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
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
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 in Cataclysmic Variable stars
我们认为吸积到白矮星的激变变量有关的新星爆发，矮新星爆发，冬眠和非径向振荡。
2003-10-09 astro-ph
Evidence for a substellar secondary in the magnetic cataclysmic binary EF Eridani
短周期极性EF波江座（Porb=81 min）的低态分光光度法发现该系统在V=18.0时没有伴星的痕迹（Wheatley和Ramsay 1998）。我们表明，缺乏这样的光谱特征意味着，同伴的白矮星在EF Eri有一个光谱类型晚于M9，是一个过渡对象的边缘氢燃烧或褐矮星。光学低态谱表明白矮星的温度为Teff=9500 ± 500 K。这是激变变星中最冷的白矮星之一，意味着冷却年龄t_cool>= 10 e9 yrs，或者是以引力辐射给出的速率进行的吸积加热。该系统的年龄很大，排除了一颗温暖的棕矮星作为伴星。EF Eri要么刚刚通过了激变变星的最小周期，要么已经开始从一颗旧的褐矮星次级恒星进行质量转移。
2000-01-11 astro-ph
X-ray Spectroscopy of Cataclysmic Variables
在激变变星中，白矮星的吸积产生高温、高密度的等离子体。它们通过韧致辐射连续体和K和L壳线发射从kT冷却到10 keV。白矮星周围的小体积意味着等离子体密度要比，例如，恒星日冕，可能超出了现有模型的范围。我将描述潜在的诊断的温度，密度，和X射线发射等离子体的CV的光学深度，并提出最近的钱德拉光栅光谱的磁性CV V1223 Sgr作为一个例子。
2001-12-03 astro-ph
The Nonradially-Pulsating Primary of the Cataclysmic Variable GW Librae
矮新星GW Librae是第一个在白矮星不稳定带中发现的具有主要成分的激变变星，使其成为第一个已知的多模式，非径向脉动恒星吸积。镶嵌在炽热明亮的吸积盘中的CV的原色很难直接研究。因此，将星震学技术应用于天秤座GW可以让我们前所未有地看到一颗经历了约10^9年吸积的白矮星。然而，吸积白矮星的特性可能与单一脉动白矮星的特性有很大的不同，以至于白矮星脉动的标准模型对它的研究无效。本文介绍了在1997年，1998年和2001年进行的一系列观测活动的GW自由基的振幅谱。我们发现，占主导地位的脉动模式集群在650，370和230秒附近的周期，这也出现在线性组合彼此。GW Lib的脉动频谱在几个月的时间尺度上是非常不稳定的，并且在频率上显示出非常接近的信号群，间隔在几个微赫兹的数量级。
2004-01-22 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
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
Formation and evolution of compact binaries with an accreting white dwarf in globular clusters
致密恒星系统中致密双星的数量受恒星间频繁的动力学相互作用及其与恒星演化的相互作用的强烈影响。在这方面的贡献，我们认为这些影响的双星与白矮星吸积，特别是激变变量和AM CVns。我们研究哪些过程可以成功地导致创建这样的X射线双星。使用数值模拟，我们确定主要的形成渠道和预测的可检测系统的预期数量。我们还讨论了为什么激变变量的分布有一个较弱的依赖于集群密度比静态低质量X射线双星的分布，为什么矮新星爆发可能不会发生之间的球状星团激变变量。
2004-12-21 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
Why there are no jets from cataclysmic variable stars
我们认为，最近的热模型的年轻恒星物体的喷气发动机，当应用到系统包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有喷流在激变变星。热发射是可能的，当吸积材料强烈冲击由于大梯度的物理量在边界层（或在内部边界的截断盘），然后冷却的时间尺度长于其喷出时间从磁盘。在我们的理论框架中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。利用激波形成和物质抛射的判据，我们发现吸积白矮星的质量吸积速率约为10^{-6} Mo/y，这解释了激变变星中没有喷流，而在其它白矮星吸积系统中（如超软X射线源、共生星和经典新星）却存在喷流的原因.
2004-10-03 astro-ph
Late evolution of cataclysmic variables: the loss of AM Her systems
AM-Her系统中的白矮星具有强磁性，通过与次级恒星的磁耦合而与轨道保持同步自转。当后者通过质量损失演化成一颗冷的、简并的褐矮星时，它不再能维持自己的磁场，耦合也就失去了。角动量吸积，然后旋转了白矮星和系统不再出现作为一个AM她的系统。可能的后果是失控的质量转移和质量喷射从系统。一些不寻常的激变变星系统在低轨道周期可能是这种演变的结果。
1999-07-14 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
A Far Ultraviolet Archival Study of Cataclysmic Variables: I. FUSE and HST/STIS Spectra of the Exposed White Dwarf in Dwarf Nova Systems
本文综合分析了静止期期间5颗矮新星的远紫外光谱探测器（FUSE）和哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）光谱。我们使用我们的合成光谱代码，包括选项的氢准分子卫星线（低温恒星大气），NLTE近似（高温恒星大气）的治疗，并为一个系统（RU Peg），我们模型的星际介质（ISM）的分子和原子氢线。在这里介绍的所有系统中，FUV通量连续体是由于WD。这些光谱还表现出一些宽的发射线。在这项工作中，我们确认了一些以前的FUV分析结果，但我们也提出了新的结果。对于4个系统，我们结合了FUSE和STIS光谱，以覆盖更大的波长范围并改善光谱拟合。这项工作是我们更广泛的HST档案研究计划的一部分，在该计划中，我们的目标是通过结合FUSE和HST FUV光谱，为周期间隙以上和以下的灾难变量提供准确的系统参数。
2008-02-14 astro-ph
Far-Ultraviolet Observations of the Globular Cluster NGC 2808 Revisited: Blue Stragglers, White Dwarfs and Cataclysmic Variables
利用哈勃空间望远镜对球状星团NGC 2808进行了远紫外观测。这些数据首先由布朗和同事分析，重点是该星团中明亮的蓝色水平分支（HB）恒星。在这里，我们的重点是人口较暗的FUV源，其中包括白矮星（WD），蓝离散星（BS）和激变变量（CV）。因此，我们构建了NGC 2808的最深FUV-NUV色星等图，并寻找我们的FUV源之间的变化。总的来说，我们已经找到了。40 WD，约60 BS和大约。60个CV候选人;其中三个BS和两个CV候选人是可变的。我们还在NGC 2808的核心发现了一颗已知的天琴座RR型恒星，它具有巨大的质量（约100000）。4 mag）FUV可变性。我们研究了径向分布，发现我们的CV和BS候选人比HB和WD候选人更集中。这可能是质量分离的影响，但也可能是由于在致密的星团核心中优先形成这种动态形成的物体。对于我们的CV候选人之一，我们在Piotto及其同事发表的WFPC 2光学数据中找到了对应的数据。
2005-04-29 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
Models of the Accretion Spots in Magnetic Cataclysmic Variables
在过去的十年里，吸积磁白矮星上近极吸积斑的结构在理论和观测上都得到了大量的研究。对于低质量通量的情况（通常称为轰击情况）和在白矮星光球层上方产生强激波的较高质量通量的情况，都有详细的处理方法。对于深埋在光球层中的激波，目前还没有一般的处理方法。我回顾了理论基础，提出了一些理论的应用，并在短时间内讨论了仍然需要解决的开放问题。
2003-02-12 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
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
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
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
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
QPOs in Cataclysmic Variables and in X-ray Binaries
最近由Warner和Woudt报道的矮新星振荡（DNOs）的观测显示出频率漂移，倍周期和1：2：3谐波结构，可以理解为圆盘振荡，由白矮星或其赤道层的自旋频率扰动激发。在黑洞低质量X射线二进制（LMXB）的瞬态在2：3的频率比类似的准周期盘振荡没有显示出频率漂移的证据，并对应于两个独立的模式，由内部共振激发的盘振荡。就像在白矮星DNO中没有广义相对论的作用一样，也不需要引用恒星表面或磁场效应来解释黑洞QPO。
2005-07-29 astro-ph
The absence of jets in cataclysmic variable stars
我们表明，最近开发的热模型，成功地描述了如何推出年轻的恒星物体的喷气机，当应用到系统中包含盘吸积白矮星自然解释，否则令人惊讶的没有在激变变星的喷气机。我们的主要论点使用的热模型的关键要素，即吸积的材料是强烈的冲击，由于大梯度的物理量的边界层，然后冷却的时间尺度长于其喷出的时间从磁盘。在我们的设想中，磁场很弱，只起到在离源很远的地方使外流加速的作用，或者引发激波，而不是作为喷流驱动剂。在该模型中使用两个标准，对于激波的形成和对于质量的喷射，我们发现质量吸积率，高于该质量吸积率，喷流可以从年轻的恒星物体和白矮星周围的吸积盘吹出。我们发现年轻天体和白矮星的吸积质量速率分别为~10^{-7} Mo/yr和~10^{-6} Mo/yr。考虑到模型的不确定性，这些限值可能会高估临界值约10倍。
2004-04-14 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
Magnetic Accretion Onto White Dwarfs
讨论了磁场对激变变星中白矮星吸积过程的影响。除了极星或AM-Her天体外，现代技术无法直接在CV中测量磁场的强度。但越来越多的证据表明，大多数根据观测特征分类的激变变星都受到吸积白矮星的磁场的影响。在这里，我们讨论了传统上被认为是非磁性的CV的大部分，并审查的属性，可以最好地解释由磁吸积过程。
2004-12-09 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
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 spin periods and magnetic moments of white dwarfs in magnetic cataclysmic variables
我们用磁吸积模型研究了激变变星的转动平衡。数值模拟的结果表明，在P_spin / P_orb与μ_1平面之间存在一个参数空间范围，在这个范围内，转动平衡发生.这使我们能够计算描述作为P_spin / P_orb的函数的磁CV的分布的理论直方图。我们表明，这与所观察到的分布，假设系统的数量作为白矮星磁矩的函数分布近似根据N（mu_1）d mu_1成比例的1/mu_1 d mu_1。旋转平衡也使我们能够推断出所有已知中间极的磁矩的近似值。我们预测，mu_1 > 5 × 10^33 G cm ^3和P_orb > 3 h的中间极将演化为极，而mu_1 < 5 × 10^33 G cm ^3和P_orb > 3 h的中间极将演化为低场强极，（据推测）不可观测，可能是EUV发射器，或者，如果它们的场被高吸积率所掩埋，一旦它们的磁场在质量吸积率降低时重新出现，就演变成常规的极。我们推测，EX Hya类系统可能具有低的磁场强度强度，因此避免同步。最后，我们注意到，我们所研究的平衡对应于各种不同类型的吸积流，包括小P_spin / P_orb值时的盘状吸积，中等P_spin / P_orb值时的流状吸积，以及高P_spin / P_orb值时从白矮星罗氏瓣外缘的环供给的吸积。
2004-06-16 astro-ph
Propeller activated resonances and the fate of short period cataclysmic variables
我们表明，弱磁螺旋桨和吸积盘共振的组合可以有效地停止吸积在短周期激变变量的大部分寿命。这可能有助于解释激变变星短周期轨道周期分布的观测值与预测值之间的差异。轨道共振导致圆盘变得偏心，使物质落回供体恒星或系统之外。快速旋转的主星上的弱磁场将盘状物质向外推动，使其能够获得这些共振。数值计算和解析计算表明，这种状态可以存在很长时间（~10^11年）。这是因为磁螺旋桨只需要保持进入共振，而不是将物质推出洛希瓣，因此自旋下降的时间尺度比经典螺旋桨模型长得多。
2006-08-22 astro-ph
BF Eridani: a cataclysmic variable with a massive white dwarf and an evolved secondary
我们提出了高分辨率和中等分辨率的光谱观测的激变变量BF Eri在其低和明亮的状态。该系统的轨道周期为0.270881（3）天。通过中性金属MgI、FeI和CaI的吸收线，可以清楚地看到第二颗恒星。其光谱类型为K ~ 3 +-0.5。对次级的径向速度研究得出的半振幅为K_2=182.5+-0.9 km/s。根据H α和H β发射线的翼运动，得到白矮星的径向速度半振幅为K_1=74 ± 3 km/s。根据这些参数，我们得到BF Eri的次级恒星是一颗质量为0.50-0.59 Msun的演化恒星，其大小比相同质量的零龄主序星大30%左右。我们还表明，BF Eri包含一个大质量的白矮星（M1>1.23 Msun），使我们能够考虑作为一个SN Ia祖系统。BF Eri还显示出高伽玛速度（伽玛=-94 km/s）和大量的自行。根据我们对系统距离的估计（d~700+-200 pc），这对应于相对于静止的动力学局部标准的~350 km/s的空间速度。重复爆发的新星与不对称的信封喷射的累积效应可能解释了系统的高空间速度。我们分析了BF Eri的爆发行为，并对目前将该系统归类为矮新星提出了质疑。我们认为BF Eri可能是一颗古老的新星，表现出“发育不良”的爆发。
2008-01-07 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
XSS J00564+4548 and IGR J00234+6141 -- new cataclysmic variables from RXTE and INTEGRAL all sky surveys
本文介绍了对RXTE和INTEGRAL全天空巡天观测中的两个X射线源XSS J 00564 +4548和IGR J 00234 +6141的光学鉴别结果。利用俄罗斯-土耳其1.5米望远镜（RTT 150）的光学数据和SWIFT X射线观测，我们证明这些源很可能是中间极，即具有吸积白矮星的双星系统，其磁场不很强（<~10 MG）。发现了480 s和570 s的光辐射周期振荡，我们认为这些周期很可能对应于这些系统中白矮星的自转周期。计划在RTT 150进行的进一步光学观测将允许更详细地研究这些系统的参数。
2006-03-27 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
X-ray observations of 4 Draconis: symbiotic binary or cataclysmic triple?
我们提出的第一个X射线观测的天龙座4系统，包括一个M3 III巨星与热紫外线同伴。有人声称这颗伴星本身就是一个AM Her-type双星系统，这对激变变星的演化有很强的限制。我们发现天龙座4的X射线性质与吸积白矮星的存在是一致的，但与AM Her系统的存在是不一致的。因此，我们的结论是，4 Dra最有可能是一个共生双星，包含一个白矮星吸积物质的红巨星的风。4 Dra的X射线光谱有时被部分电离的光电吸收所控制，这可能是由于红巨星的风。我们注意到，对这种系统的X射线监测将提供一个强大的探测器的风和质量损失率的巨人，并将允许风吸积模型的详细测试。
2003-09-15 astro-ph
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
Periodicities in ASCA X-ray observations of Non-Magnetic Cataclysmic Variables
我们对ASCA观测到的非磁性激变变量进行了彻底的分析，并发现了三个目标的可能周期：WW Cet，EI UMa和IX Vel。这些现象可能是由位于吸积盘中心的白矮星的旋转引起的，也可能是由内部吸积盘中密度波的发展引起的。
2001-11-06 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
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
The Helium-Rich Cataclysmic Variable ES Ceti
我们报道了2001-2004年期间对富氦激变变星鲸鱼座ES的测光研究。这颗恒星稳定在V ~ 17.0，光变曲线以620 s的单一周期为主，在3年的基线上保持可测量的恒定。大量的证据表明，这是潜在双星的真实轨道周期，而不是最初假设的“超级驼峰”。我们报告了GALEX紫外星等，它建立了一个非常蓝的通量分布（F_nu ~ nu ^1.3），因此有很大的热辐射修正。其他证据（非常强的He II 4686发射，以及ROSAT在软X射线中的探测）也表明了一个强的EUV源，与氦-大气模型的比较表明温度为130+-10 kK。对于350 pc的距离，我们估计光度为（0.8-1.7）x10^34 erg/s，得到质量吸积速率为（2-4）x10^-9 M_sol/yr，并假设质量吸积速率为0.7 M_sol的白矮星。这似乎与预期的白矮星在10分钟的双星系统中相互绕轨道运行的情况差不多，假设质量传递是由引力辐射损失提供动力的。我们估计了其他富氦激变变星的平均吸积率，发现它们也遵循预期的M-dot ~ P_o^-5关系。有一些证据（缺乏超级驼峰，以及发光区域的小表观尺寸）表明，ESCet中的质量转移流直接撞击白矮星，而不是循环形成吸积盘。
2004-12-02 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
T Pyxidis: The First Cataclysmic Variable with a Collimated Jet
我们提出了第一个观测证据的准直射流在一个激变的变量系统，经常性的新星T Pyxeurs。光谱显示双极组件的H $α$与速度$\sim 1400 km/s$，非常相似的超软X射线源和SS 433中观察到的。我们认为，在超软X射线源和T Pyx（除了一个吸积盘线程由垂直磁场）的射流形成的一个关键成分，是存在的核燃烧的表面上的白矮星。
1997-04-30 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
XMM-Newton Observations of the Cataclysmic Variable GW Lib
XMM-牛顿观测的吸积，脉动白矮星在静止的矮新星GW天秤座进行，以确定是否非径向脉动存在于以前的紫外线和光学数据影响X射线发射。非径向脉动在同步光学监测器数据中很明显，但在脉动幅度上限为0.092 mags的X射线中未检测到。最适合X射线光谱的是低温扩散气体模型或多温度冷却流模型，具有强的OVIII线，类似于其他短周期矮新星，但温度范围低于正常短周期矮新星。缺乏脉动和光谱可能表明边界层没有延伸到白矮星的表面。
2007-06-22 astro-ph
Observations of the Magnetic Cataclysmic Variable VV Puppis with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
我们提出的第一个远紫外（FUV）观测的磁激变变量VV船尾座，获得远紫外光谱探测器卫星。此外，我们已经获得了同时地基光学光度观测的VV Pup在部分FUV观测。FUV和光学光变曲线的形状彼此一致，并与过去在光学，极紫外和X射线波长的观测结果一致。在VV Pup的轨道部分时间分辨的FUV光谱时，吸积磁极的白矮星可以看出，表现出越来越多的连续性水平的吸积点变得更加直接可见。光谱中最突出的特征是O VI 1031.9A，1037.6A发射线。我们解释的背景下，在吸积漏斗附近的白矮星表面的形状和速度的变化，这些线的起源。T > 90，000 K的黑体函数提供了对VV Pup的FUV光谱能量分布的充分拟合。
2002-06-27 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
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
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
Optical identification of a new cataclysmic variable from integral all sky survey: IGR J08390--4833
我们用光学方法鉴别了最近发现的一个积分源IGR J 08390 - 4833，它有一个激变变星，即双星系统中的吸积白矮星。光谱显示出上升的蓝色连续谱，以及Balmer和HeII发射线。对光源的光变曲线的分析表明，在一个小时的时间尺度上存在明显的内在变化，尽管我们并不认为这种变化是周期性的。因此，我们还不能将对象分类到特定的CV子类中。
2008-10-08 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
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
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
