序星的蓝色方向上有十分之几个星等，这些蓝色天体比主序星更加集中，但不像蓝色离散星那样集中。我们认为这些天体是白矮星-红矮星双星，有些是M80的暗CV星群。
2005-08-18 astro-ph
Newly arising problems in the research of SU UMa-type dwarf novae from VSNET collaborations
我们基于VSNET合作的可变对象研究在理解许多现象的本质方面取得了很大进展。反而出现了很多问题。其中，我们评述了SU UMa型矮新星研究中出现的三个新问题：1）EI Psc和V485 Cen作为激变变星是如何演化的？2)早期超峰是WZ Sge型矮新星的特殊现象吗？什么参数决定了超级峰周期的变化？
2006-05-10 astro-ph
Spectroscopic Discovery of Brown Dwarf-like Secondary Stars in the Cataclysmic Variables LL And and EF Eri
本文介绍了仙女座LL和波江座EF的红外光谱观测结果。我们的K波段光谱揭示了次级恒星中甲烷吸收的存在，表明有效温度低于1300K，类似于“T”型甲烷褐矮星。波江座EF的第二颗恒星被认为是温暖的，有效温度约为1650 K，光谱分类与L4 - 5恒星一致。这两颗恒星的理论质量估计为0.04 - 0.055太阳质量（40 - 55木星质量）。我们对LL和EF Eri的红外光谱观测首次直接证明了后周期最小激变变星中含有类褐矮星的理论预言。
2001-01-31 astro-ph
Roche tomography of cataclysmic variables -- III. Starspots on AE Aqr
我们提出了一个罗氏层析重建的第二颗星的激变变量AE Aqr。断层图像揭示了几个表面的不均匀性，这是由于存在大，冷星斑。除了一些低纬度的斑点外，这些地图还显示了一个大的高纬度斑点，类似于快速旋转的孤立恒星的多普勒图像，并且在纬度40度处相对缺乏斑点。总的来说，我们估计AE Aqr的北半球约有18%被发现。我们还应用熵景观技术，以确定准确的参数的二元系统。最佳质量为M_1 = 0.74太阳质量，M_2 = 0.50太阳质量，系统速度为-63 km/s，轨道倾角为66 °。鉴于这是第一次研究成功的图像星斑的二级恒星在一个灾难性的变量，我们讨论的作用，这种进一步的研究可能会发挥我们的理解这些二进制文件。
2006-02-17 astro-ph
The component masses of the cataclysmic variable V347 Puppis
本文介绍了双线食激变变星V347 Pup（= LB 1800）的时间分辨光谱学和光度学。有证据表明，辐射的内半球的第二颗星，我们纠正使用模型，给出一个第二颗星的径向速度K_R = 198 \pm 5公里/秒。V347 Pup的副星自转速度为vsin i = 131 \pm 5 km/s，系统倾角为i = 84.0 \pm 2.3 °。由这些参数我们得到白矮星主星的质量为M_1 = 0.63 \pm 0.04 M_ \odot，而M 0.5V主星的质量为M_2 = 0.52 \pm 0.06 M_ \odot，质量比q = 0.83 \pm 0.05。根据V347 Pup的质量、光谱类型和次级星半径，我们找到了演化伴星的初步证据。V347 Pup显示了SW型性星的许多特征，在径向速度曲线上表现出单峰发射线、高速S波分量和相位偏移。我们在V347 Pup的吸积盘中发现了旋臂，并测量了接近无压盘中允许的最大半径。
2004-11-19 astro-ph
ULTRACAM photometry of eclipsing cataclysmic variable stars
精确测定激变变星的质量对于我们理解它们的起源、演化和行为至关重要。激变变量的观测也提供了一个很好的机会来约束这些系统中的吸积盘的理论物理模型。特别是，食系统的吸积盘的亮度分布可以映射在任何其他天体物理情况下无法实现的空间分辨率。本论文针对这两个重要的主题，透过分析六颗食矮新星的光变曲线，使用一种新型的高速影像光度计ULTRACAM获得。
2008-06-04 astro-ph
Effects of Gravity on the Structure of Postshock Accretion Flows in Magnetic Cataclysmic Variables
计算了磁约束吸积流中激波后热等离子体的温度和密度结构，包括引力势。这就避免了以前计算中假定激波高度可以忽略不计的不一致性。我们假设一个沿对称轴有一维流动的分层吸积柱。我们发现，计算预测较低的冲击温度比以前的计算，与平坦的温度分布与高度。我们修正了以前对白矮星主星质量的测定，发现对于质量较高的白矮星，当考虑引力势时，导出的质量普遍减少。这是因为来自这种流的光谱比先前在中等能量下的处方更难。
1999-02-25 astro-ph
The Secondary Star in Cataclysmic Variables and Low Mass X-ray Binaries
我们以Ritter & Kolb（1998）的新星表为出发点，重新审视了激变变星（CV）和低质量X射线双星（LMXB）中次级星的光谱类型、质量和半径的现有数据。我们发现，有55个可靠的光谱类型的测定和只有14个可靠的质量测定的CV二级恒星（10和5，分别在LMXB的情况下）。我们推导出新的谱型周期，质量半径，质量周期和半径周期的关系，并与理论预测进行比较。我们发现，作为一个群体，轨道周期短于7-8小时的CV二级星与分离双星中的主序星是无法区分的。我们发现，这是不有效的，但是，估计质量的光谱类型的二级恒星在CV或LMXB。我们发现LMXB二级星显示出一些演化的证据，二级星相对于它们的质量稍微太大。我们展示了如何在CV的二级恒星的质量和半径可以用来测试CV演化的破坏磁制动模型的有效性，但我们发现，目前可用的数据是不够准确或众多，允许这样的分析。除了考虑次级恒星质量外，我们还讨论了CV中白矮星的质量，发现在周期间隔以下的平均值为M_1 = 0.69+/-0.13 M_sun，在周期间隔以上的平均值为M_1 = 0.80+/-0.22 M_sun。
1998-08-20 astro-ph
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables: III. Dwarf novae below the period gap and novalike variables
本文给出了短周期矮新星YZ Cnc、LY Hya、BK Lyn、T Leo、SW UMa和WZ Sge，新星变星DW UMa、V1315 Aql、RW Tri、VY Scl、UU Aqr和GP Com以及一系列光谱类型从K2-M6的场矮星的K波段光谱。矮新星的光谱以HI和HeI的发射线为主。这些线的大速度和等效宽度，以及这些线在最高倾角系统中呈双峰的事实，表明吸积盘的起源。就YZ Cnc和T Leo而言，我们获得了覆盖完整轨道周期的时间分辨数据，发射线显示出其等效宽度的调制，这很可能与亮点（气体流与吸积盘碰撞的区域）有关。在周期间隙以下的任何矮新星中都没有清晰的次恒星的探测，因此次恒星对观测到的K波段通量的贡献上限为10-30%。结合K波段的大小的矮新星，我们使用派生的二级恒星的贡献来计算下限的距离，这些系统。novalike变星的光谱主要是由HI和HeI的宽单峰发射线所控制，即使是我们观察到的食系统也没有显示出标准吸积盘理论所预测的双峰轮廓。除了RW三，它表现出碘化钠，钙和12 CO吸收功能一致的M0 V二次贡献65%的观测到的K波段通量，我们没有发现任何证据的二次星的novalike变量。这一结果的影响进行了讨论。
2000-01-31 astro-ph
The masses of the cataclysmic variables AC Cancri and V363 Aurigae
本文介绍双线食激变变星AC Cnc和V363 Aur（= Lanning 10）的时间分辨光谱学和光度学。有证据表明，在这两个系统中的二级恒星的内半球的辐射，我们使用一个模型，再现的意见非常好的校正。我们得到AC Cnc中的副星径向速度为K_R = 176 \pm 3 km/s，自转速度为vsin i = 135 \pm 3 km/s。根据这些参数，我们得到白矮星主星的质量为M_1 = 0.76 \pm 0.03 M_sun，K2 \pm 1V主星的质量为M_2 = 0.77 \pm 0.05 M_sun，质量比q = 1.02 \pm 0.04。我们测量了V363 Aur中G7 \pm 2V二级星的径向速度和自转速度，分别为KR = 168 \pm 5 km/s和vsin i = 143 \pm 5 km/s。V363 Aur的组分质量为M_1 = 0.90 \pm 0.06 M_sun和M_2 = 1.06 \pm 0.11 M_sun，质量比q = 1.17 \pm 0.07。AC Cnc和V363 Aur的质量比落在动态和热稳定传质的理论极限内。这两个系统是类似的SW性星，表现出单峰发射线的瞬态吸收功能，高速S波分量和相位偏移的径向速度曲线。V363 Aur的巴耳末线显示，在0相附近通量迅速增加，然后迅速减少，我们将其归因于盘中心光学厚区域的日食。这个模型也可以解释其他SW…
2004-06-18 astro-ph
Blobby accretion in magnetic cataclysmic variables
模拟了极星系中不同质量和密度的气体团与强磁化白矮星的吸积过程。我们已经证明，在蓝色波长的散粒噪声表示吸积的小而密集的斑点比在红色波长。利用“光滑粒子流体动力学-拖曳力”组合模型，预测了白矮星表面吸积流和活动区的形状。
2003-01-29 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
The Post-Common Envelope and Pre-Cataclysmic Binary PG 1224+309
我们对PG 1224+309进行了广泛的光谱和光度观测，PG 1224+309是一个包含DA白矮星主星和M4+主星的近距离双星。由于M星受到热白矮星的照射，H α线处于发射状态，并且可以看到围绕轨道变化。由H α线的径向速度，我们得到周期P = 0.258689 +/- 0.000004天，半振幅K_H α = 160 +/- 8 km/s。我们估计修正量Delta_K = 21 +/- 2 km/s，其中K_M = K_H α + Delta_K。白矮星的径向速度变化显示出K_WD = 112 +/- 14 km/s的半振幅。白矮星的蓝色光谱与T_eff = 29，300 K和log（g）= 7.38的合成光谱非常吻合。白矮星贡献了4500埃的97%的光，几乎所有的3800埃的蓝光。没有观察到日食。白矮星的质量取决于薄的剩余氢包层的假设质量：0 < M_H <4.0 E-4太阳质量的氢包层质量为0.40 < M_WD < 0.45太阳质量。我们认为，白矮星的质量更接近0.45太阳质量，因此，它似乎是白矮星有一个相对较大的残余氢信封。M星的质量是M_M = 0.28 +/- 0.05太阳质量，倾角是i = 77 +/- 7度。我们简要地讨论了PG 1224+309如何可能被用来约束密近双星演化的理论，以及PG 1224+309本身的过去和未来的历史。这颗恒星既是一颗“后共轨”恒星，…
1998-11-24 astro-ph
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
X-ray Polarization Signatures of Compton Scattering in Magnetic Cataclysmic Variables
磁激变变星（mCV）吸积柱中的康普顿散射可以在X射线发射中引起净极化。我们使用蒙特卡罗模拟研究了这一过程，发现在激波电离柱中的分层流结构会引起显著的极化。我们发现，线性偏振度可以达到8%的水平，高吸积率和低白矮星质量的系统，当在大倾角相对于吸积柱轴。这些水平大大高于以前预测的估计使用吸积柱模型与均匀的密度和温度。我们还发现，对于一个相对低质量的白矮星吸积在一个高吸积率的系统，极化特性可能是不敏感的磁场，因为大部分的散射发生在底部的吸积柱的密度结构主要是由韧致辐射冷却，而不是回旋冷却。
2008-03-03 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
Two-temperature accretion flows in magnetic cataclysmic variables: Structures of post-shock emission regions and X-ray spectroscopy
本文采用双温流体动力学方法计算了磁激变变星（mCV）中激波后吸积流的温度和密度结构，并计算了相应的X射线谱。对于具有大质量白矮星和强白矮星磁场的系统，双温流的影响是显著的。我们的计算表明，两个温度的流量预测硬千电子伏的光谱比一个温度的流量相同的白矮星质量和磁场。这个结果对电子和离子在冲击时是否具有相等的温度不敏感，但取决于电子-离子交换速率，相对于沿流动的辐射损失速率。通过使用包括双温度效应的流体动力学模型拟合mCV的X射线光谱获得的白矮星质量将低于使用单温度模型获得的质量。对于有大质量白矮星的系统，这种偏差更为严重。
2005-04-12 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXIV. Twenty More Dwarf Novae
我们报告的轨道和超级驼峰周期的精确测量在二十多个矮新星。对于10颗恒星，我们报告了新的和确认的光谱周期-表示轨道周期P_o -以及超峰周期P_sh。它们是GX Cas、HO Del、HS Vir、BC Uma、RZ Leo、KV Dra、KS Uma、TU Crt、QW Ser和RZ Sge。对于剩下的十个，我们报告了测光的P_o和P_sh测量的混合物;大多数是新的，与以前的值的一些确认。这些是KV And、LL And、WX Cet、MM Hya、AO Oct、V2051 Oph、NY Ser、KK Tel、HV Vir和RX J1155.4-5641。周期，像往常一样，可以测量到高精度，这些是特别感兴趣的，因为它们携带有关二进制的动态信息。我们还没有完全学会如何阅读音乐，但有几件事是清楚的。分数超峰余值ψ [=（P_sh-P_o）/P_o]随P_o平滑变化。这条光滑曲线上的点的散射很小，可以用来限制M_1的内禀散射、白矮星的质量和次级恒星的质量-半径关系。M_1的色散不超过24%，在固定的质量-半径关系下，次级星半径的色散不超过11%。对于行为良好的P_0（P_o）空间部分，我们用超峰理论估计，第二类恒星比理论上的ZAMS星大18 ± 6%。这影响了其他一些关于秒级的可检验的预言：在一个固定的P_o下，它表明秒级的质量（与ZAMS预言相比）要小40+-14%，小12+-4%，冷…
2003-09-03 astro-ph
Two-colour photometry of the binary planetary nebula nuclei UU Sagitte and V477 Lyrae: oversized secondaries in post-common-envelope binaries
本文介绍了行星状星云Abell 63和Abell 46的食双星核UU Sge和V477 Lyr的新的V和R通带CCD测光。我们对VR光变曲线进行了同步分析，并估计了主星和伴星的有效温度：UU Sge为78 000 $\pm$ 3000和6136 $\pm$ 240 K，V477 Lyr为49 500 $\pm$ 4500和3874 $\pm$ 350 K。我们还重新分析了以前测得的径向速度，并将结果与从光变曲线分析中获得的结果相结合，以获得组件的绝对参数。次级恒星的半径比相同质量的主序星的半径要大。我们确定了这些双星系统的后共包络年龄和热时标，并结合一些选定的后共包络双星，探讨了次级成分半径扩大的可能原因。我们的结论是，行星状星云核的次级成分仍然处于热平衡之外，还有两个后共同包层系统：HS 1136+6646和RE 1016-053。对于其他系统，磁活动被认为是它们扩大半径的更合理的原因。我们还估计了UU Sge和V477 Lyr的共同包络效率参数。
2008-10-06 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
Discovery of a bright eclipsing cataclysmic variable
本文报道了J 0644 +3344的发现，这是一颗明亮的深食激变变星（CV）。在可见光波段可以看到双星和吸积盘的光谱特征。光谱显示了宽的H I、He I和He II吸积盘发射线，以及来自H I、He I、Mg II和Ca II的深窄吸收分量。在整个轨道周期都可以看到吸收线，只有在主食时才消失。这些吸收线要么是光学厚度的内吸积盘的结果，要么是来自主星的光球层。径向速度测量结果表明，H I、He I和Mg II吸收线与主星位相一致，而与主星位相一致的吸收线则较弱。径向速度解给出主星的半振幅为150+/-4 km/s，主星的半振幅为192.8+/-5.6 km/s。主恒星的质量为0.63-0.69 Mdot，副恒星的质量为0.49-0.54 Mdot。这颗双星明亮的食光性质有助于为这两个分量提供质量，而CV的精度很少达到。这种二进制最接近于新星状UX UMa或SW Sex类型的CV。然而，J 0644 +3344的轨道周期比大多数UX Uma或SW性星都要长。因此，假设J 0644 +3344的轨道周期会变短，它很可能是一颗年轻的交互作用双星。第二颗恒星的大小和光谱类型与K8恒星一致，但质量为M0。
2007-08-06 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
An Exploration of the Paradigm for the 2-3 Hour Period Gap in Cataclysmic Variables
我们批判性地研究了灾难性变量（CV）中2-3小时周期间隙起源的基本范式。我们对CV进行了广泛的群体合成研究，从~ 3 x 10^6个原始双星开始，并通过CV阶段进化一些~ 2 x 10^4个幸存系统。特别地，我们研究了在$\dot M-P_{orb}$、R_{2} - P_{orb}、M_{2} - P_{orb}、q- P_{orb}、T_{eff} - P_{orb}和L_{2} - P_{orb}平面中CV的当前历元分布，其中$\dot M$是质量传递速率，q是质量比M_2/M_1，M_2、R_2、T_{eff}和L_2是施主星质量、半径、有效温度，和亮度。这一工作为CV长期演化的理论研究提供了一个新的视角。特别是，我们表明，如果目前的范例是正确的，在CV的二次质量刚好高于周期差距应尽可能多的~ 50%，低于将推断，如果一个主序列的半径质量关系的施主星。
2000-10-13 astro-ph
The lower boundary of the accretion column in magnetic cataclysmic variables
使用一个参数化的功能，在基地的后冲击区的质量损失，我们已经构建了一个配方的磁约束吸积流，避免奇点，如无限的密度，在基地与所有以前的配方。进一步考虑到从吸积的白矮星向基底输入的热量，我们也能够得到与恒星大气条件相匹配的流体动力学变量。(We然而，不对匹配执行相互一致的分析）。发射的X射线谱的变化是可以忽略的，除非在底部的质量泄漏区的厚度接近或超过后冲击区的高度的百分之一。在这种情况下，预测更高质量的白矮星的光谱将更加困难，并且与X射线数据拟合将预测比以前的公式更低的白矮星质量。
2001-05-09 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
Hard X-ray Observations of Magnetic Cataclysmic Variables
本文介绍了利用Rossi X射线定时探测卫星观测的五个AM-Her型系统- V2301 Oph、V1432 Aql、EP Draconis、GG Leonis、V834 Cen和一个中间极星- TV Col的X射线数据分析的硬X射线光变曲线和光谱参数。一个新的改进的星历表已被用于V2301 Oph使用月食中期的时间。在V2301 Oph中，在几天到几个月的时间尺度上观察到平均强度变化，而没有任何光变曲线形状或硬度比的变化。V1432 Aql在一天的时间尺度上表现出不稳定的变化，在轨道相位0.35和0.5附近至少有两次急剧下降，以及一次日全食。硬X射线食也在EP Dra和GG Leo中报道。V834 Cen在年时间尺度上有强度变化，2002年处于低强度状态。在TV Col中，除了1910年代的自旋周期外，还首次报道了5.5h的双星轨道调制。极地的最高光谱温度已经被确定，并被用来估计白矮星的质量。
2003-02-05 astro-ph
RX J2130.6+4710 - an eclipsing white dwarf - M-dwarf binary star
本文报道了近距离白矮星-M矮星双星RXJ2130.6+4710的食观测。我们估计M矮星的光谱类型为M3.5Ve或M4 Ve。我们估计了白矮星的有效温度为Teff = 18000 K +-1000K。我们利用由Ultracam u'资料精确测量的初食宽度和全食持续时间，结合I波段椭球效应的振幅和分光轨道的半振幅，导出了M矮星和白矮星的质量和半径。M矮星的质量为0.555 +- 0.023太阳质量，半径为0.534 +- 0.053太阳半径，这是这种质量恒星的典型半径。白矮星的质量是0.554 +- 0.017太阳质量，半径是0.0137 +- 0.0014太阳半径，这是一个碳-氧白矮星的预期半径，有效温度RXJ 2130.6 +4710是一个罕见的例子，激变变星，它将在激变变星的周期间隔以上开始质量转移。
2004-09-10 astro-ph
Cataclysmic Variables and a Candidate Helium White Dwarf in the Globular Cluster NGC 6397
我们利用HST/FOS研究了附近球状星团NGC 6397核心的暗紫外星。我们确认了NGC 6397（CV 4）中存在第4个激变变星（CV），并利用Cool等（1998）的测光方法证明CV 1- 4都有暗淡的盘和可能较低的吸积率。结合CV 1的新紫外光谱和Grindlay等（1995）发表的光谱，我们提出了CV 1- 3可能是DQ Her系统的新证据，并指出CV 4可能是矮新星或另一个磁系统。另一种可能性是，CV可能是在新星爆发之间冬眠的老新星。我们还介绍了NGC 6397中一类新的紫外亮星的成员的第一个光谱。与CV不同的是，这些暗淡、炽热的恒星没有变化，因此被称为“非闪烁星”（NF）。与CV一样，它们的空间集中度强烈地集中在聚类中心。利用恒星大气模型，我们确定了该NF的log g = 6.25，T_eff = 17，500 K。使用这些线参数和NF的光度，我们表明，NF光谱是一致的氦WD具有~0.25太阳质量的质量和年龄之间的0.1和0.5 Gyr（取决于所使用的模型）。NF光谱似乎与预期的波长有明显的多普勒位移，这表明存在一个黑暗的大质量伴星，可能是碳氧WD。
1998-11-09 astro-ph
On the evolutionary status of short period cataclysmic variables
本文介绍了斯隆数字巡天7个短周期（Porb <= 95分钟）食变CV的高速三色测光。我们确定的系统参数，通过参数化模型的日食拟合到所观察到的光曲线卡2最小化。七个系统中有三个拥有棕矮星供体星，并且被认为已经进化超过了轨道周期最小值。这与40%-70%的CV应该已经演化超过轨道周期最小值的预测是一致的。因此，我们研究的主要结果是，最终确定了后期最小CV的缺失人群。然而，施主恒星的质量和半径与模型预测不一致;施主恒星在这里研究的质量范围内比预期的大大约10%。对这种差异的一种解释是角动量损失的增加（例如来自环双星盘），然而从白矮星的有效温度推导出的质量传递速率与角动量损失的增加并不一致。我们表明，它是可以解释的大施主半径，而不调用增强角动量损失的几何变形和由于强旋转和预期的磁活动的星点的影响相结合。在这些不同的解决方案之间进行明确的选择将需要在短周期CV中独立估计传质速率。
2008-06-06 astro-ph
Hibernation Revived by Weak Magnetic Braking
激变变星经历周期性的新星爆炸，在此期间，有限质量的物质在短时间内被排出。系统变宽，因此，传质速率下降。这种休眠状态可以解释在类似质量和周期的系统中观察到的各种激变变量类型。根据最近的变化理论的新星点火和磁制动，我们调查是否冬眠仍然是一个可行的机制，创造灾难性的变量多样性。我们的模型所花费的时间比矮新星（DNe）新星样系统（NLS）。高于临界传质速率，系统为NL，低于临界传质速率，系统为DN。角动量的主要损失是通过磁制动，但速率是不确定的。也不确定在新星形成过程中，有多少质量被排出。我们比较了模型的比率对不同的磁制动率和不同的喷射质量与观察到的NLS的数量比DNe系统的周期。我们推断，角动量损失率的一个因素，比传统的假设是必要的，如果冬眠是占观察到的比率。
2006-09-07 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
Spitzer Space Telescope observations of magnetic cataclysmic variables: possibilities for the presence of dust in polars
本文介绍了六个短周期极星EF Eri，V347 Pav，VV Pup，V834 Cen，GG Leo和MR Ser的Spitzer空间望远镜测光结果，将Spitzer红外线列阵相机（3.6 - 8.0微米）的数据与2 MASS J，H，K_s测光结合起来，构造了这些系统从近红外到中红外（1.235 - 8微米）的光谱能量分布。我们发现，六个极性中的五个在中红外线的通量密度大大超过了预期的值，从恒星组件单独。我们已经模拟了观测到的SED与贡献的组合从白矮星，二级恒星，无论是回旋辐射或冷，环双星尘埃盘，以填补在长波长过剩。我们发现，一个环双星尘埃盘是最有可能的原因，在所有情况下，8微米的过剩，但我们一直无法排除的具体情况下（但不太可能），完全光学薄回旋辐射的源所观察到的8微米的通量密度。虽然这两个模型组件可以产生足够的流量在8微米，无论是灰尘或回旋辐射单独可以匹配以上的恒星组件在所有波长的过剩。一个模型结合回旋加速器和尘埃的贡献，可能与一些吸积产生的通量在近红外，可能是必需的，但我们观察到的SED没有足够好的采样来约束这样一个复杂的模型。如果8微米的通量密度是由环双星尘埃盘的存在引起的，那么我们对这些尘埃盘的质量的估计比影响CV演化所需的质量低很多个数量级。
2007-01-10 astro-ph
The Component Star Masses in RW Tri
我们使用时间分辨光谱的激变变量RW三在I和K-波段，以确定轨道速度的第二颗星，分别使用斜映射和互相关技术。我们发现径向速度振幅在I波段为250+/-47km/s，在K波段为221+/-29km/s。我们还利用K波段的观测数据确定了该恒星的自转速度，发现其V（rot）sini为120 ± 20 km/s。结合这些结果，再加上对次级恒星加热效应的估计，M_2/M_1的质量比在0.6-1.1之间;没有加热修正的质量比范围是0.5-0.8。这些结果最有可能使主星和次星的质量分别在0.4-0.7太阳质量和0.3-0.4太阳质量之间。进一步细化的恒星质量的阻碍不确定的知识的白矮星的轨道速度，我们讨论的证据表明，至少有一些估计的白矮星速度被污染的非轨道组件。
2002-12-09 astro-ph
Determining the mass of the accreting white dwarf in magnetic CVs using data
我们从RXTE档案中提取了20个磁激变变星（mCV）的光谱，并使用Cropper等人的X射线连续谱方法对它们进行拟合，以确定每个系统中吸积白矮星的质量。我们发现的证据表明，这些mCV的质量分布是显着不同的非磁性孤立的白矮星，与mCV中的白矮星偏向于更高的质量。目前还不清楚这种效应是由于选择效应还是反映了亲本群体的真正差异。
1999-12-20 astro-ph
HS2237+8154: On the onset of mass transfer or entering the period gap?
我们报告了一个新的白矮星/红矮星双星HS 2237 +8154的后续观测，它被确认为汉堡类星体巡天的蓝变星。在R波段观测到的椭球调制以及从时间分辨光谱测量的H α径向速度变化确定轨道周期为Porb=178.10+-0.08min。HS 2237 +8154的光谱是由一颗Teff=11500+-1500 K的白矮星（假设log g=8）和一颗dM 3.5 +-0.5的次级星组成的。由两个恒星分量的通量标度因子所暗示的距离为d=105+-25pc。结合由次级恒星径向速度和椭球调制得到的约束条件，我们得到了一个倾角为i~ 50 °-70 °，恒星质量为Mwd=0.47-0.67Msun，Msec=0.2-0.4Msun的双星。所有的观测结果都表明，这颗二级恒星必须几乎充满了罗氏瓣。因此，HS 2237 +8154可能是一颗接近质量转移开始的前激变变星，或者（考虑到它的轨道周期）是一颗终止质量转移并进入周期间隙的激变变星，或者是一颗冬眠新星。
2004-02-09 astro-ph
The masses, radii and luminosities of the components of U Geminorum
本文对激变变星U Gem的次级星进行了相位分辨光谱研究。利用我们的观测数据，测量了恒星的径向速度半幅值、系统速度和自转速度。结合这与文献数据，使我们能够确定质量和半径的二级恒星和白矮星是独立的任何假设，其结构。我们使用这些比较它们的属性与场星，并发现这两个组件遵循场质量半径的关系。这颗二级恒星的质量、半径、光度和光度温度都是M2恒星，但光谱温度是M4。后者很可能是由于高金属性。从引力红移和倾角推断出的白矮星半径与从温度、通量和天体测量距离推断出的半径之间存在着令人不安的不一致。我们发现，有两个基本的限制，我们可以得到的参数的准确性。首先，二级星的径向速度曲线偏离正弦曲线，部分原因是它的非球面性（可以建模），部分原因是线通量在其表面上不均匀分布。其次，我们不能确定哪种光谱类型是最好的匹配的线的第二个明星，和派生的旋转速度是一个函数的光谱类型的模板星使用。
2005-06-15 astro-ph
Measuring White Dwarf Accretion Rates via their Effective Temperatures
我们先前对吸积包层对下面的白矮星（WD）热状态的影响进行了理论研究，得出了WD以= 10^-11 - 10^-8 Msun/yr的平均速率吸积时的平衡核心温度、经典新星点火质量和热光度<Mdot>。这些<Mdot>都适用于P_orb <~ 7 hr的激变变星（CV）中的WDs，其中许多以矮新星的形式零星地增生。在静止状态下，当吸积速率低到足以进行WD光球光谱探测和T_eff测量时，已经观测到了大约30颗矮星新星。我们用我们的理论工作来翻译到本地的时间平均吸积率的测量T_eff的，确认的因素十下降的<Mdot>预测CV的，因为他们过境的周期间隙。当DN低于周期间隙时，我们证明了<Mdot>如果DN仅由引力辐射损失给出，则WD质量大于0.8 Msun。另一个结论是，质量接近0.6 Msun，<Mdot>比引力辐射损失的预期大3-4倍。在任何一种情况下，P_orb < 2小时的CV子集的T_eff足够低，使它们成为非径向的双折射器，这是非常合理的，正如van Zyl和合作者在GW Lib中发现的那样。
2003-09-06 astro-ph
Compact binaries in globular clusters
在致密恒星系统中，恒星之间频繁的动力学相互作用对致密双星的形成和演化起着至关重要的作用。我们研究这些过程中使用一种新的方法相结合的国家的最先进的二进制人口合成代码与一个简单的处理致密星团核心的动力学相互作用。在这里，我们集中在动力学和演化过程中导致形成的致密双星包含白矮星在密集的球状星团。我们证明，动力学可以增加2 - 100倍的生产率的有趣的二进制文件，如激变变量，"nonflickerers“（他白矮星与较重的黑暗同伴），合并白矮星二进制文件的总质量以上的Erasekhar限制，和白矮星二进制文件发射引力波在LISA波段。
2004-02-23 astro-ph
Theoretical Modeling of the Thermal State of Accreting White Dwarfs Undergoing Classical Novae
当白矮星从双星系统中的伴星接收质量时，它们会经历一次热复兴。当吸积速率小于10^-8 Msun/yr时，新积累的氢/氦包层以热不稳定的方式点燃，导致经典新星（CN）爆发和物质抛射。我们从理论上研究了积累包层对下伏白矮星（WD）热状态的影响。这使我们能够找到WD的平衡核心温度（T_c）、经典新星点火质量（M_ign）和WD以10^-11 - 10^-8 Msun/yr的速率吸积时的热光度。这些吸积速率最适合于P_orb <~ 7 hr的激变变星（CV）中的WD，其中许多以矮新星的形式零星地吸积。我们已经在适合CV的水平上将^3He包括在吸积材料中，并发现它显著地改变了CN点火质量。我们将我们的结果与CN文献中的其他几个结果进行了比较，发现当M_ign<Mdot>>~ 10^-10 Msun/yr时，包含^3He会导致M_ign降低，而<Mdot>当M_ign低于这个值时，作者关于T_c的假设（我们的计算是一致的）是一个决定性因素。我们的CN点火质量与实测喷射质量的初步比较发现合理的协议，并指出喷射的材料相媲美的吸积。
2003-09-06 astro-ph
Six detached white-dwarf close binaries
我们确定了由两颗白矮星和两颗白矮星组成的四个双简并系统（DD）的轨道。这四个DD的轨道周期分别为1.157155（5）d、1.15674（2）d、6.26602（6）d和5.0846（3）d，它们是WD 1022 +050、WD 1428 +373、WD 1824 +040和WD 2032 +188。这些周期与基于有效温度对较亮组分质量的估计相结合，使我们能够限制看不见的同伴的质量。对于两个白矮星- M矮星双星WD 1042 -690和WD 2009 +622，我们通过同时拟合白矮星的吸收线和M矮星的发射核来计算轨道参数。它们的轨道周期分别为0.337083（1）d和0.741226（2）d。我们在WD 2009 +622伴星的内表面发现了辐射的特征。我们从引力红移和白矮星的质量-半径关系计算了这两个分量的质量，发现WD 1042 -690和WD 2009 +622的质量分别为0.75 - 0.78 Msun和0.61 - 0.64 Msun。这表明恒星在进入一个共同的包络相之前，可能已经达到了渐近巨星分支。这两颗白矮星- M矮双星将成为灾难性的变星，尽管不在哈勃时间内，轨道周期低于周期间隙。
2005-02-21 astro-ph
A Search for Rapid Photometric Variability in Symbiotic Binaries
我们报告我们的调查快速（时间尺度分钟）光度变化共生双星。这些双星正成为研究白矮星吸积的一个越来越重要的地方，因为它们是Ia型超新星的候选祖先。与大多数激变变星不同的是，共生体中的白矮星通常是由风吸积而成，其速度大于或等于每年10^{-9}个太阳质量。为了阐明共生双星与其它白矮星吸积体的区别，以及寻找共生白矮星的磁性，我们用差示光度法研究了35颗主要的北方共生双星。我们的研究是迄今为止最全面的共生双星快速变化的研究。我们发现了Sokoloski & Bildsten（1999）报道的一个磁吸积体Z And。在四个系统（EG And，BX Mon，CM Aql和BF Cyg）中，首次看到了低水平（大约10 mmag）闪烁的一些证据。然而，这些发现是微不足道的。对于25个系统，我们把严格的上限（秩序的mmag）的非周期性和周期性的变化，突出了共生和灾变变量之间的主要区别。剩下的五个对象包括在我们的样本（2经常性新星RS Oph和T CrB，加上CH Cyg，O Ceti和MWC 560）有以前的大振幅光闪烁的检测，我们提出了我们的广泛的意见，这些系统在一个单独的文件。我们讨论了我们的研究结果的影响“标准”图片风喂吸积，并推测在大多数共生体，光从准稳定的核燃烧表面上的白矮星隐藏的波动排放吸积的可能性。
2001-04-02 astro-ph
Influence of Compton scattering on the broad-band X-ray spectra of intermediate polars
在硬X射线能带中观测到的大多数激变变星都是中间极，那里的磁场足够强，可以将吸积物质引导到白矮星的磁极。恒星表面上方的冲击将气体加热到相当高的温度（10- 100 keV）。激波后区域主要通过光学薄韧致辐射冷却。研究了康普顿散射对激波后区结构和出射光谱的影响。我们还研究了它对白矮星质量的影响，这些质量是由观测到的中间极的X射线谱拟合得到的。我们建立了考虑康普顿散射的激波后区模型。辐射传递方程在平面平行近似下求解。康普顿散射对激波后区域结构的反馈也被考虑。计算了一组不同质量白矮星的激波后区模型谱。我们发现，康普顿散射不改变出射光谱显着低吸积率或低白矮星质量。然而，它在高吸积率和高白矮星质量时变得重要。用计算得到的谱模型拟合了RXTE和INTEGRAL天文台获得的中极V709 Cas的时间平均宽带X射线谱。在考虑康普顿散射和不考虑康普顿散射的情况下，我们分别得到了白矮星的质量为0.91 +/- 0.02 M_sun和0.88 +/- 0.02 M_sun。
2008-09-19 astro-ph
