ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variables XZ Eri and DV UMa
我们提出了高速，三色测光的微弱食激变变量XZ Eri和DV UMa。我们确定的系统参数，通过两种技术：第一，日食接触阶段的白矮星和亮点的光变曲线的导数的时间;其次，参数化模型的日食拟合所观察到的光变曲线卡方最小化。对于这两个对象，我们更喜欢后一种方法，因为它受光子噪声和快速闪烁的影响较小。对于XZ Eri，我们得到质量比q = 0.1098 +/- 0.0017和轨道倾角i = 80.16 +/- 0.09度。对于DV UMa，我们得出q = 0.1506 +/- 0.0009和i = 84.24 +/- 0.07度的数值。XZ Eri的第二颗恒星质量很低，Mr/Msun = 0.0842 +/- 0.0024，接近棕矮星的质量上限。
2004-09-08 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
The fainter the better: cataclysmic variable stars from the SDSS
斯隆数字巡天已经确定了总共212个灾难性的变量，其中大多数都比18等更暗。这是迄今为止最深入、最广泛的灾难性变量同质样本，我们正在开展一个项目来描述这一群体的特征。我们发现，SDSS样本中占主导地位的是一个伟大的“沉默的大多数”的旧的和微弱的简历。我们第一次发现，在80分钟的最短时间内，人口激增，这是十多年来理论研究预测的。
2008-10-27 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variable OU Vir
我们提出了高速，三色测光的微弱的食激变的VIVIR。这是第一次在阿维尼翁观测到白矮星和亮点的单独日食。我们使用这些日食的时间来推导系统的纯光度模型，得到质量比q = 0.175 +/- 0.025，倾角i = 79.2 +/- 0.7度，盘半径Rd/a = 0.2315 +/- 0.0150。我们从光变曲线中分离出白矮星的食，并通过拟合其在每个通带中的黑体光谱，得到了白矮星的温度T = 21700 +/- 1200 K，距离D = 650 +/- 210 pc。假设主星遵循Nauenberg（1972）关于白矮星的质量-半径关系，并考虑温度效应，我们还发现主星质量Mw/Msun = 0.90 +/- 0.19，主星半径Rw/Rsun = 0.0097 +/- 0.0031，轨道间距a/Rsun = 0.75 +/- 0.05。
2004-10-01 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
SDSS J161033.64-010223.3: A second Cataclysmic Variable with a Non-radially Pulsating Primary
我们从斯隆数字巡天激变变星候选者SDSS J161033.64-010223.3的高速测光中发现，它有一个双峰调制，可能是轨道的，周期为80.52分钟，并显示出强烈的ZZ Cet型脉动。最大振幅振荡的周期接近607、345、304和221 s。我们发现，某些振荡的振幅在小时的时间尺度上变化，这表明存在分裂约为1 d^-1的未分辨多重态。这是第二颗被发现有非径向脉动的白矮星主星的矮新星。
2003-11-04 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS III. The Third Year
这篇论文继续了在斯隆数字巡天中发现的新的灾难性变量的系列。我们提出了36个激变变星和一个可能的共生星从斯隆光谱在2002年期间，其中34个是新发现的，2个已知的矮新星（BC UMa，KS UMa）和一个已知的CV从2dF的调查。所有37个系统的位置，颜色和光谱，以及后续的光谱/光度观测的10个系统。与过去两年的数据一样，新的SDSS系统根据其倾角和磁场显示出各种各样的特征，包括3个食系统，4个具有显著He II发射的系统，以及15个显示底层恒星特征的系统。
2004-07-08 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variables GY Cnc, IR Com and HT Cas
本文介绍了食激变变星GY Cnc、IR Com和HT Cas的高速三色测光。我们发现GY Cnc和IR Com中的锐食是由白矮星的食引起的。在GY Cnc中有一些证据表明吸积盘边缘有一个亮点，但在IR Com中没有。日食映射HT Cas的静态吸积盘的结构的变化。2002年的观测显示，除了在吸积盘边缘有一个亮点外，吸积盘是不可见的。然而，2003年的观测清楚地显示了一个明亮的内部圆盘，并且亮点比2002年要暗得多。虽然没有爆发与任何一组静态观测有关，但该系统在2003年的亮度约为0.6 mJy，主要是由于来自内部圆盘的增强发射。我们认为，这些变化是由于从第二颗星和通过光盘的质量传递速率的变化。圆盘的颜色表明它的内部和外部区域都很薄。我们估计2002年HT Cas的白矮星温度为15 000 +/- 1000 K，2003年为14 000 +/- 1000 K。
2005-10-14 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
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
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
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 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
Post Common Envelope Binaries from SDSS. V: Four eclipsing white dwarf main sequence binaries
我们将SDSS 011009.09 +132616.1、SDSS 030308.35 +005444.1、SDSS 143547.87 +373338.5和SDSS 154846.00 +405728.8确定为四颗来自斯隆数字巡天的食白矮星加主序星（WDMS）双星，并报告了对这些系统的后续观测。轨道周期和星历表已由多季测光确定。SDSS 1435 +3733，Porb= 3 h，是所有已知食WDMS双星中轨道周期最短的。获得了时间分辨的光谱观测结果，并测量了所有四个系统中二级星的径向速度。光谱分解/拟合技术，然后被用来确定白矮星的有效温度和表面重力，以及伴星的光谱类型。我们使用光曲线建模代码来进一步约束所有系统中组件的质量和半径。所有三颗DA白矮星的质量都在Mwd~0.4- 0.6 Msun之间，符合密近双星演化的预期。SDSS 0303 +0054中的DC白矮星的质量Mwd> 0.85 Msun，这使得它的质量对于一个后共包层系统来说是不寻常的。我们的新发现使已知的食WDMS双星的数量增加到14个，我们发现这个样本中的平均白矮星质量为<Mwd>=0.57+/-0.16 Msun，仅略低于单个白矮星的平均质量。绝大多数的食WDMS双星都含有低质量（<0.6 Msun）的次级恒星，最终将为校准低质量主序星和白矮星的质量-半径关系提供有价值的观测输入。
2008-12-15 astro-ph
Discovery of the Partially Eclipsing White Dwarf Binary SDSS J143547.87+373338.5
2007年5月，我们在WIYN望远镜上发现了一颗部分食的白矮星，低质量M矮星双星（3小时54.41秒的轨道周期），SDSS J143547.87+373338.5。在这里，我们提出了三个日食的蓝波段测光。日食拟合给出了$M_S=0.15-0.35 M_{\odot}$和$R_S=0.17-0.32 R_{\odot}$的M矮星伴星的主序解。对SDSS谱的分析进一步将M矮星的类型限定为M4-M6，并带有$M_S=0.11-0.20 M_{\odot}$。一旦完整的径向速度曲线被测量，两个分量的质量和半径的高精度测定将很容易获得，而无需任何恒星结构或演化的知识。来自白矮星的鲸鱼座ZZ脉动在我们的4毫等探测极限下没有被发现。
2008-03-06 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
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
SDSS J0926+3624, the first eclipsing AM CVn star, as seen by ULTRACAM
本文给出了利用WHT高速CCD相机ULTRACAM观测到的第一颗食AM CVn星SDSS J 0926 +3624的光变曲线。我们不同寻常地发现，吸积中的白矮星只被它的伴星部分地遮蔽。除此之外，该系统还显示了食矮新星所显示的经典日食形态，即白矮星和吸积盘的日食，随后是质量转移流撞击盘的亮点。我们能够很好地拟合这一点，发现吸积体和施主的质量分别为M1 = 0.84 +/- 0.05 Msun和M2 = 0.029 +/- 0.02 Msun。供体的质量显著高于其零温度值，并且其必须具有显著的热含量。
2006-10-13 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
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J122740.83+513925.9
在2007年6月期间，第一次确认的食矮新星SDSS J122740.83+513925.9的超爆发被使用CCD测光观测到。爆发幅度至少为4.7级。根据31次观测到的日食，轨道周期为0.06296（5）d。时间序列测光也发现了周期为0.0653（3）d的超级峰，从而确定它是一个UGSU型系统。超峰周期超出为3.7%，超峰的最大峰间振幅为0.35等。日食持续时间从爆发高峰时的23分钟下降到接近尾声时的12分钟。日食的深度与轨道周期和超级峰周期之间的拍频周期相关。
2007-11-14 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
New Close Binary Systems from the SDSS-I (Data Release Five) and the Search for Magnetic White Dwarfs in Cataclysmic Variable Progenitor Systems
我们目前的最新目录超过1200光谱选择密切的双星系统观察斯隆数字巡天通过数据发布五。我们利用这个星表在灾变变星系统中寻找磁性白矮星。考虑到大约25%的激变变星包含磁性白矮星，而我们的大样本密近双星系统应该包含许多激变变星的祖先，我们在这个样本中只发现两个潜在的磁性白矮星是非常令人惊讶的。候选的磁性白矮星，如果得到确认，将拥有相对较低的磁场强度（B_WD < 10 MG），类似于中极星，但远低于目前极星的平均磁场强度。需要对这些系统进行额外的观测，才能确定白矮星是磁性的。即使这两个系统被证明是分离的磁白矮星+ M矮星双星的第一个证据，目前已知的激变变星群和假定的近距离双星祖先的性质之间仍然有很大的差距。
2007-04-05 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
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
The Winds of Cataclysmic Variables
本文对激变变星风的观测和理论进行了综述。具体来说，我们考虑的几何形状，电离状态，和质量损失率的CV风的相关问题。我们提出风变率的证据，并讨论日食CV的研究结果。最后，我们考虑了吸积盘风和磁风模型的性质。这些模型中的一些预测大量的角动量损失，这可能会影响磁盘结构和双演化。
1997-02-25 astro-ph
RX J0719.2+6557: A New Eclipsing Polar
一个新的磁蚀激变变星被确定为ROSAT全天巡天期间探测到的X射线源RX J0719.2+6557的对应物。测光周期和分光周期的相对相位表明这是一个自食系统。多普勒层析成像指出，作为一个强大的发射源和无盘吸积的二次加热表面。近红外光谱显示两个不寻常的强发射功能起源于加热侧的次级。
1996-09-24 astro-ph
A New Low-Mass Eclipsing Binary from SDSS-II
我们提出了一个新的低质量双线食双星系统的观测发现使用重复观测的天球赤道从斯隆数字巡天II。我们用近红外光度法和光谱法测量了这个短周期[P=0.407037（14）d]系统及其两个组分的性质。我们发现这两个分量的参数为：M_1=0.272+/-0.020 M_sun，R_1=0.268+/-0.010 R_sun，M_2=0.240+/-0.022M_sun，R_2 =0.248+/-0.0090 R_sun，T_1=3320+/-130K，T_2 =3300+/-130K。这个系统的两个组成部分的质量和半径与基于低质量恒星模型的理论预期吻合得很好，在公认的大误差范围内。未来的天气调查，如泛星和LSST将产生丰富的信息，低质量的食系统，并应使之成为可能，与后续观测的依赖增加，以检测许多系统与低质量和亚恒星的同伴。随着大量的对象，这些调查将产生高质量的测光，我们建议，它成为可能，以确定这样的系统，即使稀疏的时间采样和相对较少的个人观察。
2008-06-17 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
X-ray Variability of the Magnetic Cataclysmic Variable V1432 Aql and the Seyfert Galaxy NGC 6814
天鹰座V1432（=RX J1940.2-1025）是一颗发出X射线的明亮、食磁激变变星，距离塞弗特星系NGC 6814约37'。由于轨道（12116.3 s）和自旋（12150 s）周期之间的0.3%差异，吸积几何形状在约50天的拍频周期内发生变化。在这里，我们报告了RXTE活动观测日食25次的结果，以及ASCA和BeppoSAX的档案观测结果。在确认了日食确实是由次要的，我们使用日食的时间和配置文件来映射吸积几何作为一个功能的拍相位。我们发现吸积区是紧凑的，并且在拍频周期上吸积区相对于白矮星中心有运动。这种运动的幅度表明这是一颗低质量的白矮星，与之前根据其X射线光谱估计的高质量形成对比。X射线发射区的大小似乎比其他食磁CV更大。我们还报告了RXTE数据以及NGC 6814的长期行为，表明通量的变化在年的时间尺度上至少有10倍。
2003-07-09 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
Unravelling the Puzzle of the Eclipsing Polar SDSSJ 015543.40+002807.2 with XMM and Optical Photometry/Spectropolarimetry
激变变星SDSSJ 015543.40+002807.2是武仙座AM型磁系。它的轨道周期为87.13分钟，也是已知的最短周期的日食。用XMM-牛顿监测发现一个高态光变曲线，主要由一个X射线发射吸积极控制，位于次要恒星的稍微偏侧。硬X射线光谱是典型的磁白矮星径向冲击（kT ~ 10 keV），有证据表明软X射线成分与恒星表面的再处理一致。在高吸积率（mV ~ 15.5）时，由于光学厚回旋辐射和吸积极之间明显的竞争，光学圆偏振很弱（v < 3%）。然而，在低状态（mV ~ 18），极化平稳地增加到蓝色，在4200 A时达到20%，通量谱显示出丰富的热加宽回旋谐波，表明极场为29 MG。在6.5分钟的日食之前的相位间隔描绘了天鹅座P-Cygni成分的发展，然后在发射线中完全吸收反转。对于通过漏斗的冷底部观察的强吸积磁系统来说，这种现象并不意外，通过这一间隔的高质量光谱学可能会导致对磁耦合和气体流动到白矮星上的动力学的新见解。
2004-10-12 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
IR Com: Deeply Eclipsing Dwarf Nova Below the Period Gap -- A Twin of HT Cas?
我们观测到一个X射线选择的、深食的激变变星IR Com（=S 10932）。我们在1996年1月1日探测到一次爆发。爆发的光变曲线非常类似于SU UMa型矮新星的正常爆发，而不是中间极地爆发。爆发期间的时间分辨测光显示，随着爆发的消退，日食会系统地变得更深、更窄。静止期的全轨道光变曲线几乎没有显示出轨道隆起或日食不对称的证据。除了存在的高-低的过渡平静，爆发的整体行为和特点的日食配置文件表明，IR Com可以最好地理解为一个双胞胎的HT Cas，一个著名的日食SU UMa型矮新星与一些特点。
2001-10-09 astro-ph
The serendipituous discovery of a short-period eclipsing polar in 2XMMp
我们报告了新的食极星2XMMp J131223.4+173659的偶然发现。当我们对2XMMp目录中的源产品进行目视检查时，其引人注目的X射线光变曲线立即引起了我们的兴趣。这个光变曲线揭示了它可能是一个武仙座AM（或极地）型的磁激变变星，轨道周期约为92分钟，这一点通过后续的光谱学和光度学得到了证实。2XMMp J131223.4+173659可能具有单极吸积几何。它加入了目前9个天体的行列，这些天体尽管处于高吸积状态，但在X射线光谱中没有显示出软成分的证据，因此逃脱了ROSAT/EUVE的探测。我们讨论了可能的吸积方案，系统参数，和光谱能量分布。
2008-04-24 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
Photometric study of the variable star population in the globular cluster NGC 6397
本文介绍了对邻近的球状星团NGC 6397中心区域变星的测光观测结果。样本包括12个新天体，其中6个显示周期性光变曲线，2个是未知周期的食双星。钱德拉天文台探测到的六个变量具有确定的X射线对应物，三个具有可能的X射线对应物。其中四颗是激变变星，一颗是前景食双星。激变变星CV 2可能在2003年5月爆发过一次矮新星类型的爆发。在5次观测中，激变变星CV 3的观测值为18.5<V<20.0，但在2003年5月达到V>22时进入低态。我们发现毫秒脉冲星PSRJ 1740 -5340的光学伴星的光变曲线在几个月的时间尺度上有明显的振幅变化。在星团的一颗关闭星上发现了DeltaV =0.03等的浅食，表明轨道上存在一颗大行星或褐矮星。
2005-09-14 astro-ph
First science with SALT: peering at the accreting polar caps of the eclipsing polar SDSS J015543.40+002807.2
我们简要介绍了最近完成的南部非洲大望远镜（SALT）的属性，以及它的第一个光成像仪SALTICAM。使用这台仪器，我们对日食极地SDSSJ015543.40+002807.2进行了4.3小时的高速未过滤光度观测，时间分辨率短至112 ms，是迄今为止此类极地观测中质量最高的。该系统在其高光度状态下被观察到。在日食光变曲线上可以清楚地看到两个吸积极。双星系统的参数已经受到限制：白矮星的质量处于激变变量预期范围的低端。建立了白矮星表面吸积区位置与双星系统参数之间的相关关系。吸积区域的大小和它们在日食与日食之间的相对运动被估计：它们通常是4-7度，这取决于白矮星的质量。只有当获得同类的低态数据并测量白矮星食的接触相位时，这些观测的潜力才能完全实现。
2006-07-12 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
HS0551+7241: A New Possible Magnetic Cataclysmic Variable in the Hamburg/CfA Bright Quasar Survey
本文分析了新发现的激变变星HS 0551 +7241的光谱观测结果。1995年，该恒星的亮度下降了约2.5等，HS 0551 +7241进入了持续约2年的低亮度状态。H-α、H-β和HeII（4686）发射线径向速度曲线显示，在约4小时的较长变化上叠加了约50分钟的短波动。我们发现类似的调制线通量和线等效宽度。连续光度曲线表明HS 0551 +7241可能是一个食系统。如果4小时周期与轨道周期相关，则质量函数为~0.138 M_sun。较强的HeII（4686）辐射和较短的涨落表明该双星是一个中间极性双星。在这种情况下，约50 min的变化对应于约3 x 10^10 cm的阿尔芬半径。
1998-01-12 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
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
Time-resolved photometry and spectroscopy of the new deeply-eclipsing SW Sextantis star HS 0728+6738
我们目前的时间分辨光谱学和光度学，以及HS 0728+6738，在汉堡类星体巡天发现的激变变量的远紫外光谱。我们表明，该系统是一个新的日食成员的SW性别类的CV的轨道周期为3.21小时。我们从平均的食廓线推导出轨道倾角约为85 +- 4度，使HS 0728+6738成为已知倾角最高的SW性星。光学和远紫外线发射线在日食期间没有或只有微弱的遮蔽，表明线发射点的存在要么远离主星的洛希瓣，要么更可能在双星的轨道平面上方。光度光变曲线的周期为7 min，可能与白矮星的自转有关.
2004-06-17 astro-ph
First XMM-Newton observations of a Cataclysmic Variable I: Timing studies of OY Car
我们提出了XMM-牛顿观测的日食，光盘吸积，灾难性的变量OY车，这是作为性能验证阶段的任务的一部分。这颗恒星在爆发后4天被观察到，5周后再次被观察到，当时它处于静止状态。在~2240秒处存在X射线的准稳定调制，这在最低能量处最突出。我们推测这可能与白矮星的自转周期有关。X射线中日食进入和离开的持续时间为20- 30秒。这表明大部分的X射线发射来自边界层，它在白矮星表面上方的高度可以忽略不计。食廓线显示它有一颗质量为M_{1} =0.9- 1.1 Msun的白矮星和一颗质量为M_{2} =0.08- 0.11 Msun的副星。
2000-10-18 astro-ph
Modelling the Spectral Signatures of Accretion Disk Winds in Cataclysmic Variables
在许多吸积盘的天体物理系统中，都存在双极外流。在盘主导的激变变星中，这些外流是紫外和FUV光谱中大部分特征的原因。然而，很少有人试图模拟的功能，出现在磁盘吸积激变变量的光谱定量。已经尝试的模型几乎完全集中在解释C IV的形状上。在这里，我们描述了一个新的混合Monte Carlo/Sobolev代码，允许一个完整的紫外光谱的磁盘为主的激变变量的合成。可以模拟大范围的方位角对称风的几何形状。食系统中的线形状的变化也可以被研究。合成光谱中的特征不仅包括O VI，NV，Si IV和C IV的众所周知的共振线，而且通过适当选择质量损失率和风的几何形状，许多来自HUT，FUSE和ORFEUS光谱中观察到的激发较低状态的线。线轮廓的C IV类似于以前的工人计算，当一个相同的几何形状是假设。我们将合成的光谱与Z Cam的HUT光谱进行比较，表明在这种情况下可以获得与光谱相当好的“拟合”。
2001-10-10 astro-ph
An Halpha-selected sample of cataclysmic variables -- I. Observations of newly discovered systems
强烈的选择效应存在于激变变星（CV）的观测样本中，这使得与理论预测的比较变得复杂。用于定义大多数CV样本的选择标准严重歧视短周期，本质上微弱的系统的发现。这种情况可以通过选择发射线存在的CV来改善。出于这个原因，我们已经构建了一个均匀的样本的CV选择的基础上，Halalpha发射。我们目前发现观察的14个CV和2个额外的CV候选人在这次搜索中发现。测量了11个新CV的轨道周期;所有都超过3小时。在样本中有两个食系统，其中一个在\sim 1000 s时间尺度上观察到准周期调制。我们还在一个系统的光谱中探测到了二级星，并测量了它的光谱类型。几个新的CV有光谱外观的新星样变量（NL），和一些显示什么可能是SW性星的行为。在一篇配套论文中，我们讨论了这个新样本对CV进化的影响。
2008-01-07 astro-ph
High Speed Photometry of SDSS J013701.06-091234.9
本文介绍了斯隆数字巡天激变变星SDSS J013701.06-091234.9在静止期和2003年12月超级爆发期间的高速测光。在79.71 \pm 0.01 min处的轨道调制是双峰的，超峰周期为81.702 \pm 0.007 min。在爆发末期观测到周期为81.29 \pm 0.01 min的晚期超峰。我们认为，这是一个非常低的传质速率的系统，它可能有一个长的爆发间隔。
2004-05-11 astro-ph
Observations of Outflows in Cataclysmic Variables
从吸积盘以快风形式流出的气流几乎出现在所有的高吸积率激变变星中，包括爆发中的新星和新星。CV风的主要特征是广泛的，蓝移的吸收功能和天鹅座P剖面出现在电离金属线的低倾角系统和广泛的发射线出现在日食系统。我们已经取得了很大的进展，在我们的理解的结构和行为的CV流出的基础上获得的数据与X射线，EUV和UV望远镜和运动学模型，以适应观测。我们目前对CV外流的看法是，它们是双极的旋转风，主要由来自吸积盘、边界层和白矮星辐射的辐射线驱动，从吸积盘中驱动。其他机械力可能在CV风的形成中起作用。风是高度湍流，并显示出复杂的垂直和方位结构。未来的工作将集中在确定风的物理，热和电离结构，并探索控制风的形成和行为的机制。
2004-10-07 astro-ph
X-ray Variability and Period Determinations in the Eclipsing Polar DP Leo
对食磁激变双星DP Leo的ROSAT观测的分析提供了对白矮星表面软X射线发射区的起源、大小、温度、可变性和结构的限制。这些数据，当与先前的观测相结合时，显示出在吸积流对白矮星的影响位置每年大约2度的进展。对观测到的流位置漂移的一种解释是，次级上的磁活动周期产生了轨道周期振荡。这些振荡导致了一个在几乎同步的白矮星的旋转周期上下循环的轨道周期。对吸积流和X射线发射区进行了模拟，以拟合观测数据。还计算到系统的距离。[An在此更正了先前的预印本纸质版中包含的回旋加速器光度的错误值。]
1994-08-15 astro-ph
