Newly arising problems in the research of SU UMa-type dwarf novae from VSNET collaborations
我们基于VSNET合作的可变对象研究在理解许多现象的本质方面取得了很大进展。反而出现了很多问题。其中，我们评述了SU UMa型矮新星研究中出现的三个新问题：1）EI Psc和V485 Cen作为激变变星是如何演化的？2)早期超峰是WZ Sge型矮新星的特殊现象吗？什么参数决定了超级峰周期的变化？
2006-05-10 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
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
High spectral resolution time-resolved optical spectroscopy of V893 Sco
本文给出了高倾角短轨道周期矮新星V893 Sco的高分辨率时间分辨光谱。我们通过径向速度测量、多普勒标测和比率多普勒标测进行频谱分析。我们的结果表明，V893 Sco的吸积盘与WZ Sge的吸积盘不同，不符合现有的任何吸积盘模型.我们推导出系统参数M1和i，并提出证据V893天蝎座作为一个非常年轻的激变变量和ER UMa星。我们提出的假设，所有的ER UMa星可能是新形成的激变变星。
2001-10-10 astro-ph
On the orbital period of the cataclysmic variable RZ Leonis
在本研究报告中，我们提出了一个时间分辨的研究的巴尔默发射线的RZ狮子座。从径向速度的分析，我们发现轨道周期为0.07651（26）d。这是在极好的协议与光度测定期间在平静和超爆发的早期阶段。最近测定的超级峰周期的比较给出了一个超过约0.03，这是一个典型的值为SU UMa星的这个时期。
2001-05-23 astro-ph
XMM-Newton observations of the polars EV UMa, RX J1002-19 and RX J1007-20
我们给出了三个强磁激变变星（极星）EV UMa，RX J1002-19和RX J1007-20的XMM-牛顿数据。其中包括轨道周期最短的极星（EV UMa）和磁场强度最高的极星（RX J1007-20）。它们表现出一系列X射线光谱特征，这些特征与它们已知的磁场强度一致。我们发现，两个系统显示出软X射线吸收下降的证据。它们的剖面轮廓分明，意味着水流高度准直。我们确定了两个系统的传质速率与已知的距离。我们确定EV UMa和RX J1007-20中的白矮星的质量约为1 Msun，而RX J1002-19中的质量更接近于0.5Msun。
2002-09-05 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
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
1RXS J232953.9+062814: a New SU UMa Dwarf Nova below the Period Minimum
1RXS J232953.9 + 062814被Wei等人（1999）鉴定为激变变星。利用国家天文台2.16米望远镜获得了1RXS J232953.9 + 062814的4条低分辨光谱，其中两条处于爆发期，另两条处于平静期。该系统在静止时约为16.8B和16.5V，在爆发时约为12.6B和12.6V。静态光谱主要由双峰的巴耳末发射，这表明一个富氢系统的高倾角吸积盘。MgH和TiO的吸收带出现在静止光谱中，暗示着一个具有早期M矮星光谱类型的伴星。如果我们把它看作是一个M0矮星，则该系统位于距离350 pc处，自行速度为150 km s $^{-1}$。我们的V测光证实了0.046311天（Uemura等人，2001年）的超级驼峰周期。短周期和富氢的性质表明，该系统是继V485 Centauri之后又一个低于最小周期的SU大熊座型矮新星。1RXS J232953.9 + 062814是研究激变变星演化的最重要的系统之一，因为它比V485 Cen亮得多。
2001-12-02 astro-ph
FS Aur - a new class of Cataclysmic Variables or the missing link between Intermediate Polars and SW Sex objects?
FS Aur是一颗已知的矮新星，轨道周期约为85.7分钟。它被认为是激变变星（CV）的SU UMa子类的成员，但以前对超级驼峰和超级爆发的搜索一直不成功。我们对FS Aur在静止期进行了一系列的光度和光谱观测。我们从径向速度测量中证实了它的短轨道周期。然而，长期测光揭示了一个意想不到的结果：该系统在BVR测光带中也显示出明显的0.24等调制，周期为205.5分钟，是轨道周期的2.4倍。我们讨论了这种特殊行为的各种可能原因。
2003-02-27 astro-ph
Recovery of 29-s Oscillations in HST/FOS Eclipse Observations of the Cataclysmic Variable UX Ursae Majoris
在类新星激变变星UX UMa的HST/FOS日食观测中，发现了低振幅（~=0.5%）的29秒振荡。这些是1972年华纳和内瑟在这个系统中最初发现的相同的矮新星型振荡。在观测误差很小的情况下，振荡是正弦的，在日食期间会发生大约-360度的相移。它们的振幅在食前的轨道阶段最高，并呈现出相当渐进的食，其形状大致类似于UX~UMa的整体光变曲线。从日食前的数据片段得到的振荡光谱是非常蓝色的，而日食中期的振荡光谱则要红得多。我们认为，振荡的最终来源是一个热的，紧凑的区域附近的磁盘中心，但观察到的，调制的流量的一个显着的部分是由于再加工的光在吸积盘大气中由这个源发出。紧凑的源在接近日食中期的轨道相位被掩盖，只留下部分更扩展的后处理区域来产生微弱的振荡，即使在会合时也会持续存在。高度正弦振荡脉冲形状不允许识别的紧凑的组件在这个模型中的排放产生的旋转扰动的内盘或赤道边界层，和一个标准的中间极模型也可以排除。一个模型调用磁控吸积到差分旋转WD表面层可能是可行的，但需要更多的理论工作。
1998-01-21 astro-ph
A New Cataclysmic Variable RX J0757.0+6306: Candidate for the Shortest Period Intermediate Polar
一个新的激变变星被确定为在ROSAT全天巡天期间发现的微弱硬X射线源RX J0757.0+6306的光学对应物。强双峰发射线承担证据的吸积盘通过S-波变化的周期为81 +/- 5分钟。我们确定此期间的轨道周期的二元系统。CCD测光显示了8.52 +/- 0.15分钟的额外周期，该周期在四个晚上都是稳定的。我们认为RX J0757.0+6306可能是一颗中间极星，但不能排除它是SU UMa矮新星群成员的可能性。
1998-03-19 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
Discovery of a bright eclipsing cataclysmic variable
本文报道了J 0644 +3344的发现，这是一颗明亮的深食激变变星（CV）。在可见光波段可以看到双星和吸积盘的光谱特征。光谱显示了宽的H I、He I和He II吸积盘发射线，以及来自H I、He I、Mg II和Ca II的深窄吸收分量。在整个轨道周期都可以看到吸收线，只有在主食时才消失。这些吸收线要么是光学厚度的内吸积盘的结果，要么是来自主星的光球层。径向速度测量结果表明，H I、He I和Mg II吸收线与主星位相一致，而与主星位相一致的吸收线则较弱。径向速度解给出主星的半振幅为150+/-4 km/s，主星的半振幅为192.8+/-5.6 km/s。主恒星的质量为0.63-0.69 Mdot，副恒星的质量为0.49-0.54 Mdot。这颗双星明亮的食光性质有助于为这两个分量提供质量，而CV的精度很少达到。这种二进制最接近于新星状UX UMa或SW Sex类型的CV。然而，J 0644 +3344的轨道周期比大多数UX Uma或SW性星都要长。因此，假设J 0644 +3344的轨道周期会变短，它很可能是一颗年轻的交互作用双星。第二颗恒星的大小和光谱类型与K8恒星一致，但质量为M0。
2007-08-06 astro-ph
An XMM-Newton observation of the nova-like variable UX UMa: spatially and spectrally resolved two-component X-ray emission
在电磁波谱的光学和紫外区，大熊座UX是一个深度食的激变变星。然而，在ROSAT观测中没有探测到软X射线食。我们已经获得了38 ksec的XMM-牛顿观测，以进一步限制X射线的起源。光谱和定时信息的组合允许我们识别系统的X射线发射中的两个分量。软组件，占主导地位的光子能量低于2千电子伏，可以与多温度等离子体模型，是uneclipsed。硬分量在3 keV以上占优势，可用kT ~ 5 keV等离子体模型拟合，并出现深度遮蔽。我们认为，最有可能的来源的硬X射线发射在UX UMa，和其他系统在高质量传递状态，是边界层。
2004-01-10 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
A ROSAT WFC observation of SW UMa: the EUV behaviour of dwarf novae in superoutburst explained
在重新处理和分析的整个ROSAT宽视场相机（WFC）指向的观测数据库，我们发现了一个偶然的，离轴检测的激变变量SW UMa在其1997年10月的超级爆发的开始。虽然这种SU UMa型系统的长时间爆发已知每450天发生一次，但ROSAT以前从未在极紫外线（EUV）中观测到过。WFC观测在光学上升被探测到后约13小时开始。在S1滤波器的峰值计数率为4.5计数/秒的情况下，SW Uma暂时是天空中该波段第三亮的物体。在接下来的~19小时内，测量的EUV通量下降到<2计数/秒，而光学亮度基本上保持在V~11。类似的行为最近也被报道在超爆发期间相关的SU UMa型双星OY Car的EUV光变曲线中（Mauche和Raymond，2000年）。相比之下，U Gem型矮新星在正常爆发期间没有这种早期EUV倾角。因此，这一特征在类SU UMa系统的超爆发中可能是常见的。我们扩展了Osaki（1994，1995）和Mauche和Raymond（2000）首先提出的观点，并通过考察影响这些系统中吸积盘的热不稳定性和潮汐不稳定性之间的相互作用，对这种行为作出了解释。
2001-04-01 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). IX Draconis - a Clue for Understanding Evolution of Cataclysmic Variable Stars
我们报告了频繁爆发的矮新星IX Draconis的广泛测光。在五个月的观测中，这颗恒星经历了三次超级爆发和七次普通爆发。这使我们能够确定其超级周期和周期长度分别等于54 +/- 1和3.1 +/- 0.1天。在2003年9月的超级爆发期间，具有最好的观测覆盖范围，IX Dra显示出清晰的超级驼峰，Psh=0.066968（17）天。在整个超级爆发期间，这一时期是恒定的。另一个周期，在超爆发时IX Dra的光变曲线中清晰可见，其值为0.06646（6）天，我们将其解释为双星的轨道周期。因此IX Dra是第一颗在整个超级爆发期间显示轨道调制的SU Uma星。这两个周期之间的节拍是超级驼峰不寻常的相位反转的主要原因-这是以前在ER Uma中观察到的现象。如果我们对第二个周期的解释是正确的，那么IX Dra的周期过剩$ε$非常低，仅为0.76% +/-0.03%。这意味着非常低的质量比q=0.035 +/- 0.003，这强烈表明该系统包含一个质量约为0.03 Mo的类棕矮星简并次级恒星，而IX Dra是已知最演化的矮新星。如此低的质量比导致吸积盘的外缘达到系统各组成部分之间距离的80%。这又使得盘粒子进入2：1共振，并导致整个超爆发的光变曲线中出现轨道周期。IX Dra的高水平活动和亮度表明，非常古老的激变变星经历了活动增加的事件，导致系统质量损失导致角动量损失。
2004-03-09 astro-ph
The 2006 November outburst of EG Aquarii: the SU UMa nature revealed
我们报告了2006年11月爆发期间激变变星宝瓶座EG的时间分辨CCD测光。在爆发期间，明确地探测到了平均周期为0.078828（6）天的超级峰，首次将该天体归类为SU UMa型矮新星。事实证明，这次爆发也包含了一种前兆。在前体结束时，观察到驼峰的不成熟轮廓。通过对这些峰的相位分析，我们将这些特征解释为超级峰。这是第二个例子，超级驼峰显示在一个前兆。在爆发的最大阶段附近，我们发现超峰周期突然移动了${\sim}$ 0.002天。在超极大值之后，超峰周期以$\dot{P}/P$ = $-8.2{\times}10^{-5}$的速率减小，这是典型的SU UMa型矮新星。虽然爆发光变曲线是SU UMa型矮新星的特征，但对该变量的长期监测显示，在过去十年中没有爆发。我们注意到长周期和不活跃的SU UMa型矮新星的基本性质。
2008-05-27 astro-ph
XMM-Newton observations of three short period polars: V347 Pav, GG Leo and EU UMa
本文给出了V347 Pav、GG Leo和EU Uma三个短周期极星的XMM_Newton相位分辨数据。所有三个系统都显示出一个占主导地位的吸积区域，大约有一半的轨道周期。狮子座GG在其X射线和紫外光变曲线上显示出强烈的倾斜特征，这是由于吸积流吸收了来自吸积点的X射线。EU Uma的辐射主要是软X射线：它的软/硬X射线比率是这些天体中最高的。相比之下，GG Leo和V347 Pav的比值与标准激波模型预测的一致。我们推导了白矮星的质量，并探讨了限制能量范围对推导参数的影响。
2003-09-03 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
FUSE Observations of the Dwarf Nova SW UMa During Quiescence
我们目前的光谱观测的短周期激变变大熊座SW，获得远紫外光谱探测器（FUSE）卫星，而系统处于静止状态。这些数据包括OVI在1031.91和1037.61 A处的共振线。这些谱线存在于发射中，它们表现出窄（~ 150 km/s）和宽（~ 2000 km/s）的分量。窄的O VI发射线表现出不寻常的双峰和红移的配置文件。我们将这种发射的来源归因于白矮星主星表面的冷却流。广泛的O VI排放最有可能起源于薄，光电离的表面层的吸积盘。我们在1050和1100埃下寻找H_2的发射，其动机是期望静止的吸积盘的大部分是冷分子气体的形式。如果存在H_2，那么我们对H_2线通量的限制与存在屏蔽盘内部的氢原子表面层是一致的。这些结果可能表明，吸积作用主要在表面层的磁盘在西南UMa。我们还研究了SW UMa的远紫外连续谱，并将白矮星的有效温度上限定为15，000 K。
2004-09-24 astro-ph
Spectroscopy of Seven Cataclysmic Variables with Periods Above Five Hours
我们目前的光谱学的七个激变变星的轨道周期P（orb）大于5小时，所有，但其中一个已知的矮新星。使用径向速度测量，我们改进了以前的轨道周期的测定，或推导周期的第一次。它们的恒星和周期分别是：TT Crt，0.2683522（5）d; EZ Del，0.2234（5）d; LL Lyr，0.249069（4）d; UY Pup，0.479269（7）d; RY Ser，0.3009（4）d; CH Uma，0.3431843（6）d; SDSS J 081321 +452809，0.2890（4）d。对于每一个系统，我们检测的光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。在五个系统中，我们还测量了次要恒星的径向速度曲线，估计轨道倾角，并在可能的情况下根据华纳发现的MV（最大值）与P（球）的关系估计距离。与以前的研究相一致，我们发现，所有的二级恒星，在不同程度上，比预期的更冷的光谱类型，如果他们在测量的轨道周期的主序星。
2004-01-15 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS II. The Second Year
斯隆数字巡天在投入使用后的第一个全年运行揭示了各种新发现的灾难性变量。我们给出了2002年观测到的42个激变变星的SDSS光谱，其中35个是新的分类，4个是已知的矮新星（CT Hya，RZ Leo，T Leo和BZ UMa），一个是从以前的类星体调查中发现的已知CV（Aqr 1），两个是已知的ROSAT或FIRST发现的CV（RX J09445+0357，FIRST J102347.6+003841）。给出了所有42个体系的SDSS位置、颜色和光谱。此外，对其中几个物体进行后续研究的结果确定了轨道周期、速度曲线和偏振，从而提供了系统的几何形状和吸积特性。虽然SDSS发现的大多数系统都是暗淡的（> 18等），吸积率低（从它们的光谱特征中可以看出），但也有一些明亮的物体可能由于质量转移率的变化而逃过了以前的调查。
2003-08-16 astro-ph
Cataclysmic Variables from SDSS I. The First Results
斯隆数字巡天的试运行年表明，许多灾难性的变量在以前的巡天中被遗漏了。我们报告的22个激变变量，其中19个是新发现的，3个是已知的系统（SW UMa，BH Lyn和Vir4）的识别。从SDSS测光和光谱学中获得的这些系统的位置，颜色和特性的概要，以及在Apache Point Observatory（APO）和Manastash Ridge Observatory（MRO）望远镜的后续研究中获得的数据。我们已经确定了3个新系统的轨道周期：两个显示矮新星爆发，第三个是一个可能的磁系统，其线发射区的日食。根据这些结果，我们预计完成的调查将找到至少400份新的简历。其中大部分将是微弱的系统，具有低吸积率，这将为双星演化模型提供新的约束。
2001-10-12 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 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
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
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
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
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
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
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
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
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables - II. Intermediate polars
我们提出了中间极性PQ Gem（RE 0751 +14），BG CMi和EX Hya的红外（0.97-2.45微米）光谱。光谱显示出来自吸积盘/流的强Paschen、Brackett和HeI发射线。PQ Gem和BG CMi的红外线连续谱可以分别用温度为4500 K和5100 K的黑体来表示，或者分别用形式为f_nu \propto nu^（0.6，0.9）的幂律来表示，并且没有显示出二级星特征的证据。EX Hya的连续谱由红矮星的水纹带所限定，其光谱类型为~M3。尽管表现出圆极化，PQ Gem和BG CMi没有表现出回旋峰的证据，因此我们无法测量它们的磁场强度;任何回旋辐射的存在必须贡献小于~ 3%的红外连续通量。
1996-09-06 astro-ph
Cyclical period changes in HT Cas: a clear difference between systems above and below the period gap
我们报告的周期性变化的轨道周期的食激变变量HT Cas的识别。我们测量了新的白矮星月食中期的时间，并结合已发表的测量结果构建了一个涵盖29年观测的时间减去计算的图表。数据呈现周期性变化，可以用线性加正弦函数拟合，周期为36年，半振幅约为40 s。这一时期的F-检验的统计意义是大于99.9%.We结合我们的结果与文献中的那些重新审视的周期性周期变化的问题，在灾难性的变量和他们的解释太阳型的磁活动周期在二级恒星。激变变星RS CVn、W UMa和Algols的部分周期变化（Delta P/P）与活动恒星角速度（Omega）的关系图显示，周期在间隙以上的密近双星（秒级，具有对流包络）满足关系式Delta P/P \propto Omega^{-0.7+/-0.1}。周期间隙以下的激变变量（具有完全对流的秒变）偏离这种关系超过3-sigma，平均分数周期变化比间隙以上的系统小约5倍。
2007-11-23 astro-ph
IR Com: Deeply Eclipsing Dwarf Nova Below the Period Gap -- A Twin of HT Cas?
我们观测到一个X射线选择的、深食的激变变星IR Com（=S 10932）。我们在1996年1月1日探测到一次爆发。爆发的光变曲线非常类似于SU UMa型矮新星的正常爆发，而不是中间极地爆发。爆发期间的时间分辨测光显示，随着爆发的消退，日食会系统地变得更深、更窄。静止期的全轨道光变曲线几乎没有显示出轨道隆起或日食不对称的证据。除了存在的高-低的过渡平静，爆发的整体行为和特点的日食配置文件表明，IR Com可以最好地理解为一个双胞胎的HT Cas，一个著名的日食SU UMa型矮新星与一些特点。
2001-10-09 astro-ph
Phase-resolved HST/STIS spectroscopy of the exposed white dwarf in the high-field polar AR UMa
相位分辨HST/STIS紫外光谱的高场极AR UMa证实，WD光球Ly α塞曼功能形成的磁场~200 MG。除了Ly α π和σ +成分，我们检测到禁止氢1 s 0-> 2s 0跃迁，这成为“启用”在强磁场和电场的存在下。我们试图拟合整体光学+UV低态光谱与单温磁WD模型仍然是相当不令人满意的，表明在目前的模型或一个新的物理过程中的AR UMa的缺点。因此，我们对WD温度的估计仍然有些不确定，Twd=20000+-5000K。我们探测到一个以~ 1445 A为中心的广泛的发射凸起，并存在于整个双星轨道上，第二个凸起在~ 1650 A附近，它只出现在二级恒星的下合点附近。这表明低能级（M-dot~ 1 e-13 Msun/yr）吸积在两个磁极上产生的低次谐波回旋辐射。然而，没有证据表明，在光的功率谱变化的吸积气体斑点。观测到的Ly α发射线显示出强烈的相位依赖性，最大通量和红移接近轨道相位φ ~0.3，强烈表明起源于次级恒星的后半球。另一个与Ly α发射相位相似的Ly α吸收特征，但蓝移速度约为700 km/s，可初步归因于中等风速下WD发射的吸收。我们导出了中性氢的柱密度NH=（1.1+-1.0 1 e ~（18）cm ~（**）-2，这是已知极性氢中最低的.
2001-03-08 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXV. q_crit, epsilon(q), and Mass-Radius
我们报告的成功和失败，在寻找积极的超级驼峰激变变量，并显示作为轨道周期的函数的超级驼峰分数。基本上，所有的短周期系统都是这样，所有的长周期系统都不是，并且在P_orb=3.1+-0.2hr时有50%的成功率，我们可以用这个来测量产生超级峰的临界质量比。在一个适合激变变星的质量-半径关系式下，假设白矮星的平均质量为0.75M_sol，我们得到质量比q_crit=0.35+-0.02。我们还报告了几个独立已知质量比的恒星的超峰研究：室女座XZ，波江座XZ，宝瓶座UU和Uma KV（= XTE J1118+480）。后两个是特别感兴趣的，因为它们代表了最极端的质量比，精确的超级驼峰测量已经完成。我们使用这些来改进ψ（q）校准，通过该校准，我们可以从易于测量的ψ（P_superhump相对于P_orb的分数周期超额）推断难以捉摸的q。这个关系允许在任何有超级驼峰的CV中估算二级恒星的质量和半径。由此产生的质量-半径定律表明，在0.2 M_sol附近半径明显不连续，正如2.1-2.7小时周期间隙的破坏磁制动模型所预测的那样。这实际上是CV次要的“经验主序列”。
2005-07-15 astro-ph
Cataclysmic variables from a ROSAT/2MASS selection I: Four new intermediate polars
我们报告的第一个结果，从一个新的搜索激变变量（CV）使用相结合的X射线（ROSAT）/红外（2 MASS）的目标选择，歧视背景活动星系核。在艾萨克·牛顿望远镜上获得了总共174个目标的识别光谱，发现了12个新的CV。最初的设计是为了寻找短周期低质量传递CV，这种选择方案在识别新的中间极性方面非常成功。光度和光谱的后续观测确定了四个新的CV作为中间极：1RXSJ063631.9+353537（Porb~ 201 min，Pspin= 1008.3408 s或930.5829），1RXSJ070407.9+262501（Porb~250min，Pspin=480.708s），1RXSJ173021.5-055933（Porb=925.27min，Pspin=128.0s），和1RXSJ180340.0+401214（Porb=160.21min，Pspin=1520.51s）。RXJ 1730也是INTEGRAL/IBIS银河平面巡天中的中等亮度硬X射线源，类似于神秘的AE Aqr。很可能它的白矮星在自旋平衡期没有旋转，该系统可能代表了CV演化的短暂阶段。
2005-04-21 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
Study of Fe K-alpha lines in Non-magnetic Cataclysmic Variables using Chandra HEG data
利用钱德拉高能透射光栅（HETG）的高分辨率X射线数据对6个非磁性激变变星（CV）样品的Fe K α发射线进行了研究。其中两个源，SS Cyg和U Gem在静止和爆发状态下都被观测到，而V603 Aql，V426 Oph，WX Hyi和SU Uma只在静止状态下被观测到。Fe荧光线在V603 Aql，V426 Oph和SS Cyg中在静止期间是突出的，表明在这些源中存在显著的反射分量。观察到的Fe荧光线的等效宽度与X射线源处对向2 π立体角的白矮星表面的反射一致。在天鹅座SS爆发期间，荧光线红移约2300 km/s。在6.7 keV的Fe XXV三重态被认为是占主导地位的所有来源。从Fe XXV三重态得到的G比的值表明等离子体在静止状态期间处于碰撞电离平衡。与静止期相比，在爆发期间U Gem和SS Cyg中的Fe XXV线显着加宽，表明在爆发期间白矮星附近存在高速物质。Fe XXVI/XXV的比值表明，U Gem和SS Cyg在静止期的电离温度高于爆发期。
2005-12-11 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXIV. Twenty More Dwarf Novae
我们报告的轨道和超级驼峰周期的精确测量在二十多个矮新星。对于10颗恒星，我们报告了新的和确认的光谱周期-表示轨道周期P_o -以及超峰周期P_sh。它们是GX Cas、HO Del、HS Vir、BC Uma、RZ Leo、KV Dra、KS Uma、TU Crt、QW Ser和RZ Sge。对于剩下的十个，我们报告了测光的P_o和P_sh测量的混合物;大多数是新的，与以前的值的一些确认。这些是KV And、LL And、WX Cet、MM Hya、AO Oct、V2051 Oph、NY Ser、KK Tel、HV Vir和RX J1155.4-5641。周期，像往常一样，可以测量到高精度，这些是特别感兴趣的，因为它们携带有关二进制的动态信息。我们还没有完全学会如何阅读音乐，但有几件事是清楚的。分数超峰余值ψ [=（P_sh-P_o）/P_o]随P_o平滑变化。这条光滑曲线上的点的散射很小，可以用来限制M_1的内禀散射、白矮星的质量和次级恒星的质量-半径关系。M_1的色散不超过24%，在固定的质量-半径关系下，次级星半径的色散不超过11%。对于行为良好的P_0（P_o）空间部分，我们用超峰理论估计，第二类恒星比理论上的ZAMS星大18 ± 6%。这影响了其他一些关于秒级的可检验的预言：在一个固定的P_o下，它表明秒级的质量（与ZAMS预言相比）要小40+-14%，小12+-4%，冷…
2003-09-03 astro-ph
SPH simulations of tidally unstable accretion disks in cataclysmic variables
本文用专门为薄盘问题设计的二维SPH程序，数值研究了激变变星SU~UMa子类中的超峰旋进盘模型。对质量比为$q=\frac{3}{17}$（类似于OY~Car）的双星进行了两个圆盘模拟，以研究Lubow（1991 a，b）潮汐共振不稳定机制。在第一个计算中，圆盘在稳定的质量传递下从$L_1$演化。在第二个模拟中，在开普勒轨道上将质量添加到内盘。这两个磁盘遵循相似的进化路径。然而，发现$L_1$流盘相互作用减慢盘的径向膨胀和循环气体轨道。在我们的模拟中，初始偏心率增长是指数增长，其速度略低于Lubow（1991 a）的预测。我们没有观察到如Lubow（1992）所描述的通过盘对二元势的$m=2$分量的潮汐响应从共振区清除物质。相反，随着圆盘偏心率的增加，$m=2$响应减弱。两个圆盘都达到偏心的平衡态，在此状态下，它们进行旋进。圆盘中粘性能量耗散的速率具有周期性的过剩，其周期与圆盘的旋转相匹配。源被确定为在外盘的一个大的区域，并确定其产生的机制。周期性过剩发展所需的时间与超级爆发中超级峰的首次出现相一致。
1995-11-08 astro-ph
Far-ultraviolet Spectroscopy of Magnetic Cataclysmic Variables
我们已经获得了HST/STIS数据，共11个极性的一部分，旨在编译一个高品质的远紫外（FUV）光谱的大量的激变变量（CV）的均匀数据库的计划。在这11个极星中，有8个处于低吸积活动状态（V347 Pav、VVPup、V834 Cen、BLHyi、MRSer、STLMi、RXJ1554.2+2721和V895 Cen），3个处于高吸积活动状态（CDInd、ANUMa和UWPic）。低态极星的STIS光谱清楚地揭示了它们的白矮星（WD）原色的光球辐射。为了测量WD的有效温度，我们使用纯氢WD模型来拟合低态系统（除了RX J1554.2+2721，这是一个高场极性）的FUV光谱。在所有情况下，可以通过添加第二分量来改善拟合，这可能是由于WD的磁极上的残余吸积。WD温度范围从10800 K至14200 K的log g = 8.0。通过比较极星和非磁CV的WD温度，我们发现在任何给定的轨道周期，极星的WD温度都比非磁CV的WD温度低。周期间隙以下的极星温度与引力辐射作为唯一的主动角动量损失机制是一致的。WD的有效温度之间的差异极和非磁性CV的周期间隙以上显着较大，这表明磁制动极可能会减少由强磁场的主要。
2004-12-08 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
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
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
The spin periods of magnetic cataclysmic variables
我们用磁吸积模型研究了激变变星的转动平衡。这使我们能够推导出一组平衡自旋周期作为轨道周期和磁矩的函数，我们使用它来估计所有已知的中间极的磁矩。我们进一步展示了这些平衡自旋周期与极同步条件的关系，并使用这些结果来计算描述磁CV分布的理论直方图作为P_spin / P_orb的函数。我们证明，这是在显着的协议与观察到的分布假设系统的数量作为白矮星磁矩的函数是根据N（mu_1）d mu_1 ~ mu_1^{-2} d mu_1分布。
2003-01-17 astro-ph
The Secondary Stars in Short Period (Magnetic) Cataclysmic Variables
我们回顾了最近的知识基础有关的原因质量吸积变化（高/低状态）在高磁激变变量（即极）。然后，我们研究什么样的理论说的性质的二级恒星（质量捐助者）相对于这些CV非常短的轨道周期。最后，我们使用最近的观察EF厄利在一个扩展的低状态提供直接的观测证据表明，这CV，以及其他一些，可能包含非常低的质量，亚恒星二级恒星。
2003-02-18 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
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
FUSE Spectroscopy of the Transitional Magnetic Cataclysmic Variable V405 Aurigae
本文介绍了御夫座V405的远紫外光谱探测器观测结果。V405 Aur与另外四颗DQ Her型双星一起形成了一个小的中间极子类，它们很可能演化成类似AM Her的低磁场强度极.我们的FUSE光谱显示出宽的O VI和C III发射线以及窄的O VI发射线分量，该分量很可能形成于白矮星表面附近. O VI 1032/1038窄发射线通量比在整个轨道上接近2.0，表明它是在光学稀薄的气体中形成的。径向速度测量的窄O VI发射线限制任何轨道调制到一个非常低的幅度（Kwd = 2.5+/- 0.5公里/秒），这表明，随着其他单峰宽盘发射线在紫外线和光学，该双系统是在低倾角。
2004-09-29 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
