The X-ray Spectra of Black Hole X-ray Novae in Quiescence as Measured by Chandra
本文介绍了黑洞X射线新星V404 Cyg、A0620-00、GRO J1655-40和XTE J1550-564在静止状态下的Chandra观测结果。它们的静态光谱可用斜率为$α\sim 2$的幂律模型拟合。虽然日冕（Raymond-Smith）模型也是统计上可接受的光谱表示，但这些模型的最佳拟合温度比活跃恒星日冕中的温度高$\sim 5$倍。这四个光谱的静止X射线新星都是一致的预期吸积通过对流为主的吸积流（ADAF）和不一致的预期从恒星日冕。静止状态下持续吸积的证据进一步加强了黑洞中存在事件视界的理由。A0620-00和GRO J1655-40都比以前的观测要暗，而天鹅座V404则更明亮，在几千秒内变化了2倍。对XTE J1550-564的X射线数据的重新分析表明，它的光度（像V404 Cyg和A0620-00一样）超过了日冕模型的最大预测值。所研究的四个源的0.3-7 keV亮度范围为$\sim 10^{30}-10^{33}$ erg/s。
2002-01-14 astro-ph
Far Ultraviolet Observations of the Dwarf Novae SS Aur and RU Peg in Quiescence
我们分析了两颗U型矮星新星SS Aur和RU Peg的远紫外分光探测器（FUSE）光谱，这两颗新星分别在它们最后一次爆发后28天和60天观测到。在这两个系统的FUSE光谱（905 - 1182）揭示了证据的基础吸积白矮星暴露在远紫外线。我们的理论模型网格产生了与FUSE光谱最佳拟合的光球，SS Aur的Teff=31，000 K，RU Peg的Teff=49，000 K。这项工作提供了两个以上的矮新星系统与已知的白矮星温度以上的周期差距，很少有人知道。在SS Aur中没有CIII（1175 A）吸收和高于太阳的N的高度表明SS Aur可能是一个额外的吸积白矮星，其表面C/N比来自CNO处理。对于RU Peg，建模的不确定性阻止了关于表面丰度和旋转速度的任何可靠结论。
2004-06-18 astro-ph
The Dwarf Novae During Quiescence
我们提出了一个合成的光谱分析，几乎整个FUV IUE档案的光谱DNe在或接近静止。我们已经检查了S/N允许分析的所有系统。该研究包括53个系统的所有DN亚型以上和以下的时期差距。使用光学厚吸积盘和恒星光球的合成光谱代码以及最佳可用距离测量或估计，对光谱进行了统一分析。我们提出了新确定的近似WD温度或上限和估计的吸积率。在周期间隙以下的DNe中的WDs的平均温度为~ 18，000 K。对于周期间隙以上的DNe中的WD，平均WD温度为~ 26，000 K。在本研究中，除了WD光球之外，还有一个通量分量，它在53%的静止DNe中贡献了FUV中通量的60%以上。我们发现，对于我们的样品中41%的DNe，WD光球提供>60%的FUV通量。仅从FUV估算的DNe样品在静止期的吸积率范围为10^-12 Msun/yr至10^-10 Msun/yr。几乎可以肯定，附加通量分量不是光学厚的吸积盘，因为根据盘不稳定性模型，盘在DN静止期应该是光学薄的，而且温度太低，不可能成为重要的FUV连续辐射源。在候选人的第二个组成部分的FUV光是静止的内盘，热赤道吸积带，和热旋转环。我们的研究的意义盘吸积物理和CV演化进行了讨论。
2006-02-06 astro-ph
FUV Spectroscopy of the Dwarf Novae SS Cygni and WX Hydri in Quiescence
我们目前的时间分辨FUV光谱的矮新星SS Cyg和WX Hyi在静止状态下使用霍普金斯紫外望远镜的天文-1和天文-2航天飞机任务和戈达德高分辨率摄谱仪的哈勃太空望远镜的观测。这两颗矮新星的特征是蓝色的连续谱，延伸到莱曼极限，被广泛的发射线打断，包括O VI，N V，Si IV和C IV的转换。WX Hyi的连续谱可以用物理上合理的模型参数的白矮星模型来拟合，但实际上两个系统都没有显示出明确的白矮星发射特征。天鹅座SS光谱的形状和通量不能与提供所有FUV连续通量的白矮星自洽地协调。组合白矮星/磁盘或白矮星/光学薄等离子体模型提高了拟合，但仍然没有给出物理上合理的模型参数的一个静止的矮新星。假设紫外线发射谱线是从圆盘上发出的，这些谱线的形状表明，在两个系统中，表面通量都大致为R^{-2}。与天鹅座SS中双峰线轮廓的拟合表明，FUV线形成区域集中在比光学线更靠近白矮星的位置，并且没有提供内盘中有洞的证据。虽然在我们所有的观测中，来自天鹅座SS的通量相对恒定，但在GHRS观测期间，WX Hyi表现出显着的变化。在WX Hyi，线和连续通量（与He II除外）高度相关，表明线和连续区域的形成机制之间的联系。
2005-05-18 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). Superhump Period Change Pattern in KS UMa and Other Dwarf Novae
我们报告广泛的测光的矮新星KS Uma整个2003年的超级爆发，直到平静。在超级爆发期间，这颗恒星显示出清晰的超级峰，平均周期为Psh = 0.070092（23）天。在超爆中期，周期以$\dot P/P = (21\pm12)\times 10^{-5}$的速率增加，后期以$\dot P/P = -(21\pm8)\times 10^{-5}$的速率减小。在超级爆发结束时，在最初的十几天的平静期间，这颗恒星显示出平均周期为0.06926（2）天的晚期超级峰。这种现象甚至在超级爆发开始后30天就被观察到了。在静止的恒星表现出准周期性的调制幅度达到0.5马格。在这个阶段观察到的最常见的结构是正弦波，其特征是周期约为0.1天。比较KS UMa和其他SU UMa星，我们得出结论，这组矮新星在超爆发的开始和结束时表现出减少的超峰周期，但在中间阶段增加的周期。
2003-06-13 astro-ph
First detection of the growing humps at the rapidly rising stage of dwarf novae AL Com and WZ Sge
我们报告的时间序列测光观测的超爆发的最早阶段的极端矮新星，AL Com和WZ Sge，开始于2001年5月后，6年的平静和2001年7月后，23年的平静，分别。我们在每个上升阶段都发现了“早期超级峰”的生长。我们的观测结果否定了WZ Sge星超爆发的物质传递不稳定性触发机制，并揭示了"早期超峰“与螺旋结构之间的某些联系，从而为”早期超峰“的起源提供了线索. ''
2001-11-22 astro-ph
On the origin of episodic accretion in Dwarf Novae
我们发现，处于静止状态的矮新星盘具有相当低的磁雷诺数，为10^3量级。磁化吸积盘的数值模拟表明，在这些条件下，磁流体动力学湍流和相关的角动量输运急剧减少。这可能是矮新星盘中幕式吸积的物理起源。如果是这样的话，标准的磁盘不稳定性模型需要修改。
1997-10-22 astro-ph
Delays in dwarf novae I: The case of SS Cygni
使用盘不稳定性模型和一个简单的，但物理上合理的模型的X射线，极端紫外线，紫外线和光发射的矮新星，我们调查观察到的上升到爆发在不同波长之间的时间滞后。我们发现，对于“正常”，即快速上升的爆发，有很好的协议之间的模型和观测提供的光盘被截断在几个白矮星半径在静止，和粘度参数α是~0.02在静止和~0.1在爆发。特别是，在光学和EUV上升之间以及爆发结束时增加的X射线通量是模型的自然结果。然而，我们无法解释在异常爆发中观察到的EUV延迟，因为标准α-处方形式的盘不稳定性模型无法产生这样的爆发。我们还发现，紫外线延迟是，相反，共同的信念，略长于由内而外的爆发，它不是一个很好的指标的爆发类型。
2003-09-25 astro-ph
Discovery of thirteen novae candidates in M87
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）对巨椭圆星系M87中的近紫外（NUV）瞬变源进行了13次正性鉴别。我们给出了一个有代表性的样品，我们得到这些瞬态的光变曲线，并根据他们的特点，我们确定他们作为经典新星候选人。我们得到了M87新星速率的一个硬下限，即每年64颗新星。我们的研究结果表明，对星系核的新星事件的频率增强。与喷流活动或现今球状星团的位置都没有发现相关性。
2006-11-27 astro-ph
Dwarf Novae with Newly Determined Parallaxes: Model Analyses of VY Aquari, RU Pegasi, and T Leonis
使用新确定的矮新星的爆发，我们推导出的VY Aqr，RU Peg和T狮子座和T狮子座在平静期间的爆发吸积率。两个短周期的矮新星，VY Aqr和T狮子座，表现出良好的协议，光学厚的稳态吸积盘的爆发，而RU Peg显示出显着偏离稳态盘。我们已经确定，白矮星T狮子座有T $_{eff} = 16,000 \pm 1000$ K，一个值符合长期压缩加热时，引力波排放驱动质量转移。狮子座T中的白矮星的温度与其他WZ Sge类矮星新星的温度范围相同。
2004-08-18 astro-ph
Chandra Observations of the Dwarf Nova WX Hyi in Quiescence
我们报告钱德拉观测的矮新星WX Hyi在宁静。X射线光谱显示出N、O、Mg、Ne、Si、S和Fe的强而窄的发射线。这些线所暗示的各种电离状态表明，辐射是在一个很宽的温度范围内产生的，从T ~ 10^6 K到T >~ 10^8 K。谱线诊断表明，大部分辐射来自一个非常密集的区域，n约为10^{13}-10 ^<$14} cm^{-3}。钱德拉的数据允许在静止的矮新星的X射线发射的文献中提出的特定模型的第一次测试。我们计算了一组模型的光谱，从热边界层，热沉降流的解决方案，X射线发射日冕。Hyi WX与其他观测到的矮新星的不同之处至少在于它具有更强的低温线，这证明很难用现有的模型来拟合，而且可能是一条非常强、很宽的O VII线，可能是在几× 10^3 km/s的风中产生的。由X射线推断的吸积率低于由紫外线推断的吸积率。高速物质抛射的存在可以解释这种差异，同时解释了宽O VII线的存在。如果这种解释是正确的，它将提供第一次探测到来自安静的矮新星的风。
2003-08-05 astro-ph
Chandra HETG Spectra of SS Cyg and U Gem in Quiescence and Outburst
本文给出并讨论了典型矮新星SS Cyg和U Gem在静止和爆发时的Chandra HETG谱。当天鹅座SS进入爆发时，它在硬X射线中变得更暗，并且在其相对线强度上显示出戏剧性的变化，而当U Gem进入爆发时，它在硬X射线中变得更亮，并且在其相对线强度上仅显示出微小的变化。在这两个系统中，爆发时的发射线变得明显更宽，表明高速气体的存在，要么在围绕白矮星的开普勒轨道上，要么从系统中向外流动。
2004-09-27 astro-ph
The complete set of ASCA X-ray observations of non-magnetic cataclysmic variables
我们提出了一套完整的34个ASCA观测的非磁性激变变量。计时分析揭示了大X射线通量变化的矮新星爆发（Z凸轮，SS Cyg和SU UMa）和轨道调制的高倾角系统（包括OY车，HT Cas，U宝石，T狮子座）。我们还发现了异常低的吸积率在静止期（大众Hyi和SS Cyg）的插曲。光谱分析揭示了广泛的温度分布在个别系统，与排放加权较低的温度在矮新星爆发。矮新星在爆发时需要超过星际吸收值，而在静止时则不需要。我们还发现了亚太阳丰度和最亮系统中X射线反射的证据。LS Peg、V426 Oph和EI UMa的X射线光谱与其余样品不同，所有三种样品均显示出候选X射线周期性。我们认为，他们应该被重新归类为中间极性。在V345 Pav的情况下，我们发现之前错误识别了X射线源。
2005-02-16 astro-ph
X-ray Spectral Variations of U Gem from Quiescence to Outburst
本文报道了在铀宝石的X射线谱中发现了一个高能成分，它可以在铀宝石的爆发过程中被观测到。我们用Chandra和XMM-牛顿观测比较了源的静止和爆发X射线谱。额外的成分可能是在爆发期间，从白矮星附近的光学薄等离子体发射的X射线从光学厚的边界层反射的结果。另一种可能的解释是，某些磁通道吸积可能发生在主震的赤道带上，类似于\citep{w2002}提出的中间极中的吸积。我们还发现了约73 mHz（$\sim$ 13.7 s）的时序结构。在RXTE观测中，类似于矮新星振荡（DNOs）。
2006-08-08 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
HR Lyrae (Nova Lyr 1919): from outburst to active quiescence
天琴座新星于1919年12月6日在哈佛大学天文台被发现，震级为6.5等。我们提出了一个光变曲线的基础上发表和档案观测这颗新星。这是一颗典型的快速新星，可能属于B型。下降时间为t2 = 31或47天，取决于所使用的方法，t3 = 97天。振幅至少为9.5级。根据我们的t2值，我们估计最大绝对星等为-6.9或-7.2（+或-1.1），最小为+2.3或+2.6（+或-1.1）。这颗恒星在不同的时间尺度上表现出亮度变化的活跃宁静。十年的视觉观测也揭示了恒星在15.4v左右的长周期，以及接近15.7v的其他周期。最后，我们指出，恒星的一些特点是类似的复发新星，并建议进一步监测未来的活动。
2007-01-25 astro-ph
HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the short-period dwarf nova EK TrA
我们提出了高分辨率的哈勃空间望远镜紫外光谱的矮新星EK TrA深静止。太空望远镜成像摄谱仪的数据显示了宽的Ly-alpha吸收轮廓，这是一个中等冷的白矮星的典型特征，被许多He，C，N和Si的宽发射线和一些窄吸收线覆盖，主要是CI和Si II。假设一颗白矮星的质量在0.3-1.4Msun范围内，我们得出EK-TrA中的主星Teff=17500- 23400 K;当正则质量为0.6Msun时，Teff= 18800 K。从窄的光球吸收谱线，我们测量了白矮星的自转速度，v*sin i=200 ± 100 km。尽管光球层白矮星的吸收光谱被发射线严重污染，无法对大气层的化学丰度进行详细的定量分析，但现有数据表明，丰度略低于太阳。STIS数据的高时间分辨率使我们能够将观测到的紫外线闪烁与发射线联系起来，这可能源于冷吸积盘上方的热光学薄日冕。
2001-06-01 astro-ph
Photometric Studies of New Southern SU UMa-type dwarf novae, FL Triangulum Australe and CTCV J0549-4921
本文报道了新发现的SU UMa型矮新星FL TrA和CTCV J 0549 -4921的时间分辨光学CCD测光。在2006年8月的爆发，我们检测到的超峰与FL TrA的周期为0.59897（11）天，澄清SU UMA系统的性质。在我们对FL TrA进行观测的第一个晚上，该物体没有显示出超级驼峰。这意味着超级驼峰的完全发展需要几天的时间。FL TrA的超峰周期变化图与一些WZ Sge星和短周期SU UMa型星的观测结果相似。这表明该系统与具有短轨道周期的WZ Sge星和SU Uma星密切相关。对于CTCV J 0549 -4921，平均超峰周期的候选值分别为0.083249（10）天和0.084257（8）天。由于缺乏观测，我们无法确定真正的超级峰周期，但后者是有利的。使用ASAS-3存档，结果表明该系统在过去6年中只显示了4次爆发。CTCV J 0549 -4921的爆发幅度相对较小，约为4.5 mag. One可能性是质量蒸发可能在平静期间发挥作用。
2008-04-19 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
Time-resolved spectroscopy and photometry of the dwarf nova FS Aurigae in quiescence
我们目前的非同时时间分辨光度和光谱观测的小研究矮新星FS Aur在静止的结果。FS Aur的光谱显示出强而宽的氢和HeI的发射线，以及较弱的HeII 4686和CIII/NIII混合物，类似于其他静止的矮新星。所有的发射线都是单峰的，但它们的形式随轨道相位而变化。未检测到来自新型次级的吸收线。根据氢线H $_β$和H $_γ$的径向速度测量，我们确定了最可几轨道周期P=0.059+-0.002。这一周期与Thorstensen等人（1996年）估计的0.0595+-0.0001非常吻合。另一方面，测光调制的周期比分光周期长，可以估计为3小时。需要在一个晚上更长的时间覆盖来解决这个问题。使用从氢和氦线的测量中获得的径向速度的半振幅以及一些经验和理论关系，我们限制了系统的基本参数：质量比q ≥ 0.22，第一质量M_1=0.34 - 0.46M_sun，第二质量M_2 ≤ 0.1M_sun，以及倾斜角i=51^{ \circ } - 65^{ \circ }。多普勒层析成像显示FS Aur的吸积盘中至少有两个明亮的区域。第一个较亮的光斑位于相位约为0.6的位置。第二个光斑位于第一个光斑的对面，占据了一个很大的面积，相位约为0.85 - 1.15。
2001-10-26 astro-ph
XMM-Newton observations of the dwarf nova YZ Cnc in quiescence
我们目前的结果从XMM观测的矮新星YZ Cnc在静止状态。我们已经进行了详细的时间序列分析所产生的光变曲线。不寻常的是，我们没有检测到任何轨道调制的紫外线，只有边缘的证据，X射线调制的这一时期。虽然有峰值的X射线周期图在小于5000秒的周期，我们把它们归因于红噪声的影响，并分配给他们使用一种新的方法的意义。UV和光学波段的可变性也可以被建模为系统中的非周期性可变性（红噪声）的结果。有证据表明，紫外线和X射线通量是反相关的时间延迟约100秒，与紫外线滞后于X射线发射。这种反相关性是有趣的，但只存在于两个场合，每个持续数千秒。X射线光谱显示出与其他矮新星相似的发射特征，并且使用多温度发射模型进行了很好的拟合。我们测量到一个相对较高的X射线光度，约为1.4x10^{32}尔格/秒，尽管这与低的双星倾角是一致的。最后，我们发现了在拟合的Fe K线能量中可能存在-1200 km/s蓝移的证据，这可能表明在这个低倾角系统中存在外流。
2004-03-08 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
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
Compressional Heating of Accreting White Dwarfs in CV's
近年来，人们在静止期观测到了几个矮新星（DN）系统，此时吸积速率较低，可以直接探测到WD光球。观察到WD在DN爆发后从高有效温度冷却到较低有效温度（T_eff），这被认为是WD内部深处的热状态的指示。Sion认为，这种静态亮度最可能的能量来源是WD内部的重力压缩，它使原本寒冷的WD恢复到更热的状态。我们正在进行WD的压缩加热的理论研究，延伸到非常低的时间平均吸积率，<Mdot>~10^{-11}M_sun/yr，适用于后转向CV（“TOADS”）。在这些温度下，核燃烧是不稳定<Mdot>的，因此我们在整个经典新星极限循环中，考虑了WD的周期性加热和冷却。除了自洽地找到作为循环期间的函数的T_eff的范围<Mdot>之外，我们还自洽地找到点火质量。将这些理论质量与观测到的喷射质量进行比较，将告诉我们CV中的WD质量是长期增加还是减少。我们关闭我们的结果进行比较，静态DN的积累的意见，并作出预测的颜色低<Mdot>CV的静止，适用于搜索微弱的CV在外地和银河系球状星团。
2001-12-12 astro-ph
The 2003/2004 superoutburst of SDSS J013701.06-091234.9
本文报道了2003年12月至2004年1月发生的SU UMa型矮新星SDSS J013701.06-091234.9超爆发的时间分辨测光。得到的光变曲线明确地显示出周期为0.056686（12）d的超级峰，这是迄今观测到的SU UMa型矮新星中最短的超级峰周期之一。考虑到静态测光研究，我们估计分数超峰过剩为0.024。Szkody等人（2003年）的光谱观测提供了TiO带的证据，尽管轨道周期很短，这意味着该系统有一颗发光的二级恒星。我们利用2 MASS档案绘制了一颗SU UMa型矮新星在静止期的色-色图，揭示了该恒星在色-色图中的位置偏离了总的趋势。利用经验周期-绝对星等关系和自行，我们粗略估计到该系统的距离为300 ${\pm}$ 80 pc。
2005-10-27 astro-ph
The First Direct Spectroscopic Detection of a White Dwarf Primary in an AM CVn System
我们报告的合成光谱分析的结果哈勃STIS光谱的AMCVn型激变变量CP Eri时，系统处于静止状态。FUV光谱最适合氦占主导的混合成分（DBAZ）白矮星，Teff=17，000 K +/-1000 K，log g=8，He丰度约为太阳的1000倍，H丰度约为太阳的0.1倍，金属丰度Z约为太阳的0.05倍，V sin i = 400 km/s。这是第一个直接检测到的初级白矮星在任何AM CVn和表面丰度和旋转速率的白矮星主要是第一次被报道的AM CVn系统。模型预测的距离约为1000 pc。使用纯He光球或富He吸积盘的光谱拟合明显不太成功。根据我们的FUV光谱的分析，CP Eri似乎包含一个混合成分DBAZ白矮星，其金属丰度使其与其他两个AM Cvn恒星分开，这两个恒星在静止时被观察到，并且金属贫乏。这种分析导致AM CVn系统的进化通道的影响进行了讨论。
2006-02-06 astro-ph
1993 Superoutburst of LL Andromedae
本文介绍了LL和1993年爆发期间的时间分辨CCD测光。观测结果表明存在周期为0.05697（3）d的超峰。这个周期是富氢矮新星中最小的周期之一。虽然LL And被认为是WZ Sge型矮新星，但我们的新分析表明，它的爆发幅度（~5等）和爆发持续时间（9+/-2天）比典型的WZ Sge型矮新星小得多。我们怀疑LL And的异常爆发性质可能是通过假设静止时存在一个“漏盘”来解释的，这一假设最初是为了解释原型WZ Sge型爆发而提出的。结合最近提出的轨道周期，发现分数超峰过剩为3.5（1）%，这对于这个短周期系统来说是非常大的。LL And可能是一个填补进化轨道空白的天体，最近有人提出用进化的质量供体来解释不寻常的超紧双星。
2003-10-22 astro-ph
Composite Accretion Disk and White Dwarf Photosphere Analyses of the FUSE and HST Observations of EY Cygni
利用\emph{combined}高重力光球和吸积盘模型以及模型吸积带，探讨了矮新星EY Cyg静止期FUSE和HST STIS远紫外光谱的起源。最适合天鹅座EY的FUSE加HST STIS光谱的单温白矮星模型具有T $_{eff} = 24,000$ K，log $g = 9.0$，Si丰度为0.1 x太阳，C丰度为0.2 x太阳，但距离只有301 pc。最佳拟合的复合模型包括白矮星与T $_{eff} = 22,000$ K，日志$g = 9$，加上一个吸积带与T $_{belt} = 36,000$ K覆盖27%的白矮星表面与V $_{belt} sin i = 2000$ km/s。吸积带贡献了63%的FUV光，较冷的白矮星纬度贡献了37%。该拟合产生351 pc的距离，其在我们采用的450 pc的距离的100 pc内。天鹅座EY有非常弱的C {PDMATHAMT iv}发射和非常强的N {PDMATHAMT v}发射，这是大多数静止矮新星的典型特征。我们还进行了EY天鹅座的周围环境的形态学研究，使用直接成像在狭窄的星云过滤器从地面望远镜。我们报告可能探测到与天鹅座EY有关的星云物质^M。显然是大的N {\scv}/C {\sc IV}发射比的可能起源进行了讨论的背景下，新星爆炸，污染的第二颗星和吸积的新星丰度丰富的物质通过吸积盘回到白矮星或作为一个后代的前体二进制幸存下来…
2004-07-26 astro-ph
Measuring White Dwarf Accretion Rates via their Effective Temperatures
我们先前对吸积包层对下面的白矮星（WD）热状态的影响进行了理论研究，得出了WD以= 10^-11 - 10^-8 Msun/yr的平均速率吸积时的平衡核心温度、经典新星点火质量和热光度<Mdot>。这些<Mdot>都适用于P_orb <~ 7 hr的激变变星（CV）中的WDs，其中许多以矮新星的形式零星地增生。在静止状态下，当吸积速率低到足以进行WD光球光谱探测和T_eff测量时，已经观测到了大约30颗矮星新星。我们用我们的理论工作来翻译到本地的时间平均吸积率的测量T_eff的，确认的因素十下降的<Mdot>预测CV的，因为他们过境的周期间隙。当DN低于周期间隙时，我们证明了<Mdot>如果DN仅由引力辐射损失给出，则WD质量大于0.8 Msun。另一个结论是，质量接近0.6 Msun，<Mdot>比引力辐射损失的预期大3-4倍。在任何一种情况下，P_orb < 2小时的CV子集的T_eff足够低，使它们成为非径向的双折射器，这是非常合理的，正如van Zyl和合作者在GW Lib中发现的那样。
2003-09-06 astro-ph
Low heat conduction in white dwarf boundary layers?
Chandra和XMM-Newton观测到的静止矮新星的X射线谱提供了关于它们吸积的白矮星的边界层的新信息。观测和模型的比较，使我们能够提取的吸积层中的热导率的估计，并得出相关的物理过程的结论。我们计算了稠密的热边界层的结构，在重力和冷却下形成的白矮星表面的气体吸积从热稀薄ADAF型日冕流入。获得的密度和温度分布使我们能够计算出发射的X射线辐射的强度和光谱。它们强烈地依赖于热导率和质量吸积率的值。我们将我们的模型应用于矮新星系统VW Hyi，并将不同热导率值的预测光谱与观测光谱进行比较。我们发现一个显着的偏差的所有值的热导率是一个相当大的分数的斯皮策电导率。然而，当电导率约为斯皮策值的1%时，出现良好的拟合。这似乎也适用于其他处于静止状态的矮新星系统。我们比较这个结果与其他天体物理情况下的热传导。边界层中的热传导率的高度降低需要垂直于温度梯度的磁场。定位它们的起源在从热ADAF型日冕流的磁场吸积，我们发现，这些领域的动力学效应将导致空间间歇性的，本地化的吸积几何在白矮星表面。
2008-03-13 astro-ph
V4140 Sgr: a short period dwarf nova with a peculiar behavior
本文报道了1991 - 2001年V4140星的CCD测光时间序列。分析表明，该天体在1992年爆发后一直在下降，2001年再次爆发。业余天文学家收集的历史光变曲线显示，低振幅（1-2等）爆发持续5-10天，每80-90天重复一次，证实了它的矮新星性质。我们得出一个爆发下降的时间尺度为1.2天等$^{-1}$。日食映射技术被应用到静止和爆发的数据，以获得吸积盘表面亮度图。通过与用于限制与疏散星团的距离的方法类似的方法获得$d = 170 \pm 30$ pc的距离。从这个距离，光盘径向亮度温度分布确定。在静态光盘的温度变化从$6 000$ K在内部区域的$3 000$ K附近的外部光盘和平坦的比$T \propto r^{-{3/4}}$法律的光学厚稳态光盘。爆发主要发生在中间和外部盘区域的亮度显着增加。在爆发期间，盘的温度在所有盘半径处保持在临界有效温度$T_{\rm crit}$以下。静止期和爆发期的径向温度分布与其他轨道周期相近的矮新星有明显的不同。这些结果不能在椎间盘不稳定模型的框架内解释。我们认为V4140 Sgr的小振幅爆发是由次级星的质量传递速率增强引起的。
2005-03-22 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
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXII. 1RXS J232953.9+062814
我们报道了1 RXS J232953.9+062814的测光，这是一颗最近发现的矮新星，轨道周期非常短，为64.2分钟。在静止时，恒星的光变曲线是一个双正弦曲线，这是由充满罗氏瓣的次级波的“椭圆形”畸变引起的。在超级爆发期间，一般超级峰的发育周期比P_orb长3-4%。这表明质量比M_2/M_1=0.19+-0.02，在如此紧凑的双星中，这是一个令人惊讶的大值。这意味着这颗次级星的密度比其他短周期矮新星的密度高2-3倍，这表明在演化的共同包层阶段之前，次级星被氢燃烧所富集。我们估计i=50 ± 5 deg，M_1=0.63（+0.12，-0.09）M_sol，M_2=0.12（+0.03，-0.02）M_sol，R_2=0.121（+0.010，-0.007）R_sol，与双星的距离为180 ± 40 pc。
2002-04-08 astro-ph
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- V. Results from an extensive survey
我们观测了13颗激变变星的矮新星振荡（DNOs）、长周期矮新星振荡（lpDNOs）和准周期振荡（QPOs）。在六个系统WW Cet，BP CrA，BR Lup，HP Nor，AG Hya和V1193 Ori中，首次检测到快速的准相干振荡。对于所讨论的其余系统，除了已知的快速振荡之外，我们还观察到了更多种类的振荡，或者以前未知的振荡行为方面。RU Peg中的QPO周期在从爆发下降的十个晚上内变化了84%-这是迄今为止观察到的QPO周期的最大演变。一个周期光度关系类似的关系，长期以来一直被称为适用于DNO的lpDNO在X狮子座发现，这是第一个明确的情况下，lpDNO的频率标度与吸积光度。WX Hyi和V893 Sco被添加到在静止时显示振荡的矮新星的小名单中。
2006-01-24 astro-ph
Possibility of a White Dwarf as the Accreting Compact Star in CI Cam (= XTE J0421+560)
我们目前的结果ASCA观测的二进制CI凸轮在静止和爆发，以确定其中央吸积对象。CICam的静止谱由软硬两部分组成，在2- 3 keV附近有明显的分离。一个大的等效宽度的铁Ka发射线更倾向于一个光学薄的热等离子体发射模型的非热幂律模型的硬组件，这有利于一个白矮星作为吸积对象，因为光学薄的热硬X射线发射是一个共同的特点之间的激变变量（双星包括吸积白矮星）。爆发光谱，另一方面，是由一个硬组件表示的多温度光学薄的热等离子体发射和一个独立的软X射线组件，出现在1千电子伏以下间歇性的衰减光变曲线的硬组件。软组分的光谱由温度为0.07-0.12keV的黑体很好地表示，黑体上覆盖着与高电离氧有关的几个K边。这与高达~ 1 E38 erg/s的光度一起类似于超软源（SSS）。在硬X射线波段的爆发之后，出现了软黑体成分，这使我们想起了最近对爆发中的新星的观测。因此，我们假定CI Cam的爆发是一颗新星的爆发，并利用光学衰变时间与绝对星等的关系，得到CI Cam的距离为5- 17 kpc。这与最近估计的光学波段5- 9 kpc的距离非常吻合。所有这些来自爆发数据的结果都倾向于CI Cam的中心天体是白矮星。
2003-10-21 astro-ph
Magnetically moderated outbursts of WZ Sagittae
我们认为，WZ Sge吸积盘的粘性参数的静态值可能为alpha_{cold} ~0.01，与其它矮新星的alpha_{cold}的估计值一致。假设WZ Sge中的白矮星是磁性的，我们表明，在静止状态下，靠近白矮星的物质可以被推进到更大的半径，耗尽内部的吸积盘。因此，螺旋桨具有稳定内盘并允许外盘积聚质量的作用。WZ Sge的爆发，然后调节（磁性决定）的外盘的表面密度在半径接近潮汐极限的演变。数值模型证实，复发时间可以显着延长，以这种方式。由于外盘半径被迫超过潮汐（3：1共振）半径，因此预计爆发是超级爆发。大，静止的磁盘预计是巨大的，并能够提供观测到的质量吸积率在爆发。我们预测，白矮星自旋的长期演化将包括一个长周期的自旋上升和自旋下降阶段。
2006-11-07 astro-ph
The accreting white dwarfs in BW Scl, BC UMa and SW UMa
利用哈勃空间望远镜/空间望远镜成像光谱仪对短周期矮新星BW Scl、BC UMa和SW UMa进行了观测。在这三个系统中，白矮星是远紫外线通量的主要来源，尽管在BC UMa和SW UMa中，一个额外的连续分量分别贡献了1400 A通量的约10%和约20%。用详细的白矮星模型谱拟合数据，我们确定了有效温度为14800 ± 900 K（BW Scl），15200 ± 1000 K（BC Uma）和13900 ± 900 K（SW Uma）。BC UMa和SW UMa中的额外连续分量同样可以用黑体或幂律来描述，这可能分别与来自热点或光学薄吸积盘（或在较冷的光学厚盘顶部的光学薄层）的发射有关。模拟STIS光谱中检测到的窄金属线，导致所有三个系统的碳，氧和硅的亚太阳丰度，也表明铝的大量超太阳丰度。窄的吸收线轮廓意味着低的白矮星自转速率，三颗白矮星的vsin（i）<= 300 km/s。SW UMa是唯一一个在远紫外范围内表现出显著短期变化的系统，这主要与观测到的发射线有关。
2005-04-18 astro-ph
The Low State Temperature Distribution and First Chemical Abundances of White Dwarfs in Polars
在武仙座AM系统（极星）的低光学亮度状态时，吸积已经下降到一个非常低的值，基本的磁白矮星光球可以模拟没有复杂的热韧致辐射和回旋辐射的发光吸积柱。远紫外光谱可以用高重力太阳合成光球来模拟。通过这种方式，我提出了新的温度和第一个化学丰度估计的白矮星在三个选定的极地从IUE NEWSIPS档案。对于V834 Cen中的白矮星，Teff = 16，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.5太阳能，对于BY Cam，Teff = 17，000 K，Si/H = 0.1，C/H = 5太阳能，对于RX J1313-32，Teff = 22，000 K，Si/H = 0.1太阳能，C/H = 0.1太阳能。对已知温度在周期间隙上下的24颗极星中的白矮星的温度分布与静止期矮新星中的白矮星温度分布进行了比较。在这两种情况下，磁极中的磁性白矮星都比非磁性的要冷得多。对于所有的CV白矮星，无论是磁性的还是非磁性的，Teff <12，500 K，91%的物体（11个中的10个）都是极磁性的。这表明极区白矮星的长期吸积加热和冷却效应不同于非磁盘吸积体的长期吸积效应。
2004-10-01 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD photometry of active dwarf nova DI UMa
我们报告的光度行为的分析DI UMa，一个非常活跃的矮新星。观测活动（于2007年完成）涵盖了五次超级爆发和四次正常爆发。我们检查了系统的主要参数，以了解DI UMa和其他活跃的灾难性变量的特性。基于精确的光度测量、时间光变曲线行为、O-C分析和功率谱分析，我们研究了系统的物理参数。我们发现超级周期的周期现在等于31.45 +/-0.3天。在超爆发期间的观测推断超峰的周期为Psh = 0.055318（11）天（79.66 ± 0.02分钟）。在静止期，光变曲线显示出周期P_orb = 0.054579（6）天（78.59 +/- 0.01分钟）的调制，我们将其解释为双星系统的轨道周期。获得的值使我们能够确定1.35% +/-0.02%的分数周期超出，这是令人惊讶的小相比，矮新星的通常值（2%-5%）。详细的O-C分析进行了最全面的覆盖面的两个超级爆发。在这两种情况下，我们都检测到超级峰周期的增加，平均速率为dot_P/P_sh = 4.4（1.0）*10^{-5}。基于这些测量，我们确认DI Uma可能是一个周期弹跳者，一个很久以前达到其周期最小值的旧系统，有一个成为简并棕矮星的次级系统，整个系统现在朝着更长的周期发展。DI Uma是一个非常有趣的对象，因为我们只知道一个更活跃的ER Uma星具有类似的特征（IX Dra）。
2009-03-12 astro-ph
