HST/STIS UV Spectroscopy of Two Quiescent X-ray Novae: A0620-00 and Centaurus X-4
1998年我们对两颗X射线新星（也称为软X射线瞬变）A0620 - 00和Cen X-4进行了紫外光谱观测。这些双星系统在所有方面都是相似的，除了前者包含一个黑洞，后者包含一个中子星。一个UV光谱（1700 - 3100 A）的背景下，先前公布的UV/光学和X射线数据的每个系统的静态。黑洞A0620 - 00的非恒星连续光谱在3500 A附近有一个显著的紫外/光学峰。相比之下，中子星Cen X-4的光谱没有峰值，并且在整个紫外/光学波段上随频率稳步上升。在光学上，这两个系统是互补发光的。然而，黑洞A0620 - 00在1700 A处的亮度大约低6倍，在X射线波段的亮度大约低40倍。根据平流主导的吸积流模型讨论了A0620 - 00的宽带谱。
1999-11-08 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
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
The cataclysmic variable CW 1045+525: a secondary-dominated dwarf nova?
本文介绍激变变星CW 1045+525的光谱和光度观测结果。光谱和光度曲线都显示出K5 V-M0 V次级的强烈贡献。通过测量次级吸收线的径向速度，得到了轨道周期P_orb = 0.271278（1）d。次级的周期和光谱类型表明距离为350 - 700 pc。有证据表明，额外的来源线和连续发射，但没有直接证据的吸积盘。我们讨论了几种方案的CW 1045+525的性质的基础上，我们的研究结果，发现矮新星分类的最可能的，虽然不完全令人满意，解释所观察到的特征。
2001-10-18 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
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
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
Cataclysmic and Close Binaries in Star Clusters. V. Erupting Dwarf Novae, Faint Blue Stars, X-ray sources, and the Classical Nova in the Core of M80
长期以来，人们一直预测在球状星团中存在大量激变变星（CV），但在球状星团中已知的绝对确定的星团CV数量仍然少于10个。HST和钱德拉观测者最近在几个人口稠密的球状星团中发现了几十个灾变变星候选者。这些候选人的确认和表征是极其困难的，因此确定明确的简历仍然很重要。我们已经搜索了致密球状星团M80的所有档案HST图像，以寻找爆发的矮新星（DN），并检查十年前首次发现的两个非常蓝色的物体的爆发行为。在8个搜索纪元中发现了两个新的爆发矮新星，使M80成为爆发DN的记录保持者。M80中静止的经典新星在几分钟到几年的时间尺度上变化不超过十分之几个星等，而一个类似的暗淡的蓝色物体也有类似的变化。模拟和完全性检验表明，M80中最多有3个类SS Cyg的爆发型DN和9个类U Gem的DN。要么这个非常密集的星团包含的CV比理论预测的少一个数量级，要么大多数M80 CV都非常微弱和/或像WZ Sge一样很少喷发。我们已经探测到了一个由54个天体组成的序列，它们与主序星平行，并且在主序星的蓝色方向上有十分之几个星等，这些蓝色天体比主序星更加集中，但不像蓝色离散星那样集中。我们认为这些天体是白矮星-红矮星双星，有些是M80的暗CV星群。
2005-08-18 astro-ph
Two X-Ray Bright Cataclysmic Variables with Unusual Activities: GZ Cnc and NSV 10934
我们报告在两颗X射线亮矮星新星中发现了意想不到的活动。与以往的低爆发频率记录相比，2002年GZ Cnc出现了异常的爆发聚集现象。活动类似于在一些中间极性或候选者中看到的增加的活动。我们确定NSV 10934是一颗X射线选择的高振幅变星，是一颗衰退异常迅速的矮新星。NSV 10934的爆发特征使其成为最近发现的具有矮新星型爆发的中极（HT Cam）的孪生子。我们认为，这些活动在X射线强矮新星可能是以前被忽视的表现，在磁激变变量的爆发活动。
2002-10-01 astro-ph
Theoretical orbital period distributions of cataclysmic variables above the period gap: effects of circumbinary disks
本文研究了轨道周期大于2.75小时的周期隙上缘以上系统在环双星盘影响下的非磁性激变变星的总体演化。对于一个分数质量输入率到磁盘，对应于3e-4的质量传递速率，模型系统表现出反弹的轨道周期大于2.75小时。模拟结果表明：（1）某些系统在其整个生命周期内都可以作为矮新星型系统存在;（2）矮新星型系统随着环双星盘质量的增加，其质量转移速率增加，可以演化为类新星系统;（3）类新星系统在其反弹后演化到更长的轨道周期时，可以演化回矮新星系统。在这些子类中，类新星激变变星是寻找波长大于10微米的环双星盘的最佳候选者。我们的人口合成模型的理论轨道周期分布是在合理的符合合并人口的矮新星和类新星系统以上的周期差距，这表明可能性，系统与未发展的捐助者不需要脱离和发展的周期差距以下的中断磁制动模型。由此产生的人口进一步揭示了可能存在的系统与小质量比（一个属性的系统表现出在长轨道周期的超级驼峰现象）和O/Ne/Mg白矮星的偏好在矮新星系统相比，新星样系统。观察偏差占不同人群的重要性进行了检查，它表明，这些影响的理解是必要的，以面对理论分布与观察到的一个有意义的方式。（节略）
2006-11-17 astro-ph
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- VI. Spin rates, propellering, and coherence
我们研究发表的观测矮新星振荡（DNOs）的爆发的上升和下降，并表明它们的变化率是在合理的协议与预测的磁吸积模型。我们发现在几个矮新星爆发的后期阶段推进的证据，如EUVE通量的减少和DNO周期的快速增加所示。在TY PsA中观察到的DNO的再分析，其中有特别大的振幅，表明在后期下降的明显损失的相干性更好地描述为两个附近的周期之间的定期切换。部分原因是这一点以及某些系统中的快速减速使得DNO更难被检测到。我们认为，28.95秒的周期性WZ Sge，这一直是一个谜，是由加热区域的光盘，只是超出了共转半径，这是一个后果的主要和气体之间的磁耦合吸积盘。这导致了一个可能的新的解释“较长的周期DNOs”（lpDNOs）通常观察到矮新星和新星样变量。
2007-10-26 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
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
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: I. Observations of VW Hyi
从VW Hyi的存档和最近的高速测光中，我们发现矮新星振荡（DNOs）偶尔存在于整个爆发过程中，从最大的14.06 s周期演变到爆发结束时的> 40 s。周期的增长相对缓慢，然后是快速增长和随后的下降。准周期振荡（QPO）以数百秒的周期出现。第一次，QPO周期的演变被认为是，稳定增加的最后下降的爆发。偶尔存在的两个DNO，分开的QPO频率的频率，建议再加工的旋转DNO光束的“墙”旋转在光盘中的QPO周期。
2002-02-23 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
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
Kilo-Second Quasi-Periodic Oscillations in the Cataclysmic Variable DW Cancri
我们的光度监测显示，DW Cnc，这是最初被归类为矮新星（V=15- 17.5），保持在一个明亮的状态Rc=14.68+/-0.07 61天。结合缺乏强He II发射线的光谱，我们提出该物体不是矮新星，而是非磁性的类新星变星。在我们的监测过程中，该对象表现出强烈的准周期振荡（QPOs），振幅达到约0.3兆。我们的周期分析产生了一个功率谱，有两个峰值的QPOs，其中心周期为37.5+/-0.1和73.4+/-0.4分钟，此外，在频率低于QPOs的显着功率。DW Cnc是一个独特的激变变星，其中连续61天检测到了千秒QPO。我们提出了两种可能的解释DW Cnc：（i）一个永久的superhumper富氢激变变量的周期最小值以下。(ii)一个类似新星的变星，其轨道周期超过3小时。在这种情况下，QPO可能是由被捕获的盘振荡引起的。
2002-03-15 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: III. A New Kind of Dwarf Nova Oscillation, and Further Examples of the Similarities to X-Ray Binaries
我们提出了对激变变星（CV）中矮新星振荡（DNOs）和准周期振荡（QPOs）周期的测量，其中许多是从已发表的文献中挑选出来的，但也有一些是新观测到的（在VZ Pyx、CR Boo、OY Car、Z Cha、AQ Eri、TU Men、HX Peg、CN Ori、V893 Sco、WX Hyi和EC 2117 -54中）。这些系统提供了26个系统的数据。我们发现，在一般情况下，P_QPO ~ 15 P_DNO和CV的相关性在频率上比X射线双星的相关性低三个数量级。此外，我们还发现了第二种类型的DNO，以前被忽视，其周期是常规DNO的4倍（以及从出版物中挖掘的那些，我们在VW Hyi，OY Car，AQ Eri，V803 Cen，CR Boo，VZ Pyx，HX Peg和EC 2117 -54中观察到它们）。通常这两种类型的DNO共存。与标准DNO不同，新类型的周期，我们称之为长周期DNO（lpDNO），对吸积光度相对不敏感，甚至可以出现在矮新星的静止期。我们将它们解释为磁通道吸积到白矮星主要的差动旋转主体上，而不是像标准DNO那样快速滑动的赤道带上。这一点得到了一些原色的v sin（i）的已发表测量结果的支持。CV中的DNO、lpDNO和QPO与X射线双星中的三种类型的QPO（爆发脉动、高频和低频QPO）有一些相似之处。
2003-06-04 astro-ph
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
Erupting Cataclysmic Variable Stars in the Nearest Globular Cluster, NGC 6397: Intermediate Polars?
NGC 6397是距离我们最近的球状星团，因此也是寻找暗弱恒星星族如激变变星（CV）的理想地点。HST和钱德拉天文台的观测员已经在这个附近的星团中确定了9个确定和可能的CV，其中包括几个磁性CV候选者。我们将最近的紫外图像与NGC 6397的档案HST图像相结合，以寻找新的CV候选者，特别是寻找矮新星样的爆发事件。我们发现了两个著名的灾变系统CV 2和CV 3的显著的和有点意想不到的矮新星样爆发。这两个天体被认为是{ \it magnetic} CV，正如它们的氦发射线光谱所示。CV中的磁场通常被认为可以防止导致矮新星爆发的磁盘不稳定性。事实上，大多数磁场CV被观察到没有经历爆发。如果CV 2和CV 3都是罕见喷发的中间极，类似于EX Hya，那么我们对矮新星喷发的观察可以与这些物体的HeII发射线相一致。如果这是大多数球状星团CV的情况，那么我们可以调和钱德拉和HST所看到的许多X射线和紫外线明亮的CV候选者与星团核心中观察到的极少数爆发的矮新星。
2005-07-01 astro-ph
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables: III. Dwarf novae below the period gap and novalike variables
本文给出了短周期矮新星YZ Cnc、LY Hya、BK Lyn、T Leo、SW UMa和WZ Sge，新星变星DW UMa、V1315 Aql、RW Tri、VY Scl、UU Aqr和GP Com以及一系列光谱类型从K2-M6的场矮星的K波段光谱。矮新星的光谱以HI和HeI的发射线为主。这些线的大速度和等效宽度，以及这些线在最高倾角系统中呈双峰的事实，表明吸积盘的起源。就YZ Cnc和T Leo而言，我们获得了覆盖完整轨道周期的时间分辨数据，发射线显示出其等效宽度的调制，这很可能与亮点（气体流与吸积盘碰撞的区域）有关。在周期间隙以下的任何矮新星中都没有清晰的次恒星的探测，因此次恒星对观测到的K波段通量的贡献上限为10-30%。结合K波段的大小的矮新星，我们使用派生的二级恒星的贡献来计算下限的距离，这些系统。novalike变星的光谱主要是由HI和HeI的宽单峰发射线所控制，即使是我们观察到的食系统也没有显示出标准吸积盘理论所预测的双峰轮廓。除了RW三，它表现出碘化钠，钙和12 CO吸收功能一致的M0 V二次贡献65%的观测到的K波段通量，我们没有发现任何证据的二次星的novalike变量。这一结果的影响进行了讨论。
2000-01-31 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: II. A Low Inertia Magnetic Accretor Model
在激变变星（CV）中观察到的矮新星振荡被解释在一个低惯性吸积模型的背景下，在该模型中，吸积到白矮星的赤道带上导致该带改变其角速度。快速减速阶段归因于推进。证据表明，临时驱逐，而不是吸积的气体发生在这一阶段的EUV通量的大幅下降。我们发现，QPO最有可能是由垂直增厚的磁盘，移动作为一个行波的磁盘的内边缘附近。这交替地遮蔽和“反射”来自中心源的辐射，并且即使在非常低的倾斜系统中也是可见的。提出了一种可能的励磁机制，即由磁场线的缠绕和重连引起的。我们应用该模型，推导出主要从大众Hyi观测，重新解释SS Cyg，OY Car，UX UMa，V2051 Oph，V436 Cen和WZ Sge的观测。在最后的这些，我们证明了存在的742秒周期的光变曲线，所产生的模糊的行波，因此表明，两个主要的振荡是一个DNO和它的再处理的同伴。
2002-04-29 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
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
Nova-Like Cataclysmic Variable TT Ari: QPO Behaviour Coming Back From Positive Superhumps
我们研究的变化，新星般的激变变量TT阿里，时间尺度之间的分钟和几个月。滤波器R中的观测是在忠北国立大学（韩国）的40厘米望远镜上获得的。TT Ari从“正超峰”状态回归后，处于“负超峰”状态，持续了8年。12个最佳发音极小值的星历是$T_{min}=BJD 2453747.0700(47)+0.132322(53)E.$，其中数字中的数字是以最后一位为单位的错误。最小值的相位可达0.2，表明这些最小值的不食性质。准周期振荡（QPO）的平均“周期”为21.6分钟，平均半振幅为36毫等。这个值与先前报道的“负超级峰”状态的15-25分钟范围一致，并且不支持QPO周期长期减少的假设。无论是周期，或半振幅显示出显着的夜间变化。根据观测值在双参数图上的位置，将观测区间分为5个部分，表现出不同的特征，本文对此进行了讨论。该系统是一个很好的实验室，研究过程中产生的变化，从几秒钟到几十年的时间尺度，并需要进一步监测在各种状态的活动。
2008-10-08 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Nova-like V794 Aquilae
我们提出了一个光谱分析的去红FUSE和HST/STIS光谱分别和合并在一起，假设E（B-V）=0.1和0.2。总的来说，我们发现，当E（B-V）很大时，模型拟合与去红光谱的一致性要好得多，因为在较长波长处的过量发射使得所观察到的光谱的斜率几乎不可能拟合，除非E（B-V）=0.2。当E（B-V）=0.2时，得到了最佳的吸积盘模型。单一白矮星模型会导致相当高的温度（30，000 K < Twd < 55，000 K，视假设而定），但无法提供像吸积盘模型那样好的拟合。一个白矮星加上一个圆盘的组合并不会导致更好的拟合。当单独拟合FUSE和HST/STIS光谱时以及当组合在一起时，一致地获得相同的最佳拟合圆盘模型，这意味着圆盘模型不仅在最小卡方意义上是最佳拟合，而且在大波长跨度的观测中也是一致的解决方案。这与单个白矮星模型拟合的情况不同，该模型拟合导致每个不同光谱的FUSE、STIS和FUSE+STIS的温度不同（因此不一致）。
2007-03-05 astro-ph
Discovery of a Dwarf Nova Breaking the Standard Sequence of Compact Binary Evolution
结果表明，矮新星1 RXS J232953.9+062814是一个SUUMa型系统，其超峰周期为66.774 ± 0.010 min，短周期强有力地表明该天体的轨道周期低于激变变星的周期极小值。超峰周期比静止期的光度周期（64.184+/-0.003 min）长4.04+/-0.02%，这可能与轨道周期有关。虽然标准的进化方案的激变变量预测较低的质量转移率在较短的轨道周期的系统，我们揭示了一个相对较高的质量转移率从它的大自行和明亮的视星等的有力证据。它的接近性表明我们忽略了这个新类中的一些对象。与V485 Cen的类似系统，这些天体建立了第一个在周期最小值以下的富氢激变变星的子群。
2002-03-15 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables, and a Comparison with X-Ray Binaries
本文比较了激变变星和X射线双星中快速振荡的一些性质。除了早先认识到这两种类型具有相同的高频和低频准周期振荡之间的相关性，我们现在已经发现，矮新星VW Hyi在其爆发的后期阶段显示出在某些中子星和黑洞X射线双星中看到的1：2：3谐波振荡。我们指出，矮新星WZ Sge的行为有一些相似之处的吸积毫秒双星。
2004-09-01 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
Hubble Space Telescope Observations of the Nova-Like Cataclysmic Variable V348 Puppis
本文介绍了新星变星V348 Pup在日食前后的紫外和光学（1150 - 8000 A）分光光度时间序列。在日食之外，光谱的特征是蓝色连续谱，强线发射，以及2000 - 3000 A的宽倾角。连续日食的深度在整个波长范围内大致相同，并且在光变曲线中没有WD日食的特征。模型稳态吸积盘光谱提供了一个贫穷的适合的形状的紫外光谱以外的日食。所有这些性质都与一个自屏蔽的圆盘相一致，隐藏了内部圆盘和白矮星。在日食中，发射线和宽倾角被掩盖的程度小于连续谱，表明这些分量的垂直延伸。这种下降与系统中存在垂直的"Fe II“吸收幕一致。较低倾角NL UX UMa的档案紫外光谱显示出比V348 Pup更蓝的连续谱和更弱的线发射，并且没有宽的倾角。V348 Pup中存在强烈闪烁。闪烁光谱表明，闪烁只发生在连续谱中。我们没有发现任何与快速变化相关的周期性。V348幼仔的特性与其先前作为NL SW性别亚类成员的鉴定一致。
2003-04-18 astro-ph
Multiple Outbursts of a Cataclysmic Variable in the Globular Cluster M22
我们提出了一个4年的光变曲线的激变变量在M22，从MOA微透镜调查的积累数据的分析的基础上。这颗恒星的位置与哈勃望远镜在1999年观测到的一个瞬变事件相吻合，该事件最初归因于微透镜效应，但后来被怀疑是矮新星爆发。在MOA数据中发现了两次爆发事件，一次发生在2002年，一次发生在2003年，并伴随有$ΔI\sim3$，从而证实了HST事件是一次矮新星爆发。MOA和HST的数据显示，这颗矮新星在1999- 2004年期间至少经历了三次爆发事件。由于预计今后还会爆发，因此鼓励进一步密切监测这一事件。
2005-01-16 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables, IV. Observations of Frequency Doubling and Tripling in VW Hyi
我们提出了新的观测的快速振荡的矮新星VW海伊，晚在爆发。这些矮新星振荡（DNO）的周期增加，直到它们达到33秒，当过渡到一个强的第一谐波和弱的基本发生。在进一步的周期增加后，出现了第二谐波;通常所有三个分量都同时存在。这个1：2：3的频率组类似于在一些中子星和黑洞X射线双星中看到的，但以前没有在激变变星中看到过。当详细研究时，基波和二次谐波的相位变化相似，但一次谐波的行为是独立的，尽管保持接近基波频率的两倍。DNO的基本周期，直接观察到或从谐波推断，增加到100 s之前的振荡消失，因为恒星达到静止。它的最大周期接近于在大众Hyi观测到的“较长周期”DNO。准周期振荡（QPO），其基本周期为400 - 1000 s，以相同的方式表现，在与DNO大致相同的时间显示第一和第二谐波。我们探索了一些可能的模式。其中一个1阶谐波的存在是由于从观察单个吸积区域到观察两个区域的过渡，并且在1阶谐波的频率处调制到初级上的吸积速率，如在“拍频模型”中，可以产生观察到的DNO频率套件。但QPO的行为还不清楚。
2006-01-13 astro-ph
HST/FOS Eclipse Observations of the Nova-like Cataclysmic Variable UX Ursae Majoris
[摘要]我们提出并分析了哈勃太空望远镜观测的食新星一样的激变变量UX Uma获得的微弱对象摄谱仪。1994年8月用G160 L光栅（覆盖紫外波段）和同年11月用PRISM（覆盖近紫外-近红外波段）分别观测了两次日食。该系统在11月比8月亮50%，如果这是由于吸积率的变化，则表明Mdot_acc相当可观地增加了>~ 50%。作为恒星大气的集合体构建的模型盘光谱对观测到的食后光谱提供了很差的描述，尽管UX Uma的光在此时应该由盘主导。T_eff = 12，500 - 14，500 K的适当比例的单温模型恒星大气实际上提供了与紫外和光学食后光谱的更好匹配。显然，在试图从盘模型与观测的比较中得出吸积率时必须非常小心。一种使圆盘模型与观测到的日食后光谱相一致的方法是假设系统中存在大量的光学薄物质。这样一个光学上薄的成分可能与盘光球和系统快风之间的过渡区（“色球层”）有关，它的存在已经由Edgge和Drew（1997）提出。
1998-01-21 astro-ph
Erupting Dwarf Novae in the Large Magellanic Cloud
我们报告的第一个可能的检测爆发矮新星（DN）在外部星系：大麦云云。从CTIO 8K x 8K Mosaic 2 CCD成像仪在11个夜晚中每隔一个夜晚观察到的大约100万颗恒星中分离出6颗候选恒星。人造矮新星和完整性测试表明，我们只看到LMC DN中最亮的，可能是SS Cygni样CV，但可能是SU UMa型的灾难性爆发。我们得出原油，但有用的限制LMC DN的表面密度，并在LMC的DN的数量。麦哲伦星云中成千上万的激变变星可以用8米级的望远镜发现和表征。
2003-09-10 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
An outburst of the magnetic cataclysmic variable XY Arietis observed with RXTE
我们报告的第一次观察到的爆发的磁激变变量XY阿里。X射线观测表明，在爆发的第一个迹象之后的第二天，通量增加了一个数量级。在5-d持续时间期间，X射线自旋脉冲被大大增强，并且X射线光谱被更多地吸收。我们认为，在爆发过程中，内盘向内推，阻挡了对较低吸积极的观察，打破了静止时的对称性，从而产生了大的脉动。观测结果与爆发的原因一致，尽管我们不能排除其他可能性。我们绘制我们的数据和紫外线延迟和矮新星振荡在非磁性矮新星之间的相似之处。
1997-08-08 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
Spatial distribution and galactic model parameters of cataclysmic variables
根据459个激变变星（CV）的样本，计算了太阳邻域内CV的空间分布、星系模型参数和光度函数。该示例包含所有CV，其距离是根据CV的周期-亮度-颜色（PLC）关系计算的，该关系是最近使用{ \em 2 MASS}光度学数据导出和校准的。研究发现，指数函数最适合样本中所有CV、非磁性CV和矮新星的观测z分布，而sech^{2}函数更适合于类新星恒星和极星。CV的垂直刻度高度为158 $\pm$ 14 pc，对应于{ \em 2 MASS} J带极限视星等15.8。矮新星和类新星的垂直尺度高度分别为128 $\pm$ 20和160 $\pm$ 5 pc。CV的局域空间密度为$\sim3\times10^{-5}$ pc^{-3}，与理论预测的下限一致。CV的光度函数在低光度下显示出向更高空间密度增加的趋势，这意味着短周期系统的数量应该很高。如果对于空间密度的z依赖性使用sech^{2}密度函数，则CV的理论和观测总体研究之间的差异将几乎消失。
2007-08-08 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
Hibernation Revived by Weak Magnetic Braking
激变变星经历周期性的新星爆炸，在此期间，有限质量的物质在短时间内被排出。系统变宽，因此，传质速率下降。这种休眠状态可以解释在类似质量和周期的系统中观察到的各种激变变量类型。根据最近的变化理论的新星点火和磁制动，我们调查是否冬眠仍然是一个可行的机制，创造灾难性的变量多样性。我们的模型所花费的时间比矮新星（DNe）新星样系统（NLS）。高于临界传质速率，系统为NL，低于临界传质速率，系统为DN。角动量的主要损失是通过磁制动，但速率是不确定的。也不确定在新星形成过程中，有多少质量被排出。我们比较了模型的比率对不同的磁制动率和不同的喷射质量与观察到的NLS的数量比DNe系统的周期。我们推断，角动量损失率的一个因素，比传统的假设是必要的，如果冬眠是占观察到的比率。
2006-09-07 astro-ph
Two Confirmed Cataclysmic Variables in the Old Stellar Cluster NGC 6791
基于新的CCD光度学和光谱学，我们证实了在非常古老的疏散星团NGC 6791中存在两个激变变星（CV）。Rucinski，Kaluzny & Hilditch（1996）在1995年观测到其中一个变星B8，并发现它在1995年发生了一次大规模的爆发。我们用MMT获得的这颗恒星在爆发之外的光谱清楚地显示出矮新星特有的发射线。我们观察到第二颗恒星，被称为B7，经历了大的（$\sim3 mag$）下降，其亮度超过$\sim 10 days$。在高态下获得的B7的光谱类似于类新星CV的光谱。这颗星可能是CV的UX~UMa亚型的成员.变星B7和B8只代表疏散星团中已知的第二和第三颗激变变星。变星B7的观测特征使得它很难用目前在球状星团中观测变星的一些方法来识别。
1997-05-24 astro-ph
Multiple time scales in cataclysmic binaries. The low-field magnetic dwarf nova DO Draconis
我们研究的突变变量DO Dra的变化，在几分钟和几十年之间的时间尺度。根据我们对CCD R的3个夜晚的观测，估计了特征衰变时间dt/dm=0.902（3）天/等。静态数据显示了一个周期约为303（15）d的光度波。我们分析了复合（或平均）爆发的轮廓。然而，我们发现，与理论预测相反，发生了各种不同的爆发高度和持续时间。随着最大亮度的增加，我们发现，衰减时间也增加，这是在相反的模型预测，这表明爆发应该有一个恒定的形状。这被解释为代表的磁层半径的爆发爆发的变化的存在。从这个统计关系中预测了一些错过的弱窄爆发的存在。在2007年的3个晚上，检测到一种新的变化类型：周期性（在一个夜间运行）振荡，频率从86到47周期/天迅速下降，半振幅从0.06增加到0。10，在亮度从14单调增加期间。二十七比十四。13.这一现象只在2007年一次异常长的约1等增亮事件（持续到秋季）中被观察到，在此期间没有（预期的）爆发被检测到。我们把这种行为称为瞬态周期振荡（TPO）。为了研究这一新的有趣现象，需要进行新的定期光度和光谱（以机会目标模式）观测。
2008-06-12 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
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
A first look at cataclysmic variable stars from the 2dF QSO survey
2dF类星体巡天是对48，000个按颜色选择的点源进行的光谱巡天，星等范围为18.35 < B < 20.95。在类星体、白矮星、窄线星系和其他天体中，有一些激变变星（CV）。此调查应对本质上微弱的CV敏感。在CV进化的标准图中，这些构成了CV群体的大多数。我们从这次调查中提出了6个CV的光谱。其中四颗具有矮新星的光谱，两颗是磁性CV。我们提出的证据表明，矮新星的周期P < 2小时，确实是内在的亮度低于平均水平。然而，目前尚不清楚这些系统是否如预测的那样大量存在。
2001-08-21 astro-ph
Classical Novae as a Probe of the Cataclysmic Variable Population
经典新星（CNe）是激变变星（CV）中质量转移到白矮星上的最明亮的表现。因此，他们是探针的质量传递速率，Mdot和WD质量，Mwd，在这些相互作用的二进制文件。我们的计算的CN点火质量的依赖性，Mign，Mdot和Mwd产生这些爆炸的复发时间。我们发现，所观察到的CNe轨道周期分布是一致的中断磁制动演化的情况下，在轨道周期Porb > 3小时的质量转移驱动的角动量损失通过风从伴星和Porb < 3小时的引力辐射。大约50%的CNe出现在Mdot ~= 10^{-9} Msun/yr、Porb = 3-4 hr的双星中，其余50%平均分布在比这更长（Mdot更高）和更短（Mdot更低）的Porb中。不同CV对氯化萘速率的相对贡献的分辨率告诉我们，每年产生一个氯化萘需要3（9）x10^5个WD质量为1.0（0.6）Msun的CV。利用在外部星系中测量的K波段CN比率，我们发现CV出生率为2（4）× 10 ^{-4}/年/10^{10}Lsun，K，非常类似于椭圆星系中光度特定的Ia型超新星比率。同样，我们预测在一个老的恒星星族中，每10^6个Lsun，K对应60-180个CV，与球状星团47 Tuc中X射线识别的CV数量相似，相对于磁场来说并不过剩。使用两个组件的CV演化的稳态模型，我们表明，这是磁性的CV（22%）的分数意味着出生率为8%，相对于非磁性CV，类似于强磁场WD的分数。（…
2005-03-24 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
A Preliminary Observational Search for Circumbinary Disks Around Cataclysmic Variables
在激变变星演化过程中，环双星盘被认为是一种从激变变星中提取轨道角动量的机制。正如Taam和Spruit所提出的，这些圆盘向外延伸到几个a.u.。并且应该通过它们的红外通量或通过CV的紫外光谱中的吸收线来观测检测。我们已经利用档案HST/STIS光谱以及我们自己的近红外成像，在7个CV中寻找这种CB盘的观测证据。基于零值的结果，我们将圆盘的柱密度上限定为N_H~10^17 cm^-2。
2004-03-31 astro-ph
RX J1643.7+3402 : a new bright cataclysmic variable
我们报告发现一颗新的明亮（V $\sim$ 12.6）激变变星，由ROSAT X射线源RX J1643.7+3402确定。光谱和光度观测表明，它是一个novalike变量共享一些特点的SW性别子类novalike简历。在周期“间隙”内，光谱周期可以是2 \fh 575或2 \fh 885。“在大多数夜晚都存在光度调制，其可能周期为2 \fh 595，振幅为$\sim$ 0.1等（V），并且可能是“正”或“负”的超级驼峰调制（取决于确切的光谱周期），表明该系统中存在旋进的吸积盘。在$\sim$ 15 min的时间尺度下，V重复中0.1至0.2 mag振幅的快速变化。
2001-08-23 astro-ph
Spectroscopy and orbital periods of four cataclysmic variable stars
我们目前的光谱和轨道周期Porb的四个相对较少研究的激变变星。这些恒星及其周期是：AF Cam，Porb = 0.324（1）d（日周期计数有点模糊）; V2069 Cyg（= RX J2123.7+4217），0.311683（2）d; PG 0935+075，0.1868（3）d;和KUV 03580+0614，0.1495（6）d。V2069 Cyg和KUV 03580+0614都显示HeII λ 4686发射强度与H β相当。天鹅座V2069似乎是一颗明亮的新星变星，而强烈的HeII则表明它可能是一颗中等极性的变星。KUV 03580+0614的周期类似于SW Sex型novalike变星的成员，并且它在Balmer和He I线中显示出典型的这个子类的相位依赖吸收。AF Cam显示出K型次级的吸收特征，正如预期的那样，考虑到其相当长的轨道周期。次级光谱和爆发震级都表明AF Cam距离我们大约1千秒差距。PG 0935+075的光谱类似于矮新星在最低光下的光谱，有一颗M矮星的显著贡献。二级光谱和初步的爆发震级都表明距离接近500 pc。
2001-05-29 astro-ph
Global Disk Oscillation Modes in Cataclysmic Variables and Other Newtonian Accretors
盘震学是对黑洞（和其他致密物体）周围几何薄、光学厚的吸积盘的绝热流体动力学全局扰动的理论研究，是对引力场的潜在有力探测。例如，简正模振荡的频率可以用来确定黑洞难以捉摸的角动量参数。盘震学家为相对论系统发展的一般形式可以很容易地应用于激变变星（CV）的牛顿情形。其中一些系统（例如，矮新星SS Cygni）在紫外线中显示出快速振荡，周期为数十秒，并且具有高相干性。在本文中，我们评估的可能性，这些矮新星振荡（DNOs）是盘震模式。除了在研究DNO的物理起源方面的重要性外，目前的工作可以帮助我们回答以下问题。CV和X射线双星（XRB）的振荡现象在多大程度上相似，表明了一种共同的物理机制？
2007-04-15 astro-ph
A 150MG magnetic white dwarf in the cataclysmic variable RX J1554.2+2721
我们报告的检测塞曼分裂Lalpha吸收π和西格玛+线的远紫外哈勃太空望远镜/空间望远镜成像光谱仪光谱的磁激变变量RX J1554.2+2721。用磁白矮星模型谱拟合STIS数据，得到B~ 144 MG的场强和17000 K <Teff<23000 K的有效温度。这个测量结果使得RX J1554.2+2721成为第三个包含磁场超过100 MG的白矮星的激变变星。与其他高场极性AR UMa类似，RX J1554.2+2721经常处于微弱的质量转移状态，这表明相当数量的高场极性可能仍然未被发现。
2004-08-17 astro-ph
An accretion model for the eclipsing cataclysmic variable PG0859+415
在大多数激变变星中发现的发射线通常被用作吸积流的示踪物，吸积流在光学波长处占主导地位。根据先前的观测，食新星型变星PG 0859 +415显示出与恒星吸积的典型模型不一致的独特轨道特征。我们提出了这颗星的分光光度法，这表明标准图像与观测并不冲突。我们提供的证据表明，浅的光学日食是一个扩展的亮点，而不是吸积盘，低激发线占主导地位的瞬态吸收组件，也许是一个结果的亮点或吸积流日食光盘。我们认为，这个对象可能是另一个新星一样的变量显示长期或周期性变化的质量转移率从第二颗星。
1996-08-26 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
