FITDisk: A Cataclysmic Variable Accretion Disk Demonstration Tool
我们提出的软件工具FITDisk，我们的平滑粒子流体动力学激变吸积盘研究代码的预编译二进制Windows GUI版本。激变变星是双星系统，其中一个致密的恒星残骸，通常是白矮星，通过吸积盘从主序星下部的伴星上剥离质量。典型的圆盘是系统中最亮的部分，因为等离子体在主白矮星的引力阱中螺旋下降时被急剧加热。最短周期的系统可以显示由次级恒星的旋转潮汐场驱动的盘“超级驼峰”振荡。FITDisk使用全三维流体力学计算对这些吸积盘现象进行建模，并且数据可以在计算或存储到硬盘驱动器中时可视化，以便稍后以快速帧速率回放。仿真使用OpenGL图形可视化，并且可以交互地改变视角。模拟系统的伪光变曲线可以与相关的傅立叶振幅谱一起绘制。FITDisk可从www.astro.fit.edu/cv/fitdisk.html免费下载。
2005-11-29 astro-ph
Disc-Magnetosphere interactions in Cataclysmic Variable Stars
我回顾，从观测的角度来看，在激变变星的吸积盘与磁场的相互作用。我开始与系统的吸积流通过流，并讨论的情况下，流形成吸积盘，指向恒星接近这一转变。然后，我转向圆盘馈电系统，讨论我们所知道的关于物质如何穿过场线的知识，这是从白矮星上的吸积足迹模式推断出来的。我讨论是否扭曲的磁力线有关的吸积扭矩和不断变化的自旋周期的白矮星。我还回顾了盘不稳定爆发对盘-磁层相互作用的影响。最后，我讨论了临时的，发电机驱动的磁层认为发生在矮新星爆发，以及是否缓慢移动的波被激发在光盘的内部边缘。
2007-12-15 astro-ph
An HST parallax of the distant cataclysmic variable V1223 Sgr, its system parameters, and accretion rate
利用哈勃空间望远镜精制导敏感器，我们测量了亮激变变星1223 Sgr的三角视差。绝对视差为pi（abs）= 1.96+-0.18mas，使V1223 Sgr成为具有良好三角视差的最远CV。这个距离，一个Lutz-Kelker修正，和先前测量的消光产生一个绝对的视觉高态星等Mv=4.0+-0.2。我们概述了一个模型，这是与观察到的自旋下降的白矮星，并提供了大部分的UV/光发射的混响的X射线。根据以前的X射线和紫外/光学数据，我们得到了它的吸积光度Lacc=（2.6 ± 0.8）μ e ~（34）erg/s，质量为M_1=0.93 ± 0.12 μ m的白矮星，吸积速率dot M=（1.4 ± 0.3）μ e ~（17）g/s。
2004-02-24 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
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
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
Tomographic Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables - Flickering and Wind
连续谱和发射线闪烁都是与质量吸积过程直接相关的现象。在这项工作中，我们模拟吸积盘多普勒地图，包括风和闪烁的耀斑的影响。计算了合成闪烁多普勒图，并探讨了闪烁参数对合成闪烁多普勒图的影响。喷流和风出现在许多存在吸积盘的天体中。在激变变星（CV）中通常不存在喷流，但有证据表明许多物体的质量会因风而损失。CV是研究吸积盘进而研究与这些盘相关的风的理想对象。我们还提出了模拟的吸积盘，包括存在的风与轨道相位分辨率。得到了光学区的合成H-α谱线轮廓，并计算了相应的多普勒图。并探讨了风场模拟参数对风廓线的影响。从这项研究中，我们验证了光学粗线和/或发射扩散材料进入主罗氏瓣是必要的，以产生单峰线的轮廓，经常看到的CV。这些影响的未来会计解释多普勒断层扫描重建。
2007-11-22 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
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
Tomographic simulations of accretion disks in Cataclysmic Variables - flickering and wind
激变变星（CV）是一种紧密的双星系统，其中质量通过吸积盘从红矮星转移到白矮星。闪烁被观察到的随机变化，在发射的辐射中的连续和发射线轮廓。我们的模拟的主要目标是比较合成多普勒地图与观测的，旨在约束闪烁特性和风参数。开发了一个代码，生成合成的发射线轮廓的几何薄和光学厚的吸积盘。模拟允许我们包括耀斑在一个特定的磁盘区域。发射谱线耀斑可以在任意的“确定”时间上积分，产生合成谱线轮廓。闪烁多普勒地图创建使用这样的合成时间序列。还实现了罗氏瓣内风的存在。考虑到谱线中的辐射转移效应，以重现在新星样CV中常见的单峰谱线轮廓。
2006-06-12 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
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
The effect of two-temperature post-shock accretion flow on the linear polarization pulse in magnetic cataclysmic variables
在足够高的质量流率或足够弱的磁场下，磁激变变星（mCV）的激波后吸积区域中的电子和离子的温度将相等。在较低的质量流率下或在较强的磁场中，有效的回旋加速器冷却将比电子冷却离子更快地冷却电子，并且将产生双温度流。在这里，我们调查的差异，预计从mCV后冲击吸积柱建模与一个和两个温度的流体动力学极化辐射。在一个具有一个吸积区、磁场>~30 MG和比质量流率~0.5 g/cm/cm/s的mCV模型中，随着系统的相对一般的几何取向，我们发现在紫外区每个双星轨道可以预期单个线性偏振脉冲或每个双星轨道可以预期两个脉冲，这取决于模拟的吸积柱流体动力学结构（一个或两个温度）。在物理流为双温度的条件下，从单温度模型预测两个脉冲的单个吸积区域预测每个轨道一个脉冲。强度光变曲线表现出类似的脉冲行为，但有一个和两个温度模型的圆偏振预测之间的差异很小。这种差异表明，它是重要的，以模拟一些方面的双温流在间接成像程序，如斯托克斯成像，特别是在边缘的扩展吸积区域，比质量流量低，特别是紫外线数据。
2008-08-05 astro-ph
A precise HST parallax of the cataclysmic variable EX Hydrae, its system parameters, and accretion rate
利用HST精密制导传感器，我们测量了激变变星长蛇座EX（π =15.50+-0.29mas）的高精度天文视差。从波长积分的吸积诱导能流，我们导出了EX Hya的静态吸积光度Lacc =（2.6+-0.6 x10 e ~（32）erg.静态吸积速率为Mdot=（6.2 - 1.5）× 10 e-11（M1/0.5Msun）^（-1.61）Msun/yr。时间平均的吸积率，其中包括一个小的校正罕见的爆发，是6%以上。利用最近两个分量的径向速度测量结果和其它观测和理论约束条件，讨论了EXHya的系统参数，推导出M_1 =0.4-0.7Msun，M_2 =0.07-0.10Msun，i=76.0deg-77.6deg。我们的结论是，次级是unmassed，overlightning，并扩大了相同质量的ZAMS恒星。在M1的上限附近，白矮星的吸积速率与由于引力辐射引起的近平衡角动量损失以及从轨道到白矮星自旋的角动量转移所引起的吸积速率相一致。在质量下限附近，相应较高的吸积率要求除了引力辐射之外还有一个额外的角动量损失过程，或者吸积发生在近绝热的时间尺度上。后一种可能性意味着EX Hya正处于高质量转移的瞬态阶段，并伴随着白矮星的自旋上升。
2003-09-19 astro-ph
Doppler tomography of Cataclysmic Variables
对激变变星的研究，特别是对它们的吸积盘在不同亮度状态下的演化的研究，在很大程度上得益于间接成像技术的使用。我报告的最新成果，从多普勒层析成像的CV集中主要是自2000年在布鲁塞尔举行的Astrotomography会议发表的结果。重点是在一些CV的吸积盘中发现的螺旋结构，这些结构在整个静止和爆发的演变，以及我们在更多的系统中寻找它们。
2004-01-09 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
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
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
Compton Scattering of Fe K alpha Lines in Magnetic Cataclysmic Variables
在磁激变变星（mCV）中，X射线在吸积柱体流中的康普顿散射可以显著地改变光子能量。我们提出了蒙特卡罗模拟的基础上的非线性算法演示康普顿散射的影响H-，He-和中性Fe K α线产生的激波后区域的吸积柱。考虑了激波后流中光子的峰值线发射率，并考虑了由于多普勒效应引起的频移。我们发现，线轮廓是最扭曲的康普顿散射效应在强磁化mCV与低白矮星质量和高质量吸积率，并在一个倾斜的角度来看，相对于吸积柱。所得到的线轮廓对倾斜角度最敏感。我们还探讨了修改吸积柱宽度和使用一个现实的发射率配置文件的影响。我们发现，这些并没有产生显着的整体效果线轮廓。我们的模拟线光谱与高分辨率钱德拉/HETGS观测的mCV GK每一个比较表明，翼功能redward的6.4千电子伏线可能会导致康普顿反冲附近的基地的吸积柱。
2007-04-12 astro-ph
Iron Kalpha line widths in magnetic cataclysmic variables
根据最近的一份报告，AO PSC有广泛的铁K α发射线，我们已经看了15个磁激变变量的ASCA光谱。我们发现，一半的系统有Kalpha线加宽~200 eV，而其余的有窄线。我们认为，多普勒效应是不足以解释这一发现，并提出的线起源于吸积柱的边缘的光学厚度，康普顿散射的共振捕获线光子拓宽了配置文件。我们认为，扩大是一个有价值的诊断条件的吸积柱。
1998-02-03 astro-ph
A Laboratory for Magnetized Accretion Disk Model: Ultraviolet and X-ray Emission from Cataclysmic Variable GK Persei
我们分析了激变变星GKPer在最大光照下的紫外光谱。在这个系统中平坦的紫外光谱需要一个截断的内吸积盘和一个异常平坦的径向温度分布。任何非磁性稳态或非稳态磁盘模型都不能满足这一要求。我们考虑一个磁化的吸积盘模型来解释紫外光谱。关于白矮星自旋和可能的准周期振荡的现有数据限制了磁场$B_{*}$和盘吸积率${\dot M}$，使它们处于一个定义明确的自旋平衡条件$({\dot M}/10^{17} ~ g ~ s^{-1}) \sim 100(B_{*}/10^7G)^2$。我们对圆盘上的磁矩的自洽处理使圆盘截断半径以外的温度分布得到了近似的估计。这种修改后的温度分布太陡，无法解释合理场强的紫外光谱。X射线加热是GK Per中磁加热的合理替代方案。我们估计，在爆发时，盘截获了$\sim$ 5%的吸积能量，导致盘的额外光度为$\sim$ 5- 10 $L_{\odot}$ .光学厚盘的模型光谱太蓝，无法与观测结果相匹配。具有光学薄的X射线加热电晕的光学厚盘的UV光谱类似于观察到的光谱。在爆发期间观测到的X射线光度表明是${\dot M}<10^{18} ~ g ~ s^{-1}$，比解释紫外线光度所需的光度低10倍。沿着吸积柱向内流动的物质上的辐射阻力降低了激波温度，并降低了X射线亮度。大部分的吸积能量然后以极紫外线波长辐射。
1997-04-28 astro-ph
The Intermediate Polar EI UMa: A Pre-Polar Cataclysmic Variable
我们目前的光学和X射线时间序列测光的EI UMa，揭示调制在746和770秒，我们解释为白矮星自旋和自旋轨道边带。这些检测，结合以前的X射线研究，建立EI UMa作为一个中间极性。我们估计质量吸积速率约为3.6 x 10^{17} g/s^{-1}，这接近甚至可能大于临界速率，超过这个速率矮新星不稳定性就会被抑制。我们还估计白矮星有一个大的磁矩μ>（3.4 +/- 0.2）x 10^{33} G cm ^3。高质量的吸积率和磁矩意味着吸积环的存在，而不是一个磁盘，以及相对较长的轨道周期，这些都表明EI UMa是一个罕见的前极激变变星的例子。
2008-02-24 astro-ph
On the orbital period distribution of cataclysmic variables
使用最新汇编的激变变星轨道周期的里特和科尔布，我们反对Verbunt的结论，周期差距是不显着的新星类变量。我们还讨论了VY Scl星与矮新星的关系。
1998-02-03 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables
我给出了一个概述的丰富的现象学矮新星振荡（DNOs）和准周期振荡（QPOs）观察到的激变变星（CV）。对这些快速亮度调制（3 - >1000 s时间尺度）的有利解释是，它们本质上是磁性的-对于DNO，来自内部吸积盘的磁通道吸积，对于QPO，可能是盘中的磁激发行波。有越来越多的证据表明，磁场方面，延伸到低场的强场（极）和中等强度场（中间极）CV的众所周知的属性。结果是，几乎所有的CV都显示出它们的白矮星主星上存在磁场--尽管对许多CV来说，吸积过程本身可能局部增强了内禀磁场。在X射线双星中看到的QPO有许多平行的行为，高频率和低频率的X射线QPO分别类似于CV中的DNO和QPO。
2003-12-06 astro-ph
The EUV and X-ray Emission of Nonmagnetic Cataclysmic Variables
最近的结果，并讨论了关于EUV和X射线发射的射电激变变量。重点是高吸积率系统（新星变星和矮新星的爆发），和观测和吸积盘和白矮星表面之间的边界层的理论之间的一些明显的差异。讨论了EUV和X射线光变曲线，矮新星振荡，光谱，新的和以前未发表的结果SS天鹅座和OY车。
1997-09-11 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
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
Infrared Properties of Cataclysmic Variables from 2MASS: Results from the 2nd Incremental Data Release
由于吸积产生的光度主导了大多数激变变星的辐射能量，它们“传统上”主要在短波长下被观测到。对激变变星的红外观测有助于了解系统中预计会在这些波长下辐射的关键组成部分，如冷的外盘、吸积流和次级恒星。我们已经编制了位于2微米全天巡天（2 MASS）第二次增量数据发布的天空覆盖范围内的所有激变变量的J，H和Ks测光。该数据包括251个系统，这些系统具有可靠识别的近红外对应物，并且在三个近红外波段中的一个或多个波段中具有S/N > 10的光度测定。
2001-09-21 astro-ph
Discovery of Two New Faint Cataclysmic Variables
我们报告两个新的微弱激变变星的发现。这些天体是从两次不同的成像调查中选出的候选天体，目的是发现这种微弱的系统。一项调查使用颜色和可变性，而另一项调查使用颜色和H $_α$发射作为选择标准。我们给出了这两个新变量的谱，并讨论了它们的性质。讨论了这些发现对暗弱激变变星空间密度的影响。
2002-10-18 astro-ph
Dynamic X-ray spectra of Chandra cataclysmic variables
本文提出了与能量有关的能谱概念，并将其应用于激变变星的X射线动力学谱分析。使用这种技术，我们可以研究在不同的能量范围内的变化的性质。
2004-09-30 astro-ph
The implications of disc instabilities on cataclysmic variable structure and evolution
应用热粘性盘不稳定性模型到各类激变变星时，常常需要截断吸积盘。我认为，在大多数情况下，这种内部截断必须是由于白矮星的磁场。
2004-02-09 astro-ph
On the evidence for brown-dwarf secondary stars in cataclysmic variables
我们提出的K波段光谱的激变变量LL和，获得使用NIRSPEC上的NIRK-II。该光谱没有显示出Howell & Ciardi（2001）观测到的吸收特征的证据，这些作者曾利用这些特征声称在LL And中探测到了一颗棕矮星。根据我们的新数据，我们回顾了棕矮星二级恒星在这个和其他灾难性的变量的证据。
2002-11-21 astro-ph
A Synthetic Spectrum and Light Curve Analysis of the Cataclysmic Variable IX Velorum
通过对激变变星IX Velorum的FUSE和STIS谱的综合分析，成功地建立了一个系统模型。K波段测光的光合成分析表明，吸积盘边缘在重力平衡值之外垂直延伸。
2007-03-15 astro-ph
Floquet analysis of disk instabilities and superhumps in Cataclysmic Variables
这篇论文经过了深入的审查和完全重写。
2010-03-23 astro-ph
X-Ray Beaming due to Resonance Scattering in the Accretion Column of Magnetic Cataclysmic Variables
ASCA从几个银河系致密天体（包括AX J2315-0592、RX J1802.1+1804和AX J1842.8-0423）中发现了非常强的电离铁发射线，其等效宽度达到约4000 eV。这些天体被认为是含有磁化白矮星（WD）的双星系统。强Fe-K线的一个可能的解释是WD吸积柱中的线光子准直，由于线光子的共振散射。当吸积柱具有平坦形状时，准直发生，并且该效果被那里的垂直速度梯度增强，这减少了沿着磁场线的共振光子的共振捕获。该效应用蒙特卡罗模拟定量地证实。此外，通过ASCA对极星V834半人马座的观测，这种准直效应被清楚地检测到，作为Fe-K发射线等效宽度的旋转调制。上述极强的发射线可以通过我们的解释一致地解释。结合该效应和其它X射线信息，确定了吸积柱的几何结构和等离子体参数。
2001-07-25 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
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
Detailed Mid- and Far-Ultraviolet Model Spectra for Accretion Disks in Cataclysmic Binaries
我们提出了一个大网格的计算远，中紫外光谱（850埃至2000埃）的集成光从稳态吸积盘在发光激变变量。这些光谱以0.25埃的间隔制成表格，采用的FWHM分辨率为1.0埃，因此它们适用于各种现代空间观测站的观测光谱。考虑了26种不同的白矮星质量M（wd）和质量吸积率dM/dt的组合，给出了6种不同盘倾角的谱。在平面平行近似下，假设LTE和垂直流体静力平衡，通过同时求解辐射转移、流体静力平衡和能量平衡方程，自洽地计算圆盘模型。来自外部来源的辐射被忽略。考虑到从元素1-28（H到Ni）的线跃迁，计算盘环的局部光谱。在计算积分圆盘光谱时，考虑了边缘暗化、多普勒展宽和谱线混合等因素。讨论了模型的辐射特性，包括紫外辐射通量和颜色对M（wd），dM/dt和i的依赖关系。光盘光谱的外观示出，关于在相同的三个参数的变化。最后，可能的未来改进目前的模型和光谱进行了讨论。合成光谱可通过FTP作为机器可读ASCII文件获得。
1998-06-30 astro-ph
An Illustration of Modeling Cataclysmic Variables: HST, FUSE, SDSS Spectra of SDSSJ080908.39+381406.2
我们使用FUSE，HST和SDSS光谱的激变变量SDSSJ0809来说明程序的计算和测试系统模型。我们的最终模型有一个吸积盘的温度分布类似的SW Sextantis轮廓确定断层重建。
2006-12-22 astro-ph
X-rays from Cataclysmic Variables
激变变星是一类独特的相互作用双星，它将质量从施主星转移到简并的吸积星，即白矮星。在这里，我们回顾这些系统的X射线观测，在过去的十年中取得了一些重点。
2003-08-19 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
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
On the new short orbital period cataclysmic variable Halpha0242-2802
我们目前的结果，从我们的相位分辨光谱的新确定的激变变量Halpha 0242 -2802。Halpha 0242 -2802是从英国施密特Halpha-R波段的一次深度巡天中发现的一个候选激变变星。虽然最初的光谱学揭示了一个光谱非常相似的著名的短轨道周期系统WZ Sge，我们的数据分析表明，这是不是这样的。Halpha 0242 -28在吸积盘结构和轨道周期上都不同于WZ Sge。特别是Halpha 0242 -28似乎是一个尚未达到轨道周期最小值的系统。
2005-06-13 astro-ph
Observations of the cataclysmic variable SDSS J081321.91+452809.4
我们在2008年4月对SDSS J081321.91+452809.4的首次爆发的观测表明，这个激变变星是一颗矮新星。爆发的振幅至少为3.1等，爆发似乎相当短暂，大约3天，快速下降到0.73等/天的平静。
2008-12-12 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
Dynamical Formation of Close Binaries in Globular Clusters II: Cataclysmic Variables
我们回答了长期存在的问题，即生产机制是负责的激变变量（CV）在球状星团。争论的范围从主要是原始的存在到后来在近距离恒星相遇中动力学形成的重大贡献。我们的结论是，一个均匀的{ \it钱德拉}数据集的全面分析的基础上，大多数的CV球状星团有一个动力学的起源。
2006-05-02 astro-ph
Some updates on the role of Magnetic Fields in Cataclysmic Variables
在这篇回顾性的演讲中，我将介绍一些最近的进展，以了解磁场在灾变变星中所扮演的角色。我讨论了最近的DNO-QPO统一模型;磁盘磁层边界;软黑体成分和MCV中X射线光谱的性质的一些问题; SW性星是否是磁性的，最后我提到FS Aur和HS 2331 +3905的怪异行为。
2004-02-04 astro-ph
EUVE Observations of Nonmagnetic Cataclysmic Variables
本文总结了EUVE在研究高吸积率超新星的边界层辐射方面的贡献，特别是对矮新星SS Cyg、U Gem、VW Hyi和OY Car的研究。我们讨论了矮新星爆发的光学和EUV光变曲线，SS Cyg的EUV通量的准相干振荡，矮新星的EUV光谱，以及激变变量的EUV观测的未来。
2001-09-07 astro-ph
Infrared Properties of Cataclysmic Variables in the 2MASS All Sky Data Release
我们从我们的近红外（J，H，和Ks）测光分析的结果，所有的灾难性的变量从唐斯等人（2001年）的目录中检测到的（最终）所有的天空数据发布从两微米全天巡天（2MASS）。
2004-09-28 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
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
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
Cataclysmic Variables
激变变星是一种双星，其中一颗相对正常的恒星将质量转移给它的致密伴星。这种相互作用产生了丰富的行为，其中最引人注目的是给类命名的爆发。新星属于这一类，还有不太为人所知的矮新星和磁系统。新星从核反应中获取能量，而矮新星则依靠重力来驱动较小的爆发。所有不同类别的激变变量可以容纳在一个单一的框架，本文将描述的框架，审查的主要类型的系统的属性和讨论的爆发和长期演化的模型。
2007-01-23 astro-ph
