THE MINIMUM MASS RATIO OF W URSAE MAJORIS BINARIES
在主星主要是辐射的情况下，包含两颗未演化主序星的接触双星的潮汐稳定性的最小质量比被计算为$\qmin\simeq0.09$，并且如果质量的一个可观的部分位于对流包络中，则质量比更高。至少有一个观测到的系统，AW UMa，有一个质量比略低于这个值（$q=0.075$），这意味着，如果系统是稳定的，主要必须轻微演变，必须有一个非常浅的对流信封。质量比明显低于AW UMa的接触双星不应该被观察到，因为它们是潮汐不稳定的，并迅速合并成一个单一的，快速旋转的物体，在时间尺度$\sim10^3$ - $10^4\,$ yr。
1995-02-06 astro-ph
Superhumps in a Peculiar SU UMa-Type Dwarf Nova ER Ursae Majoris
本文报道了1998年12月至1999年3月期间对一颗特殊的SU UMa型矮新星- ER UMa进行的10个夜晚的测光研究，其中包括一个完全上升到极大值的过程和一个正常的爆发周期。在超级爆发的上升过程中发现了超级驼峰。12月22日的光变曲线出现一个负的超峰，第二天晚上的超峰变为正的，且振幅大，波形与前一天晚上明显不同。在我们捕获的正常爆发中，具有更大或更小振幅的超级峰似乎总是存在的，尽管对于每个正常爆发来说并不一定如此。这些结果与V1159 Ori非常相似（Patterson等人，1995）。更有可能的是，超级驼峰偶尔存在于ER Uma恒星喷发周期的基本上所有阶段，这应该在建模中考虑。
1999-11-01 astro-ph
A Tight Upper Limit on Oscillations in the Ap star Epsilon Ursae Majoris from WIRE Photometry
本文分析了2000年中用WIRE卫星上的星跟踪仪对Epperium Uma的一个月观测结果。这是Ap星最精确的测光之一。振幅谱被用来设定这颗恒星中恒星脉动振幅的上限为百万分之75，除非它意外地在卫星轨道上以单一模式振荡，其谐波或它们的一天别名。这是对Ap星振荡幅度的最严格限制。由于天卫一的自转周期相对较短（5.1 d），因此不能认为观测是在错误的自转相位进行的。因此，我们的结果支持这样的想法，一些Ap星不脉动。
2003-12-10 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of KS Ursae Majoris during Superoutburst
我们报告的SU UMA型矮新星，KS大熊座，在其2003年2月的超级爆发的光度和光谱观测。调制周期为$0.07017\pm0.00021$天，比轨道周期大3.3%，在超级爆发期间被发现，可能是正的超级峰。一个最大的谷峰振幅约为0.3级确定为这个超级驼峰。光谱显示出宽的吸收线轮廓。这些线显示蓝色和红色槽，它们在深度上交替。H $β$吸收翼的径向速度曲线的振幅为$40\pm11$ km s $^{-1}$，相位偏移为$0.12\pm0.03$。该双星的$γ$速度为$3\pm9$ km s $^{-1}$，每天的变化量为50 km s $^{-1}$。从旋进偏心盘的另一个明显证据出发，得到了与理论工作一致的偏心外盘解，证明了超峰与潮汐效应关系的正确性。圆盘的内部也是偏心的，如线中的不对称和对称翼所证明的。因此，整个吸积盘是偏心的，而$γ$速度的变化和不对称的线轮廓可以作为旋进偏心吸积盘的判据。
2005-11-17 astro-ph
HV Ursae Majoris, a new contact binary with early-type components
我们提出了第一个UBV和UVBY测光观测短周期变星HV大熊座归类为领域RRc变量。观察到的连续最小值和缺乏颜色变化之间的差异不同意RRc分类，并建议可能的二进制性质的HV UMA。为了揭示这颗恒星的真实物理状态，我们在中心为6600 A的红光谱区拍摄了中等分辨率的光谱。在假定的正交线周围获得的光谱清楚地表明了次级分量的存在。用我们的和依巴谷历元测光法计算的改进星历是Hel。JD_min=2451346.743 ± 0.001，P=0.7107523（3）d。径向速度曲线是通过模拟具有两个高斯分量的Halpha剖面的核心来确定的。这种近似方法给出了光谱质量比q_sp=0.19+/-0.03。一个修改后的露西模型，其中包含一个温度超过二级拟合的V光曲线。所获得的一组物理参数和视差测量结果表明，这对双星远离银道面，其主要组成部分是一个演化的天体，可能是一颗亚巨星或巨星。次级线圈的温度过高可能表明，由于该接触系统的形成时间相对较晚，因此组件之间的热接触较差。
2000-02-19 astro-ph
Observations of the SW Sextantis star DW Ursae Majoris with the Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer
我们提出了一个分析的第一个远紫外观测的西南Sextantis型激变DW大熊座，在2001年11月获得的远紫外光谱探测器。DW UMa的时间平均光谱显示出丰富的发射线（加上一些来自星际吸收线的污染，包括分子氢）。吸积盘模型光谱与DW UMa的远紫外光谱不完全吻合。我们通过对60秒箱中提取的远紫外光谱求和构建了一个光变曲线;这显示了对轨道周期的调制，最大值接近光度相位0.93，最小值为半个轨道。在光变曲线数据中未发现其他周期性变化。我们还提取了在轨道相位跨度为0.1的仓中的光谱;这些显示了DW UMa的轨道周期期间发射线的轮廓形状和速度变化的实质性变化。最后，我们讨论了可能的物理模型，可以定性地解释所观察到的远紫外线行为的DW UMa，在最近的观测证据的背景下存在的一个自掩盘DW UMa和SW性星的可能性，可能是中间极最高的质量传递速率和/或最弱的磁场。
2003-07-24 astro-ph
The dynamical stability of W Ursae Majoris-type systems
理论研究表明，当系统的自旋角动量大于其轨道角动量的1/3时，由于潮汐不稳定性，接触双星系统将合并为快速旋转的单星。假设W UMa接触双星系统严格遵守Roche几何，动力学稳定性极限在接触度约为70%时，我们得到W UMa系统在质量比约为0.076- 0.078时可能发生Darwin不稳定性，并与快速旋转的恒星合并。这表明不能观察到质量比为$q\leq0.076$的W UMa体系。同时，我们发现观测到的质量比约为0.077的WUMa系统，对应于约86%的接触度，将遭受潮汐不稳定性，并合并成单个快速旋转的恒星。这表明观测到的W UMa系统的动力学稳定性极限高于理论值，意味着观测到的系统可能遭受了由于引力波辐射（GR）或磁星风（MSW）引起的角动量损失.
2008-05-27 astro-ph
Photometry of VS0329+1250: A New, Short-Period SU Ursae Majoris Star
介绍了最近发现的金牛座爆发型变星VS 0329 +1250的时间分辨CCD测光。在六个晚上获得的总共约20小时的数据揭示了光变曲线中的超级驼峰，证实了这颗恒星是SU UMa类矮新星的成员。超峰的重现周期为0.053394（7）天（76.89分钟），这是经典SU Uma星中已知的最短超峰周期。对超峰极大值时间的二次拟合显示，在我们的观测过程中，超峰周期以dP/dt ~（2.1 +/- 0.8）x 10^{-5}的速率增加。根据轨道周期与矮新星在最大亮度下的绝对视星等之间的经验关系，VS 0329 +1250位于距离约1.2 +/- 0.2 kpc的位置。
2007-02-26 astro-ph
Simultaneous photometry and echelle-spectroscopy of the dwarf nova BZ Ursae Majoris during the 2005 January Outburst
我们同时报告光度和阶梯光谱观测的矮新星BZ UMa在此期间，我们很幸运地赶上了系统爆发的开始，我们详细跟踪的发展，从静止到早期下降。爆发有一个前兆，持续时间很短（约5天），具有高度不对称的光变曲线。在上升过程中，我们观察到一个“跳跃”，在半小时的时间里，亮度几乎翻了一番。功率谱分析显示，周期约为42分钟的明确振荡。使用多普勒层析成像，我们发现，不寻常的发射分布检测到的平静举行的爆发。在最大值之后，一个新的发射源出现了，来自当时最亮的第二颗恒星的内半球。我们分析了这一爆发的“由内而外”和“由外而内”的类型，以确定这些类型发生在BZ UMa。
2006-03-13 astro-ph
The evolutionary status of W Ursae Majoris-type systems
从文献中收集了130 W UMa系统的确定的物理参数。在此基础上，研究了WUMa系统的演化状况和动力学演化。发现W型和A型系统在$M-J$图上没有演化差异，这与对W UMa系统观测谱型、$M-R$图和$M-L$图的分析结果一致. W型和A型系统的$M-R$和$M-L$图表明，大量的能量应该从质量较大的组分转移到质量较小的组分，从而使它们不处于热平衡而发生热弛豫振荡（TRO）。同时，角动量的分布，以及质量比的分布，表明所观察到的W UMa系统的质量比是随着它们的总质量的减少而减少。这可能是WUMa系统动力学演化的结果，WUMa系统由于磁星风（MSW）而遭受角动量损失（AML）和质量损失。因此，潮汐不稳定性迫使这些系统朝向较低的q值，并最终快速旋转的单星。
2008-05-27 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
Accretion Disc Evolution in DW Ursae Majoris: A Photometric Study
我们提出了一个分析的CCD光度观测的食novalike激变变量DW UMa在两个不同的光度状态：高和中间。这颗恒星呈现的食的深度非常不同：在高状态下约为1.2等，在中等状态下约为3.4等。日食图显示，这种差异几乎完全是由于吸积盘半径的变化：从中间态的~ 0.5RL 1到高态的~ 0.75RL 1（RL 1是从白矮星到第一个拉格朗日点的距离）。在中间状态下，整个圆盘被遮住，而在高状态下，它的外部仍然可见。我们还发现，光盘的中心强度几乎是相同的，在两个光度状态，它是负责从1999/2000年的低状态的最终上升盘半径的增加。我们发现，光盘的强度分布是相当平坦的，并提出了一个可能的解释。我们还讨论了使用一个更现实的边缘变暗法的光盘温度从日食映射实验推断的效果。高态数据的周期图分析揭示了“正的超级峰”，在2002年和2003年的周期分别为0.1455和0.1461，与Patterson等人的结果一致。然而，我们不能证实这些作者报道的准周期振荡。得到了DW UMa的更新轨道星历：Tmin[HJD]=2446229.00687（9）+0.136606527（3）E。
2004-03-17 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
The system parameters of DW Ursae Majoris
我们提出了新的约束系统参数的SW Sextantis星DW大熊座，紫外线（UV）日食观测的基础上与哈勃太空望远镜。我们的数据是在系统的低态下获得的，在低态下，紫外光主要由热的白矮星（WD）主星发出。Eclipse分析使用完整的罗氏瓣几何形状，允许我们对系统组件的质量和半径以及它们之间的距离设置严格的限制：0.67 \leq M_1/M_sun \leq 1.06，0.008 \leq R_1/R_sun \leq 0.014，M_2/M_sun > 0.16，R_2/R_sun > 0.28和a/R_sun > 1.05。对于q = M_2/< 1.5 the inclination must satisfy i >M_171度。利用Smith & Dhillon的CV秒的质量-周期关系，我们对系统参数的估计为M_1/M_sun = 0.77 \pm 0.07，R_1/R_sun = 0.012 \pm 0.001，M_2/M_sun = 0.30 \pm 0.10，R_2/R_sun = 0.34 \pm 0.04，q =0.39 \pm 0.12，i = 82 \pm 4度和a/R_sun = 1.14 \pm 0.06。我们还估计了光谱类型的次级，M3.5 \pm 1.0，距离系统，d =930 \pm 160 pc，从时间分辨的I-和K-波段测光。最后，我们重复了B…
2002-09-25 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
HST spatially-resolved spectra of the accretion disc and gas stream of the nova-like variable UX Ursae Majoris
用日食映射技术分析了1994年8月和11月用HST/FOS获得的类新星变量UX UMa的时间分辨日食光谱，以产生其吸积盘和气体流的空间分辨光谱作为距盘中心距离的函数。内吸积盘的特征是充满吸收带和吸收线的蓝色连续谱，随着盘半径的增加，这些吸收带和吸收线交叉到发射，类似于Rutten等人（1994）在光学波长处的报告。在不同的方位角的空间分辨光谱的比较揭示了一个显着的不对称性，在光盘的紫外线波长的排放，与光盘侧最接近的第二颗星表现出明显的吸收“铁幕”和巴尔末跳跃的吸收。这些结果表明存在一个冷气体的吸收环，其密度和/或垂直尺度随圆盘半径增加。下落气体流的光谱与相同半径处的盘光谱明显不同，表明气体溢出通过盘边缘处的撞击点并继续沿着流轨迹流动，产生明显的排放，低至0.1 RL 1。在内部和中间盘区域的连续映射的径向温度分布是很好地描述了一个稳态盘模型。有证据表明，从8月到11月，质量吸积速率增加（从Mdot= 10^{-8.3 +/-0.1} Msun/yr），与观测到的亮度增加一致。由于UX UMa盘似乎在两个时期都处于高质量吸积，高粘度状态，因此这一结果表明UX UMa的质量转移率在几个月的时间尺度上变化很大（约50%）。
1998-04-07 astro-ph
Four-colour photometry of eclipsing binaries. XLI uvby light curves for AD Bootis, HW Canis Majoris, SW Canis Majoris, V636 Centauri, VZ Hydrae, and WZ Ophiuchi
背景：双星的精确质量、半径和丰度的测定为恒星演化提供了重要信息，这是现代天体物理学和宇宙学中心领域的基础。目标：在长期的哥本哈根双星计划中，我们的目标是获得高质量的光变曲线和标准测光，用于确定精确的绝对尺寸和丰度，并与最近的恒星演化模型的结果进行详细比较。方法：在1985年3月至2007年7月期间，我们在位于拉西拉的ESO的Str "omgren自动望远镜上对AD Boo、HW CMA、SW CMa、V636 Cen、VZ Hya和WZ Oph进行了测光观测。研究结果：我们获得了所有6个系统的完整uvby光变曲线、星历表和标准uvby β指数。对于V636 Cen和HW CMa，我们提出了第一个现代光变曲线，而对于AD Boo、SW CMa、VZ Hya和WZ Oph，它们都比早期数据更准确和更完整。由于高的轨道偏心率（e = 0.50），加上低的轨道倾角（i = 84.7），只有一个日食，接近近星点，发生在HW CMa。对于另外两个偏心系统，V636 Cen（e = 0.134）和SW CMa（e = 0.316），已检测到拱点运动，周期分别为5270 +/-335和14900 +/-3600年。
2008-06-20 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
Searching for Variability in the Globular Cluster Messier 4
为了寻找变星，我们分析了哈勃太空望远镜在2001年初从球状星团Messier 4中心到6个核心半径（~ 5 '）的区域拍摄的时间序列数据，时间跨度约为10周。采用各种标准来选择候选变星。使用相位色散最小化（PDM）对所选候选物进行周期搜索。利用食双星的合成光变曲线和不同周期的正弦光变曲线检验了PDM搜索结果的可靠性。分析结果显示，在我们的视野中可能没有食双星或周期在几小时到几天之间的周期变星，低至V~25和I~24等极限星等，这与没有接触双星如大熊座W系统相一致。然而，有一颗候选的变星在两个带通中都表现出了约0.1等的亮度增加，这似乎会持续几天。关于这个天体的性质，可能的解释包括一个主星是白矮星，主星是低质量主序星的双星系统，或者是一颗天龙座变星。我们能够将该数据集中所观察到的光度变化分数的上限设定为0.05%。
2003-10-03 astro-ph
