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
What We Learn from Quantitative Ultraviolet Spectroscopy of Naked White D warfs in Cataclysmic Variables
使用霍普金斯紫外望远镜和哈勃太空望远镜，观测者现在已经获得了具有足够信噪比和分辨率的紫外光谱，可以对几个DNe中的WD进行定量光谱分析。在“最干净”的DNe中，如U Gem，观测允许建立WD的基本物理参数-温度，半径，重力，旋转速率和表面丰度。第二组件也存在于这些系统中，其可以是盘或者可以与WD本身相关。在这里，我总结了观测的现状和我们对数据的理解，强调了分析中的一些不确定性，以及通过未来的观测从根本上推进我们对DNe和WD的理解的前景。
1999-07-01 astro-ph
Accretion column structure of magnetic cataclysmic variables from X-ray spectroscopy
使用钱德拉HETG数据，我们提出的光变曲线个别谱线的镁XI和镁XII的前Hydrae，一个中间极型激变变量。Mg XI的光变曲线在白矮星的自转周期上折叠，显示出两个在Mg XII或宽带光变曲线上看不到的尖峰。当自转轴和吸积柱之间的夹角α = 18度，Mg XI辐射在白矮星表面以上的高度< 0.0004白矮星半径或< 4 km时，吸积柱被白矮星的主体遮蔽将产生这样的尖峰。Mg XII和宽波段光变曲线没有尖峰可以解释，如果它的大部分发射形成在更大的高度，> 0.004白矮星半径或> 40公里，在白矮星表面以上，虽然这与标准的会津模型的吸积柱预测不一致。
2006-04-12 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
Spectroscopic classification of cataclysmic variable candidates
我们提出了低分辨率光谱的6个激变变量候选人和老新星V888岑。我们确认LB 9963和FQ Mon是激变变星，而其他四颗候选星则是不同类型的恒星。我们讨论了个人的光谱，并特别注意的质量传递速率和光盘的温度和密度的三个激变变量。
2005-06-14 astro-ph
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables - II. Intermediate polars
我们提出了中间极性PQ Gem（RE 0751 +14），BG CMi和EX Hya的红外（0.97-2.45微米）光谱。光谱显示出来自吸积盘/流的强Paschen、Brackett和HeI发射线。PQ Gem和BG CMi的红外线连续谱可以分别用温度为4500 K和5100 K的黑体来表示，或者分别用形式为f_nu \propto nu^（0.6，0.9）的幂律来表示，并且没有显示出二级星特征的证据。EX Hya的连续谱由红矮星的水纹带所限定，其光谱类型为~M3。尽管表现出圆极化，PQ Gem和BG CMi没有表现出回旋峰的证据，因此我们无法测量它们的磁场强度;任何回旋辐射的存在必须贡献小于~ 3%的红外连续通量。
1996-09-06 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
X-ray and EUV Spectroscopy of the Boundary Layer Emission of Nonmagnetic Cataclysmic Variables
本文综述了EUVE、ROSAT和ASCA观测资料中对大气激变变星（CV）的边界层辐射的研究。EUVE谱表明，高Mdot类星体CV软组分的有效温度为kT ~ 10-20 eV，光度为吸积盘光度的0.1-0.5倍。尽管EUV光谱非常复杂并且无法进行简单的解释，但是边界层气体的物理条件受到高度电离的Ne、Mg、Si和Fe的发射线的限制。ROSAT和ASCA光谱的硬组分的CNOCVs是令人满意的，但只有唯象描述的多温度热等离子体，这种气体的物理条件的约束是有限的相对较弱和混合线。有人认为，在我们的理解的X射线光谱的XNUMX CV的重大进展将与未来的观测XMM，AXAF，和Astro-E。
1997-09-11 astro-ph
On the secondary star of the cataclysmic variable 1RXS J094432.1+035738
我们提出了激变变星1 RXS J094432.1+035738的V和Rc波段光度学和光学近红外光谱。我们探测到了一颗冷的二级恒星的特征，它可以用光谱类型为M2（+0.5 -1.0）V的红矮星在433 +- 100 pc的距离进行建模。
2001-12-28 astro-ph
J-band spectroscopy of cataclysmic variables
给出了短周期矮新星WZ Sge、VY Aqr的时间分辨J波段（1.025 - 1.340 μ m）红外光谱和短周期矮新星DN EF Peg和新星变星PX And的单谱。在VY Aqr和EF Peg的光谱中有一些证据表明，我们已经检测到了二级恒星，无论是在连续斜率中，还是通过光谱特征的可能存在。另一方面，WZ Sge和PX And的光谱没有显示出二级星的存在，其对J波段光的贡献上限分别为10%和20%。WZ Sge次级的光谱类型被限制为晚于M7.5V。利用斜映射，我们已经能够推导出VY Aqr中二级恒星径向速度半振幅的值Kr =（320 +/- 70）km/s，结合Thorstensen & Taylor（1997）的Kw，得到质量比q = 0.15 +/- 0.04。
1999-11-11 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
Infrared observations of cataclysmic variables
我们审查红外（1-2.5微米）观测激变变量，一个相对未开发的光谱的一部分，其中的主要来源是次要的恒星，吸积盘和吸积柱的外部区域的磁系统。我们描述的进展，已经在我们的理解的基础上的激变变量的红外测光，最近，红外光谱和目前的光谱的每一类激变变量-矮新星，novalikes，极和中间极。
1997-11-14 astro-ph
Observational studies of Cataclysmic Variable evolution: Of samples, biases and surprises
我简要介绍了三个大型观测项目的现状报告，这些项目旨在测试我们目前对激变变星（CV）演变的理解：汉堡类星体巡天中新CV的光谱选择，基于Sloan颜色和UK Schmidt/6dF多目标光谱的前CV搜索，以及使用HST/STIS远紫外光谱测量鉴定来自超软X射线双星的CV。
2004-02-05 astro-ph
Far Ultraviolet Spectroscopy of (Non-magnetic) Cataclysmic Variables
HST和FUSE提供了各种激变变量的高信噪比、高分辨率光谱，并允许对高态和低态的FUV发射源进行详细表征。在这里，我描述了这是如何推进我们对非磁性CV的理解，以及观测仍然带来的重大解释挑战。在高状态下，FUV光谱主要由盘发射，该盘发射通过位于盘光球上方的高速和低速材料中的散射而被修改。利用速度场的运动学处方和新的电离和辐射转移代码，在再现高态光谱方面正在取得进展。结合外流的流体动力学模拟，很可能即将对质量损失率作出准确估计，并确定发射机制。在静止期，FUV光谱揭示了WD和磁盘的贡献。定量分析导致固体测量的温度和丰度的一些WD的CV，并确定的WD的响应爆发。然而，在理解静止期发射的其他成分方面存在基本挑战，需要这些来更好地理解盘的结构和导致静止期持续吸积的物理机制。
2005-06-21 astro-ph
High-Speed Optical Spectroscopy of a Cataclysmic Variable Wind: BZ Camelopardalis
BZ Cam是第一颗在其光谱中具有明显吸积盘风的激变变星。Thorstensen发现了这种风，他发现了间歇性的天鹅座P型剖面，同时出现在He I 5876 Angola和H alpha中。我们已经获得了0.4埃/像素色散和60秒时间分辨率的光谱。我们发现一种风比OB星、沃尔夫-拉叶星或亮蓝变星的辐射加速风快得多，变化也更快。BZ Cam的整个风似乎打开和关闭，而不是显示斑点喷射。我们用它来测量CV风的加速度规律的第一次。速度随时间线性增加，在开始接近静止后6至8分钟内，达到接近-3000 km/s的蓝边速度和接近-1700 km/s的吸收速度。我们还发现，随后的线性减速，几乎在30至40分钟内休息，也许是稀释的影响，风扩大。旋转流出没有明显的周期性。这种风是不稳定和不断变化的，也许是两极和正面，但不是高度准直。天鹅座P的吸收事件描绘出发生在距圆盘30到40个白矮星半径范围内的长波。这是盘的近似大小，以及最近由Edgge和Drew假设的盘/风过渡区。我们估计距离为830 +/- 160 pc，轨道倾角i使得12 < i（度）< 40。
1997-10-02 astro-ph
High spectral resolution time-resolved optical spectroscopy of V893 Sco
本文给出了高倾角短轨道周期矮新星V893 Sco的高分辨率时间分辨光谱。我们通过径向速度测量、多普勒标测和比率多普勒标测进行频谱分析。我们的结果表明，V893 Sco的吸积盘与WZ Sge的吸积盘不同，不符合现有的任何吸积盘模型.我们推导出系统参数M1和i，并提出证据V893天蝎座作为一个非常年轻的激变变量和ER UMa星。我们提出的假设，所有的ER UMa星可能是新形成的激变变星。
2001-10-10 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
Far-ultraviolet Spectroscopy of Magnetic Cataclysmic Variables
我们已经获得了HST/STIS数据，共11个极性的一部分，旨在编译一个高品质的远紫外（FUV）光谱的大量的激变变量（CV）的均匀数据库的计划。在这11个极星中，有8个处于低吸积活动状态（V347 Pav、VVPup、V834 Cen、BLHyi、MRSer、STLMi、RXJ1554.2+2721和V895 Cen），3个处于高吸积活动状态（CDInd、ANUMa和UWPic）。低态极星的STIS光谱清楚地揭示了它们的白矮星（WD）原色的光球辐射。为了测量WD的有效温度，我们使用纯氢WD模型来拟合低态系统（除了RX J1554.2+2721，这是一个高场极性）的FUV光谱。在所有情况下，可以通过添加第二分量来改善拟合，这可能是由于WD的磁极上的残余吸积。WD温度范围从10800 K至14200 K的log g = 8.0。通过比较极星和非磁CV的WD温度，我们发现在任何给定的轨道周期，极星的WD温度都比非磁CV的WD温度低。周期间隙以下的极星温度与引力辐射作为唯一的主动角动量损失机制是一致的。WD的有效温度之间的差异极和非磁性CV的周期间隙以上显着较大，这表明磁制动极可能会减少由强磁场的主要。
2004-12-08 astro-ph
Time-Resolved HST Spectroscopy of Four Eclipsing Magnetic Cataclysmic Variables
时间分辨HST紫外蚀分光光度法是针对磁性CV V1309 Ori，MN Hya，V2301 Oph和V1432 Aql。将光变曲线分成波段允许区分多个发射分量。在V1309 Ori和V2301 Oph中检测到光球热点。V1309 Ori和MN Hya的发射线光谱是不寻常的，NV 1240和N IV 1718的强度表明氮的过量。对异步V1432 Aql的三个观测时期覆盖了白矮星自旋和双星轨道之间50天周期的1/3。光变曲线随时间的不同而变化，并且是波段的函数。去红的紫外光谱非常明亮，光谱能量分布加上日食进入的持续时间表明，主要能量来源是热（T~35，000 K）的白矮星。通过日食未减弱的线发射表明日食是由吸积流引起的，而不是次要的恒星。热的白矮星，结合其目前的异步性质和快速的时间尺度重新锁定，表明V1432 Aql在过去的75-150年经历了一次新星爆发。如果磁性白矮星的旋转可以在喷发的风阶段与喷出物耦合，那么与主恒星目前正朝着同步方向旋转的相反的恒星主义意义并不一定与这种情况相矛盾。
2000-10-01 astro-ph
Chandra HETG line spectroscopy of the Non-magnetic Cataclysmic Variable SS Cyg
本文介绍天鹅座SS静止和爆发的{ \it Chandra} HETG观测。光谱的特征在于从O到Fe的类He和类H Ka发射线，以及从Fe的L壳层发射线。在静止时，光谱主要由类H的Ka线，而在爆发时，类He线与类H线一样强。在爆发中，从O到Si的类H K_a线是宽的，在高斯型$σ$（1800- 2300 $ {\rm km s^{-1}}$）中宽度为4- 14 eV。大线宽，连同线轮廓，表明线发射等离子体与开普勒盘，仍然保留了方位角散装运动。在静止时，发射线较窄，高斯$σ$为1- 3 eV（420- 620 $ {\rm km s^{-1}}$）。较轻元素的速度稍大，这表明静止状态的谱线是从边界层入口处的电离等离子体发射出来的，在那里，光学厚度较厚的吸积盘的整体运动由于摩擦而转化为热量。利用类He和类H K_a线的强度比，我们还研究了静止和爆发时边界层的温度分布。发现天鹅座SS的分布与其它用{ \it ASCA}资料系统研究的矮新星一致。
2008-05-18 astro-ph
GZ Cancri: a cataclysmic variable at the lower edge of the period gap
我们提出了校准测光和时间分辨光谱的激变变量GZ Cnc。H-α发射线的径向速度揭示了0.08825（28）d或2.118（07）h的轨道周期，将系统置于周期间隙的下边缘。我们的一次观测发现系统正在上升到一个被忽视的，可能是小幅度的爆发。在此阶段的某些阶段，发射谱线的轮廓被高速吸收分量扭曲。我们讨论了这种现象的背景下，最近的建议，长期的光变曲线的GZ数控类似于那些中间的极性。
2003-02-20 astro-ph
Two Confirmed Cataclysmic Variables in the Old Stellar Cluster NGC 6791
基于新的CCD光度学和光谱学，我们证实了在非常古老的疏散星团NGC 6791中存在两个激变变星（CV）。Rucinski，Kaluzny & Hilditch（1996）在1995年观测到其中一个变星B8，并发现它在1995年发生了一次大规模的爆发。我们用MMT获得的这颗恒星在爆发之外的光谱清楚地显示出矮新星特有的发射线。我们观察到第二颗恒星，被称为B7，经历了大的（$\sim3 mag$）下降，其亮度超过$\sim 10 days$。在高态下获得的B7的光谱类似于类新星CV的光谱。这颗星可能是CV的UX~UMa亚型的成员.变星B7和B8只代表疏散星团中已知的第二和第三颗激变变星。变星B7的观测特征使得它很难用目前在球状星团中观测变星的一些方法来识别。
1997-05-24 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 Eclipsing Cataclysmic Variable Lanning 386: Dwarf Nova, SW Sextantis Star, or Both?
我们提出的光度学和光谱学的怀疑激变变量（CV）朗宁386。我们确认它是一个CV，并观察深食，从中我们确定轨道周期Porb为0.1640517 +-0.0000001 d（= 3.94 h）。在两个观测季节的光度监测显示，一个非常活跃的系统与频繁爆发的可变幅度，高达约。在平静的光谱是典型的矮新星，但在其高状态的系统显示出强烈的HeII发射和广泛的CIV沃尔夫-拉叶特功能。这是不寻常的矮新星爆发，并表明高激发。在其高状态下，系统显示出一些让人想起SW Sextantis类型CV的特征，但缺乏其他特征。我们讨论这个令人困惑的对象的分类。
2008-01-24 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
Search for brown-dwarf like secondaries in cataclysmic variables II
我们已经研究了短轨道周期激变变星样本的ESTA/ISAAC 1 - 2.5 $\umu$ m光谱，这些变星是潜在的亚恒星伴星。我们提供了\hbox{EI Psc}、\hbox{V834 Cen}、\hbox{WX Cet}、\hbox{VW Hyi}、\hbox{TY PsA}和\hbox{BW Scl}的红外光谱描述。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。在\hbox{EI Psc}和\hbox{V834 Cen}中检测到了副星的吸收特征，分别与光谱类型为K 5 $\pm$ 1和M 8 $\pm$ 0.5的矮副星一致。此外，我们还报告了在\hbox{VW Hyi}中首次探测到二级恒星。在这种情况下，SED与L 0 $\pm$ 2型次级相匹配，在$λ$ = 1.15 $\umu$ m处，该次级对总通量的贡献为23%。对于具有相对高的传质速率的系统，这是令人惊讶的结果。我们讨论了我们的研究结果的影响，目前的情况下，灾难性的变星演化。
2003-10-23 astro-ph
Evidence of Precession of the White Dwarf in Cataclysmic Variables
激变变星（Cataclysmic Variable，CV）是一种近距离双星系统，其中质量较大的主星是一颗白矮星。简历通常表现出一些周期性，其中大部分现在已经被理解。然而，最近发现了一种不符合标准图片的新现象。已经发现两个天体的周期比轨道周期长得多，并且无论是在光变曲线还是在光谱测量的径向速度（RV）变化中，都与轨道周期无关。在这里，我们表明，快速旋转的磁吸积白矮星的岁差可以成功地解释这些现象。致密天体理论预言了自旋和岁差周期之间的某些关系，我们的发现为该理论提供了一个很好的检验，并建立了一个定性模型，供理论和观测探索。岁差的检测可以成为一个强大的工具，在寻找致密恒星的内部性质，这将是我们无法接近的。
2006-09-27 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
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
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
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
The new pre-cataclysmic binary PG 2200+085
我们提出的光谱-和轨道-采样测光观测微弱的紫外线过量的对象PG 2200+085的结果。该物体的光学CCD测光观测是由（土耳其）TUBITAK国家天文台的俄罗斯-土耳其1.5米望远镜RTT 150进行的。在俄罗斯特殊天体物理观测站，用6米望远镜BTA进行了2.6 A分辨率的长缝光谱观测。两个夜晚的光度变化几乎是正弦的，振幅Δ mV = 0.04 m，周期P = 0.3186 d。这样的光变曲线是典型的具有照明效应的离轴近近距离双星，或者是次级恒星的椭球形变形。观测到的光谱清楚地显示了一个无特征的蓝色连续热组分和丰富的吸收线和分子带K-星光谱。具有强发射核的CaII谱线轮廓与V471 Tau的谱线轮廓非常相似。我们初步将PG 2200+085归类为V471 Tau型的前激变双星。
2006-06-10 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
The space density of cataclysmic variables: constraints from the ROSAT North Ecliptic Pole Survey
我们使用ROSAT北南极（NEP）巡天构建一个小的，但纯粹的X射线通量有限的激变变星（CV）的样本。该样本仅包括4个系统，其中2个（RX J1715.6+6856和RX J1831.7+6511）是新发现的。我们提出了新CV的时间分辨光谱，并测量了RX 1715.6+6856和RX J1831.7+6511的轨道周期分别为1.64 \pm 0.02 h和4.01 \pm 0.03 h。我们还估计了样本中所有CV的距离，主要基于它们在红外线中的视亮度。由我们的小样本表示的CV总体的空间密度为（1.1 + 2.3/-0.7）10^-5 pc^-3。我们还可以对任何过于微弱而无法包含在NEP调查中的CV子群体的空间密度设置上限。特别地，我们证明了如果CV的总空间密度高达2 10^-4 pc^-3（正如理论上预测的那样），那么绝大多数CV必定比L_X \simeq 2 10 ^29 erg/s更暗。
2007-09-12 astro-ph
A Far-Ultraviolet Survey of 47 Tucanae.II The Long-Period Cataclysmic Variable AKO 9
本文对球状星团47 Tuccenda中的1.1天食双星系统AKO 9进行了时间分辨、远紫外（FUV）光谱学和测光研究。AKO 9的FUV光谱是蓝色的，并显示出突出的C IV和He II发射线。光谱大致类似于银河场中的长周期激变变星。结合我们的时间分辨FUV数据和47 Tuc的光学测光，我们改进了AKO 9的轨道周期，并定义了该系统的精确星历。我们还将约束其他几个系统参数，使用各种观测约束。我们发现，所有的经验证据是一致的AKO 9是一个长周期的矮新星，其中的质量转移是由一个亚巨星施主星的核膨胀驱动。因此，我们得出结论，AKO 9是47 Tuc中第一个光谱证实的激变变星。我们还简要地考虑了AKO 9的可能形成和最终演变。关于前者，我们发现，该系统几乎可以肯定是动态形成的，无论是通过潮汐捕获或在一个3体遇到。关于后者，我们表明，AKO 9可能会结束其CV阶段，成为一个分离的，双WD系统或爆炸的Ia型超新星。
2003-11-07 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. XVI. DW Cancri
我们报告测光和光谱的novalike变量DW巨蟹座。的光谱显示通常广泛的H和他的发射线，与激发和连续斜率的特点是一个中等高的吸积率。径向速度搜索在86.1015（3）min和38.58377（6）min两个周期处产生了强探测。我们将它们分别解释为双星的轨道周期P_orb和磁性白矮星的自旋周期P_spin。光变曲线还显示了自旋周期，加上在69.9133（10）min处的额外强信号，其与差频1/P_spin-1/P_orb一致。这些时间段在1年测量基线内保持稳定。这种三叉周期结构模仿了几个被公认为“DQ武仙座”（中间极星）的激变变星的行为。DQ Her成员也通过神秘的强边带信号（在nu_spin-nu_orb处）提出，证明了X射线/EUV/UV波长处的强脉冲通量。DW Cnc是这一类的新成员，并且将是在这些波长下进行扩展观测的极好目标。
2004-04-05 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
Spectroscopy of the candidate pre-CV LTT 560
我们目前的候选人的前激变变量LTT 560的光谱数据的初步结果。对通量定标光谱的拟合揭示了白矮星主星的温度T_eff = 7000 - 7500 K，证实了以前关于探测M5 V次级星的研究结果。根据主星和次星的光谱特征对径向速度数据进行的分析表明，存在低水平吸积的证据。
2006-01-03 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
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
A Photometric and Spectroscopic Study of the Cataclysmic Variable ST LMi during 2005-2006
我们目前的轨道分辨光谱和光度观测的极性ST LMi在其最近的低和高的状态。在低态光谱中，我们报告了H-α发射线的蓝色和红色卫星的存在;卫星的速度和可见度随相位而变化。这种行为是类似的发射线轮廓变化最近报道的低状态的AM Her，这被解释为是由于磁约束气体运动在大回路附近的次级。我们的低状态光谱的ST LMi讨论极端色球活动的第二颗星。同时测光表明，偶尔低级别的吸积可能存在，以及在L1附近的二次冷却区域。此外，我们还报道了在V~18.5mag处的一个新的“极低态”。我们的轨道高态光谱揭示了与早期高态研究报告的轨道相位相似的发射线轮廓的变化。复杂的发射谱线轮廓通常由两个主要分量组成。第一个具有径向速度变化相同的主要排放H-α分量看到在低状态。第二个是一个额外的红移分量出现在白矮星吸积柱的最大可见度的阶段，它被解释为由于在吸积磁极的白矮星的下落速度。在相反的相位，一个扩展的蓝色发射翼出现在发射线轮廓。我们确认了在6275 Ang附近存在广泛的吸收特征，其先前已被确定为H-α的塞曼σ（-）吸收分量。这个特征只出现在那些阶段，当吸积极区域是最直接可见的，最接近面对观察者。
2006-12-12 astro-ph
The mysterious nature of HS2331+3905
我们报告发现一个独特的激变变量从汉堡类星体调查，HS 2331 +3905。三年多来获得的后续观察揭示了一幅非常不寻常的景象。从我们的光谱学获得的大幅度3.5 h径向速度变化不是系统的轨道周期，因为人们通常会期望。相反，广泛的CCD测光强烈表明，HS 2331 +3905是一个短轨道周期的激变变星，Porb = 81.09分钟，包含一个冷的白矮星，似乎表现出鲸鱼座ZZ脉动。
2004-02-11 astro-ph
LS Peg: A Low-Inclination SW Sextantis-Type Cataclysmic Binary with High-Velocity Balmer Emission Line Wings
我们提出了明亮的激变变星LS Peg（= S193）的时间分辨光谱学和光度学。巴耳末线表现出广泛的，不对称的翅膀多普勒频移约2000公里/秒的边缘，而HeI线显示相位依赖的吸收功能惊人的相似SW Sextantis星，以及通过大部分的相位发射。CIII/NIII发射混合物不显示任何相位依赖性。根据H α发射线的速度，我们确定了轨道周期为0.174774 +/- 0.000003 d（= 4.1946 h），这与Szkody（1995）的值约为4.2小时一致。在轨道周期内没有发现稳定的光度信号。在20.7 +/- 0.3 min的周期内观察到非相干准周期光度信号。高速巴耳末翼最有可能来自靠近白矮星的流再撞击点。我们提出了模拟光谱的基础上的运动学模型类似的修改磁盘溢出的情况下，Hellier和Robinson（1994年）。模型再现了宽线机翼，但其他一些细节无法解释。使用的模型的基础上的动态相位的估计，我们表明，相位的发射和吸收线的变化是一致的（食）SW性星。因此，我们认为LS Peg是一颗低倾角的SW性星。我们的模型建议i = 30度，并且在轨道频率处观察到的任何光度信号的缺失确立了i < 60度。这一限制使得对SW Sex现象的解释受到严重的压力，SW Sex现象依赖于稍微位于轨道平面之外的磁盘结构。
1998-11-20 astro-ph
K-band spectroscopy of the intermediate polar XY Ari
本文给出了中间极性XY Ari的K波段红外光谱。光谱证实了XY Ari的激变二元性质，显示出HeI（2.0587微米）和HI的Brackett和帕邢系发射线。这些线的广泛性质表明起源于吸积盘。光谱强烈变红的分子云Lynds 1457内的吸收，并显示出突出的吸收功能，从二级恒星，我们确定的光谱类型的M0 V的次级。次级贡献了80 +/- 6%的K波段光。我们推导出一个视觉消光XY阿里Av = 11.5 +/- 0.3和距离d=270 +/- 100 pc，放置XY阿里背后的分子云。
2001-06-20 astro-ph
HS0139+0559, HS0229+8016, HS0506+7725 and HS0642+5049: Four new long-period cataclysmic variables
本文介绍了汉堡类星体巡天中发现的四个相对明亮（V~14.0-15.5）的长周期激变变星（CV）：HS 0139 +0559，HS 0229 +8016，HS 0506 +7725和HS 0642 +5049的时间分辨光谱学和光度学。根据视向速度和光度变化研究，确定了它们的轨道周期分别为243.69 ± 0.49min、232.550 ± 0.049min、212.7 ± 0.2min和225.90 ± 0.23min。HS 0506 +7725在ROSAT全天巡天中的特征是有强的巴耳末和氦发射线，短周期（约10- 20分钟）闪烁和弱的X射线发射。探测到的深低态（~18.5）表明HS 0506 +7725是VY Scl星的成员。HS 0139 +0559、HS 0229 +8016和HS 0642 +5049显示厚盘状光谱，没有或只有弱闪烁活性。HS 0139 +0559和HS 0229 +8016的发射线呈现出清晰的准正弦径向速度变化，但没有或只有很小的轨道光度变化。相比之下，我们在HS 0642 +5049中没有检测到径向速度变化，但有明显的轨道亮度变化。我们确定这三个系统无论是UX UMA型novalike变量或Z凸轮型矮新星。我们对这四个新系统的识别表明，即使对于明亮的物体，目前已知的CV样本也是相当不完整的。这四个新系统增加了在HQS选定的CV样本中发现的3- 4小时范围内…
2005-07-14 astro-ph
HS2331+3905: The cataclysmic variable that has it all
我们报告了对激变变星HS 2331 +3905的详细跟踪观测，该变星在汉堡类星体巡天中被确定为发射线天体。根据HS 2331 +3905的光变曲线，可以确定其轨道周期为81.08分钟。第二个光度周期在P~83.38min处被检测到，比轨道周期长2.8%，我们初步认为这与永久性超峰的存在有关。高时间分辨率测光在5- 6分钟的时间尺度上表现出短时间尺度的变化，我们将其解释为非径向的白矮星脉动，以及在1.12分钟处的相干信号，这可能是白矮星的自旋周期。在三个季节的时间分辨光谱中，持续检测到Balmer线和Helium线的大幅度准正弦径向速度调制，其周期约为3.5h。然而，这个光谱周期与轨道周期没有任何关系，并不是严格相干的，而是在几天的时间尺度上在周期和/或相位上漂移。通过模拟HS 2331 +3905的远紫外-红外光谱能量分布，我们确定了一个白矮星的温度为Teff= 10500 K（假设Mwd= 0.6 Msun），接近于单颗白矮星的ZZ Ceti不稳定带。光谱模型表明距离d=90 ± 15 pc，系统的大自行（mu=0.14”/yr）支持距离的低值。HS 2331 +3905的分子带未被探测到，并且J、H和K的通量较低，这使得它很可能成为棕矮星供体的候选者。
2004-10-08 astro-ph
Accretion and Outflow in Interacting Binary Systems: FUSE Observations of the Novalike Cataclysmic Variable, UX Ursae Majoris
我们目前的远紫外（905 - 1182 A），时间序列光谱的日食，novalike激变变量，UX UMa，获得与FUSE。时间平均谱是复杂的，并且由重叠的谱特征主导。最突出的特征是CIII、NIII、NIV和OVI的发射线。它们是宽的（FWHM >= 1800 km/s）和双峰的，在零速度下具有中心吸收。在日食期间，光谱更简单：发射线仍然明亮，但线的吸收成分和发射线之间较弱的特征完全消失，留下平坦的连续谱。这种行为在我们从HST档案中检索到的GHRS（1149 - 1660 A）光谱中也很明显。FUV光谱在几分钟的时间尺度上显示闪烁。闪烁主要出现在连续谱和/或较弱的谱线中，而不是突出的发射谱线中。轨道光变曲线在轨道相位0.45 - 0.65之间的FUV通量有一个下降，类似于在HST观测中检测到的食前下降。线吸收特征的EW在下降期间减小。我们已经探测到轨道周期上光谱特征的系统波长偏移，但相位滞后约20度，这是在光学波长上报告的现象。我们讨论的背景下，一个吸积盘与色球之间的磁盘和扩展风的模型，我们的结果的影响。最后，我们注意到，观测到的FUV通量太低，与Baptista等人（1995）推导的WD的温度和半径不一致，这表明他们剩余的二元参数，包括质量比为1，应该持怀疑态度。
2002-10-17 astro-ph
Dynamical constraints on the component masses of the cataclysmic variable WZ Sge
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的短周期激变变星WZ Sge的相位分辨光谱。我们能够分辨出一些吸收线的轨道运动，这些吸收线可能探测了吸积白矮星附近的环境。对13条吸收线同时拟合得到的径向速度表明轨道速度半振幅为KUV = 47 +/-3 km/s。然而，我们发现相位零点与白矮星星历表有+0.1的偏移。我们的偏移量和速度幅度是非常相似的约束来自静态的吸积盘的光发射线，尽管事实上，我们正在探测的材料更接近的主要。如果我们将UV振幅与K_1联系起来，我们的动力学约束与Steeghs等人（2001）的K_2估计以及已知的双星倾角i = 77 +/-2一起意味着0.88 <M_1 <1.53 M_sun，0.078 <M_2 <0.13 M_sun，0.075 <q = M_2/M_1 <0.101。如果我们把紫外线的平均速度（-16 +/-4 km/s）解释为由于白矮星附近高g环境中引起的引力红移，我们发现v_grav = 56 +/-5 km/s，当与质量-半径关系相结合时，它提供了M_1 = 0.85 +/-0.04 M_sun的质量的独立估计。我们的主要质量估计是非常一致的，也是自相一致的分光光度法拟合的紫外线通量，尽管观察到的相位偏移。目前还不清楚是什么原因导致了紫外光谱中观测到的相位偏移，以及它在多大程度上扭曲了底层白矮星的径向速度特征。
2007-06-07 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
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
Spectroscopic Observations of Twenty-one Faint Cataclysmic Variables Candidates
我们提供了第一个最小的光光谱观测21个以前已知的或怀疑微弱的激变变量候选人。这些源是从Downes等人（2001）的生活版星表中选择的，所识别的候选者具有V~18-22的最小光度。我们确认了15个候选者是灾难性的变量。
2003-03-03 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
A Statistical Investigation of the Contamination of Binary Gravitational Lens Candidates by Cataclysmic Variables
在各种会议上，一个常见的说法是：“由于二元透镜模型有大量的参数，所以可以用它来拟合任何光变曲线！“特别诱人的是，声称银河系微透镜搜索中的一些可能的二元事件可能是由灾难性变量引起的，因为这两种现象都表现出不对称的光变曲线。本文对激变变星的光变曲线和由双星透镜模型产生的光变曲线进行了统计分析。结果表明，高振幅激变变星的光变曲线是不能用二元透镜模型解释的光变曲线的一个例子。因此，灾变变量不仅不太可能，而且也不可能污染二元微透镜候选者。
1996-06-17 astro-ph
