High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: II. RS Car, V365 Car,] V436 Car, AP Cru, RR Cha, BI Ori, CM Phe and V522 Sgr
介绍了8颗暗弱激变变星的短时标光度性质。Nova Carinae 1895（RS Car）的光度调制为1.977 h，可能是轨道周期或超级驼峰周期。Nova Carinae 1948（V365 Car）显示闪烁，但任何轨道调制都有超过6小时的周期。类新星变星和X射线源V436 Car的轨道调制为P（orb）= 4.207 h，在2.67 h附近没有可探测的周期（这之前给了它一个可能的中间极地分类），矮新星振荡（DNOs）约为40 s。Nova Crucis 1936（AP Cru）在P（orb）= 5.12 h处具有双峰椭球调制，在1837 s处具有中间极性的稳定调制特征。Nova Chamaeleontis 1953（RR Cha）是一个P（orb）= 3.362 h的ecliping系统，但有时在3.271 h出现负超峰，在3.466 h出现正超峰。此外，它在1950年代有一个稳定的周期，具有中极性的特征. BI Ori是一颗矮新星，我们在静止和爆发时观察到，没有检测到任何轨道调制。CM Phe是一个新星样变量，我们确认Hoard，Wachter和Kim-Quijano（2001）的P（orb）= 6.454 h。我们已经确定了新星Saggitarii 1931（V522 Sgr）的残余，其闪烁源比先前提出的候选者（我们发现是不变的）暗约2.2等。
2002-04-29 astro-ph
CH Cygni II: Optical Flickering from an Unstable Disk
天鹅座CH在1963年开始产生快速、随机的光学变化，并开始共生活动。我们利用1997年到2000年之间这种闪烁的变化来诊断这段时间吸积盘的状态。在1998年的高态，B波段闪烁分量的亮度通常比1997年和2000年的低态高20倍以上。因此，产生闪烁的物理过程或区域也是1998年高态中大光通量增加的主要原因。假设天鹅座CH的快速、随机光学变化来自于吸积盘，就像激变变星一样，通过吸积盘的吸积速率的变化导致了1998年的明亮状态。根据Hinkle等人的星历表和Eyres等人的解释，所有闪烁都在1999年消失，当时吸积的WD被周期约为14年的红巨星所掩盖。我们没有发现任何证据表明天鹅座CH在高态或低态的光学发射中存在周期性或准周期性振荡，我们讨论了该系统的磁螺旋桨模型的影响。作为螺旋桨模型的一种替代方案，我们提出，天鹅座CH的活动是由吸积通过磁盘驱动的热粘性不稳定性，类似于不稳定性认为存在于矮新星和建议FU Ori前主序星和软X射线瞬变。
2002-11-04 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
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
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
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
Discovery of a new cataclysmic variable through optical variability and X-ray emission
目的：本文介绍了新激变变星（CV）1 RXS J092737.4-191529的发现观测，以及SY Vol的光谱和光度测量。描述了发现这两颗CV的选择技术，它对于寻找高爆发占空比的矮新星应该是有效的。研究方法：CV的两个非常常见的观测特征，即光学可变性和X射线发射，结合起来选择后续观测的目标。采用长缝光谱来鉴定样品中的CV。结果：以这种方式选择的三个对象中有两个是CV。其中一个是已知的矮新星SY-1000，而第二个系统1 RXS J092737.4-191529是一个新发现的。我们提出了中等分辨率的光谱，$UBVRI$的幅度，和高速测光这两个CV。1 RXS J092737.4-191529光变曲线的快速闪烁证实了该天体的质量传递双星性质;它可能是一颗在我们观测期间处于静止状态的矮新星。
2006-10-17 astro-ph
Roche tomography of cataclysmic variables: I. artefacts and techniques
Roche层析成像是一种用于对激变变星中充满Roche瓣的二级星进行成像的技术。为了正确解释Roche断层图像，必须确定重建中的特征是真实的，还是由于统计或系统误差。我们探讨了系统误差的影响，使用模拟数据集的重建，并表明，系统误差的最终重建，可以识别和纠正的特征失真的结果。此外，我们提出了一种使用蒙特卡罗自举算法估计断层重建统计误差的新方法，并表明该方法比根据误差线大小“抖动”数据点的蒙特卡罗方法可靠得多。
2001-01-29 astro-ph
Imaging the secondary stars in cataclysmic variables
在激变变星（CV）中的二次罗奇叶填充星是我们理解这类相互作用双星的起源、演化和行为的关键。我们回顾了CV中二级星的基本性质以及探测它们所需的观测和分析方法。然后，我们描述了各种天文层析成像技术，可用于映射的表面强度分布的第二颗星，最终在罗氏层析成像的详细解释。最后，我们总结了迄今为止取得的最重要的成果和未来的前景。
2000-09-01 astro-ph
FIRST J102347.6+003841: The First Radio-Selected Cataclysmic Variable
我们已经确定了1.4 GHz的射电源FIRST J102347.6+003841（以下简称FIRST J1023+0038）与以前未知的17等银河系激变变量（CV）。光谱类似于磁性（AM大力神型或DQ大力神型）CV。五个夜晚的光学CCD测光显示了从几分钟到几小时的时间尺度上的变化，以及快速的闪烁。对FIRST无线电测量数据的重新检查显示，无线电探测是基于单个6.6 mJy的耀斑;在另外两个场合，源低于~1 mJy的测量限值。其他几个磁性CV已知是可变射电源，这表明FIRST J1023+0038是这个类别的新成员（也是第一个基于无线电发射发现的CV）。然而，FIRST J1023+0038比其他无线电探测到的磁CV要暗几个光学星等。目前还不清楚，在第一次观测时，该源是否只是一个非常罕见和异常强烈的射电耀斑，或者真的是一个异常的射电发光CV;因此，进一步的观测是迫切的。
2002-08-20 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
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
Cataclysmic Variables and a New Class of Faint UV Stars in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出的证据表明，球状星团NGC 6397包含两个不同的中央集中的紫外亮恒星类。从HST/WFPC 2获得的U、B、V和I数据构建的色星等图显示了七颗比主序星的亮度更暗的紫外亮恒星，其中三颗先前被确定为激变变星（CV）。这些恒星的光变曲线显示出CV的“闪烁”特征，以及长期的变化。第四颗星被确定为CV候选者的基础上，其可变性和紫外线过剩。另外三颗紫外线明亮的恒星没有光度变化，并且具有B星的宽带颜色特征。这些不闪烁的紫外线恒星太暗了，不可能是延伸的水平分支恒星。我们认为它们可能是低质量的氦白矮星，当红巨星的演化被中断时形成，这是由于罗氏瓣溢出到双星上，或者是由于潮汐捕获双星中的共同包络相之后的包络喷射。或者，它们可能是非常低质量的核心燃烧氦的恒星。CV和新的暗UV星都强烈地集中在星团中心，以至于单靠2体弛豫的质量分离可能无法解释它们的分布。
1998-09-26 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
Photometry of the SW Sex-type nova-like BH Lyncis in high state
目的：我们提出了一个深食的SW Sex型新星的激变变星BH Lyn的光度学研究方法：时间分辨的V波段CCD测光获得了7个晚上之间的1999年和2004年。结果：我们确定了BH Lyn的11个新的食时，并得到了轨道周期为0.155875577（14）天的改进轨道星历。在观测期间，BH Lyn处于高态，V~15.5等，它呈现出约1.5等的深食，平均半通量全宽为0.0683（+/-0.0054）P_orb。日食的形状是高度可变的，甚至改变形式周期。这很可能是由于吸积盘表面亮度分布的变化，最有可能是由强烈的闪烁引起的。与时间有关的吸积盘自掩星或热点强度的变化也是可能的解释。在2000年的两次长周期观测中，观测到了周期约为0.145天的负超峰.通过倾斜吸积盘的存在，SW性别和负的超级驼峰现象之间可能存在的联系进行了讨论，并提出了一种方法来观测测试。
2007-04-10 astro-ph
The Nature of the Hard-X-Ray Emitting Symbiotic Star RT Cru
我们描述钱德拉高能量透射光栅光谱仪观测RT Cru，第一个新的子类的共生星，似乎包含白矮星（WD）能够产生硬X射线发射大于50千电子伏。这种硬X射线发射的产生在这个子类中的对象（其中还包括CD-57 3057，T CrB和CH Cyg）挑战了我们对吸积WD的理解。我们发现，0.3 - 8.0 keV的X射线光谱的RT克鲁发出的等压冷却流，在光学薄吸积盘边界层的一些矮新星。光谱拟合的参数证实了致密吸积体是WD，它们与WD是大质量的一致。我们检测到快速，随机的变化，从X射线发射低于4千电子伏。闪烁的变化和冷却流光谱的组合表明RT Cru很可能是通过盘吸积提供动力的。而最硬的X射线发射的激变变星是典型的磁吸积物，X射线通量调制在WD自旋周期，我们发现，从RT Cru的X射线发射不是脉冲。因此，RT克鲁没有证据表明磁通道吸积，符合我们的解释，钱德拉光谱来自吸积盘边界层。
2007-08-24 astro-ph
