A photometric study of the newly discovered eclipsing cataclysmic variable SDSS J040714.78-064425.1
本文介绍了2003年11月7个晚上对新发现的激变变星SDSS J040714.78-064425.1进行的未滤波测光CCD观测的结果。我们建立了矮新星性质的对象，因为它是在爆发期间，我们的观察。我们还证实了在恒星的光学光变曲线中存在周期为0.17017d+/-0.00003的深食。此外，我们还在数据中发现了0.166d+/-0.001和5.3d+/-0.7的周期。0.17017 d的周期性在误差范围内与建议的轨道周期0.165 d一致（Szkody et. 2003）和0.1700d（Monard 2004）。利用轨道周期和超级峰周期之间已知的关系，我们将0.166d和5.3d周期分别解释为负超级峰和节岁差周期。SDSS J040714.78-064425.1则被归类为一个具有最大轨道周期的负超峰系统。
2004-12-27 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IV. SDSS J220553.98+115553.7 has stopped pulsating
本文介绍了包含脉动白矮星的激变变星SDSS J220553.98+115553.7的时间序列VLT光谱和NTT测光。我们确定的光谱轨道周期为82.825 +/- 0.089分钟从速度测量的H α发射线。光变曲线的周期分析揭示了在44.779 +/- 0.038 min处的主导周期性，其与光谱周期无关。然而，光变曲线在任何频率下都没有表现出可归因于GW Lib型脉动的变化，检测极限为5毫微克。这种非检测与先前的研究形成对比，先前的研究发现了三个脉动频率，其振幅在光学波长处为9至11毫微克。作为未检测的原因，可以排除直接响应于吸积的驱动层的热性质的相消干涉和变化。另一种可能性是，该天体自先前（未观测到的）矮新星超爆发以来已经冷却出不稳定带。这将是第一次在一个灾难性的变量蒸发器中看到这种行为。另一种可能性是，表面特性的变化，可能是由吸积现象引起的，已经改变了脉动模式的表面可见性。进一步的观察，特别是改进的约束的时间尺度的模式谱的变化，需要区分可能的解释。
2008-05-08 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
HST and Optical Observations of Three Pulsating Accreting White Dwarfs in Cataclysmic Variables
利用哈勃太空望远镜上的日盲通道进行的紫外线观测提供了激变变星SDSS 013132.39 -090122.3、SDSSJ 161033.64 -010223.3和SDSSJ 220553.98 +115553.7中三颗脉动白矮星的光变曲线和低分辨率光谱。紫外光变曲线的脉动幅度比同步和以前的光学光度测量结果有所增强，而紫外光谱与白矮星温度在15,000 K附近相吻合。这些温度将吸积的白矮星置于非相互作用的DAV白矮星的不稳定带之外，并表明吸积的白矮星的不稳定带是复杂的。
2006-12-19 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
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
ULTRACAM observations of SDSS J170213.26+322954.1 - an eclipsing cataclysmic variable in the period gap
本文介绍了食激变变星SDSS J1702 +322954.1（以下简称SDSS J1702+3229）的高速三色测光。该系统的轨道周期为2.4小时，处于灾变变星的“周期间隙”之内。我们通过卡方最小化拟合到观测到的光变曲线的日食参数化模型来确定系统参数。我们得到质量比q = 0.215 +/- 0.015和轨道倾角i = 82.4 +- 0.4度。初始质量为M_w = 0.94 +/- 0.01 Msun。次级质量和半径分别为Mr = 0.20 +/- 0.01 Msun和Rr = 0.243 +/- 0.013 Rsun。我们发现它与系统的距离为440 +/- 30 pc，而其次级恒星的有效温度为3800 +/- 100 K（对应于M0 +/- 0.5V的光谱类型）。距离和有效温度都与以前通过红星光谱得出的值一致。第二颗恒星的质量比预期的轨道周期要小得多，而且比预期的质量要热得多。这可以解释，如果次级恒星是显着进化的：质量和有效温度是一致的次级恒星，开始质量转移与大大减少中央氢分数。SDSS J1702+3229中的第二颗恒星的性质支持了这样的预测，即在周期间隙内可能会发现具有演化的第二颗恒星的CV。
2006-07-04 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
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
Two Rare Magnetic Cataclysmic Variables with Extreme Cyclotron Features Identified in the Sloan Digital Sky Survey
在斯隆数字巡天（SDSS）中发现的两个新发现的磁激变变星，SDSSJ 155331.12 +551614.5和SDSSJ 132411.57 +032050.5，其光谱显示出高度突出、狭窄、强极化的回旋峰，其振幅分别在4.39和2.6小时的轨道周期上变化。在前者中，峰的间距指示在~60 MG的磁场中的第3和第4谐波。狭窄的回旋加速器的功能和缺乏强发射线意味着非常低的温度等离子体和非常低的吸积率，使吸积区加热粒子碰撞，而不是吸积冲击。像这样的稀有系统的发现证明了SDSS找到最低吸积率的近距离双星的能力。
2002-10-11 astro-ph
SDSS 1507+02: A Halo Cataclysmic Variable?
本文报道了对激变变星SDSS 1507+52的光度和光谱研究。这颗恒星在67分钟的轨道周期上显示出非常深的日食，这些日食很容易分为白矮星和热点成分。这导致了对双星参数的严格约束：M_1=0.83（8）太阳质量，M_2=0.057（8）太阳质量，R_1=0.0097（9）太阳半径，R_2=0.097（4）太阳半径，q=0.069（2），i=83.18（13）度。这些数字表明可能属于WZ Sge星，一种常见的矮新星类型。光谱行为（强而宽的H发射，双峰，并在日食期间显示出典型的旋转扰动）也是典型的。但是这颗恒星的轨道周期令人震惊地低于大约77分钟的“周期最小值”，这是富氢CV的特征;产生这样一个奇怪的双星将需要对灾难性变量演化理论进行一些修补。自行也是非常高的恒星的距离，我们估计从测光和三角视差为230 +- 40 pc。这表明横向速度为164 +- 30 km/s --如果这颗恒星属于银河系盘族的话，这是令人不安的高。如果这颗恒星属于银河晕族，那么理解它的演化和空间速度的困难就可以解决。
2008-03-25 astro-ph
Cyclic brightening in the short-period WZ Sge-type cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2
我们观测到一个新的激变变星（CV）SDSS J080434.20+510349.2，并研究了其光变曲线中发现的长期变化的起源。多经度时间分辨测光观测进行了分析，最近也发现在两个新发现的CV的不寻常的行为。SDSS J080434.20+510349.2的这项研究主要涉及对所观察到的双峰光变曲线的性质及其与静止期间发生的周期性增亮的关系的理解。观测是在2007年初获得的，当时该天体的亮度约为V~17.1，比爆发前的亮度高出0.4等。光变曲线显示出正弦变化，振幅约为0.07等，周期为42.48分钟，这是该系统轨道周期的一半。此外，我们还观测到该系统的两次“迷你爆发”，每次持续时间约为4天，最高可达0.6等。“小爆发”有一个对称的轮廓，并在大约32天内重复。随后对该系统的监测显示，这种“小爆发”具有类似的复发周期。根据SDSS J080434.20+510349.2的演化状态，讨论了双峰光变曲线和周期性增亮的成因。
2008-06-09 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. V. VLT, NTT and Magellan observations of nine equatorial systems
本文介绍了由SDSS光谱仪鉴定的9个暗弱激变变星的VLT、麦哲伦光谱和NTT测光。我们测量轨道周期的五个这些从速度变化的核心和翅膀的Halpha发射线。五个中有四个的轨道周期短于在已知的CV种群中观察到的2-3小时周期间隔。SDSS J004335.14-003729.8的轨道周期为Porb = 82.325 +/- 0.088 min;多普勒图显示了吸积盘、亮点和次级恒星被照射的内表面的辐射。在它的光变曲线中，我们发现一个周期性，这可能是由于白矮星的脉动。SDSS J163722.21-001957.1的Porb = 99.75 +/- 0.86 min。通过将这一新的测量结果与已公布的超级驼峰周期相结合，我们估计质量比为0.16，并推断系统的物理性质和轨道倾角。对于SDSS J164248.52+134751.4，我们发现Porb = 113.60 +/- 1.5 min。该CV的多普勒图显示了吸积盘中不寻常的亮度分布，这将受益于进一步的观测。SDSS J165837.70+184727.4的光谱特征与我们自己的VLT观测结果非常不同，尽管亮度只有很小的变化。我们从其窄的H α发射线测量Porb = 98.012 +/- 0.065 min。最后，SDSS J223843.84+010820.7有一个相对较长的周期，Porb = 194.30 +/- 0.16分钟。它包含一个磁…
2008-09-10 astro-ph
New Close Binary Systems from the SDSS-I (Data Release Five) and the Search for Magnetic White Dwarfs in Cataclysmic Variable Progenitor Systems
我们目前的最新目录超过1200光谱选择密切的双星系统观察斯隆数字巡天通过数据发布五。我们利用这个星表在灾变变星系统中寻找磁性白矮星。考虑到大约25%的激变变星包含磁性白矮星，而我们的大样本密近双星系统应该包含许多激变变星的祖先，我们在这个样本中只发现两个潜在的磁性白矮星是非常令人惊讶的。候选的磁性白矮星，如果得到确认，将拥有相对较低的磁场强度（B_WD < 10 MG），类似于中极星，但远低于目前极星的平均磁场强度。需要对这些系统进行额外的观测，才能确定白矮星是磁性的。即使这两个系统被证明是分离的磁白矮星+ M矮星双星的第一个证据，目前已知的激变变星群和假定的近距离双星祖先的性质之间仍然有很大的差距。
2007-04-05 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. II. Measurements for six objects, including two eclipsing systems
继续我们从论文I（Southworth等人，2006），我们提出了中等分辨率光谱和宽带测光的七个激变变量（CV）发现的SDSS。对于其中六个天体，我们得到了精确的轨道周期，所有这些都是第一次测量。对于SDSS J013132.39+090122.2，它包含一个非径向脉动的白矮星，我们发现一个轨道周期为81.54 +/- 0.13分钟和一个低的径向速度变化幅度指示一个极端的质量比。对于SDSS J205914.87+061220.4，我们发现一个周期为107.52 +/- 0.14分钟。这个物体是一个矮新星，在我们的观测中，它从第一次记录的爆发开始逐渐消失。SDSS J155531.99-001055.0的INT测光表明，该系统经历了1.5等深的日全食，发生在113.54 +/- 0.03分钟的周期内。SDSS J075443.01+500729.2的NOT光变曲线表明，该系统也是食，在205.965 +/- 0.014分钟的周期，但这里的日食是V形的，只有0.5等深。它的低发射线强度，轨道周期和V形日食明确地标志着它是一个新星天体。SDSS J005050.88+000912.6和SDSS J210449.94+010545.8的WHT光度测定分别产生80.3 +/- 2.2和103.62 +/- 0.12 min的周期。第七个也是最后一个系统SDSS J165658.12+212…
2007-09-04 astro-ph
SDSS J150722.30+523039.8: a CV formed directly from a detached white dwarf/brown dwarf binary?
本文介绍了食激变变星SDSS J150722.30+523039.8（以下简称SDSS J1507）的高速三色测光。该系统的轨道周期为66.61分钟，低于观测到的激变变星的“周期最小值”。我们通过一个参数化的日食模型来确定系统参数，该模型通过卡方最小化来拟合观测到的光变曲线。我们得到质量比q = 0.0623 +/- 0.0007和轨道倾角i = 83.63 +/- 0.05度。主质量为M_w = 0.90 +/- 0.01 M_sun。次级质量和半径分别为M_r =0.056 +/- 0.001 M_sun和R_r = 0.096 +/- 0.001 R_sun。我们发现到系统的距离为160 +/- 10 pc。SDSS J1507中的第二颗恒星的质量远低于氢燃烧极限，使其成为第二个被证实的亚恒星供体。SDSS J1507的轨道周期很短，如果它的第二颗恒星是由核演化而来，或者SDSS J1507是由分离的白矮星/棕矮星双星直接形成的，这就很容易解释了。由于没有任何可见的贡献，从次要恒星，非常低的次要质量和低的HeI（6678 AA）/H α发射线比，我们认为SDSS J1507可能直接形成于分离的白矮星/棕矮星双星。如果得到确认，SDSS J1507将是第一个被确认的此类系统。讨论了双星演化、棕矮星沙漠和共同包络相的意义。
2007-08-01 astro-ph
Spectroscopy of Four Cataclysmic Variables with Periods above 7 Hours
我们提出了四个激变变量的光谱。使用径向速度测量，我们发现轨道周期的第一次。它们的恒星和周期分别是GY Hya，0.347230（9）d; SDSS J204448-045929，1.68（1）d; V392 Hya，0.324952（5）d; RX J1951.7+3716，0.492（1）d。我们还检测光谱的二级恒星，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。
2005-11-15 astro-ph
Discovery of two new accreting pulsating white dwarf stars
我们报告了在斯隆数字巡天的激变变星中发现的两颗新的吸积脉动白矮星：SDSSJ 074531.91 +453829.5和SDSSJ 091945.10 +085710.0。在SDSSJ 074531.91 +453829.5的光学光变曲线中，我们观察到在接近1230 s的周期处4.5-7%的高振幅非正弦变化，在SDSSJ 091945.10 +085710.0的光变曲线中，在接近260 s的周期处0.7-1.6%的低振幅变化。我们推断，这些光学变化的结果，非径向g-模式脉动吸积这些激变变量的主要白矮星。然而，我们不能排除260 s周期可能是吸积白矮星SDSSJ 091945.10 +085710.0的自旋周期的可能性。在我们的搜索过程中，我们还发现了一个非变量SDSSJ 171145.08 +301320.0;我们的两次观测运行排除了幅度大于或等于0.5%的85- 1400 s范围内的任何脉动相关周期。这篇发现论文使已知的吸积白矮星的总数达到11个。
2007-07-16 astro-ph
Investigating the Sloan Digital Sky Survey Cataclysmic Variable SSDS J132723.39+652854.2
测光和光谱观测显示，斯隆数字巡天激变变星SDSS J132723.39+652854.2可能是一颗轨道周期为P = 3.28小时的SW性星。斯隆数字巡天光谱显示了很强的HeI、HeII和Balmer发射线。在阿帕奇点天文台获得的时间分辨光谱揭示了在相位0.5附近的发射线内的吸收线结构。在Manastash Ridge天文台使用Harris V和B滤波器获得的测光数据显示了一个高倾角系统（i = 80度），具有深（~ 2 mag.）日食轨道周期和光谱变化有利于SW性别的解释。
2003-06-03 astro-ph
New Low Accretion-Rate Magnetic Binary Systems and their Significance for the Evolution of Cataclysmic Variables
斯隆数字巡天（SDSS）发现了两个新的具有显著光学回旋辐射特征的白矮星+M星双星，使X射线微弱的磁吸积双星总数达到6个，其吸积速率< 10^{-13} Msun/yr，或<激变变星通常遇到的值的1%。这一事实，再加上捐赠恒星，他们的罗氏瓣和非常冷的白矮星，品牌的双星作为后共同信封系统的轨道还没有衰减到罗氏瓣接触点。它们是前磁性CV或前极性。这些系统表现出自旋/轨道同步性，显然是通过有效捕获来自次级恒星的恒星风而吸积的，这一过程被称为"磁虹吸“。因此，双星的周期演化将仅通过引力辐射发生，对于周期>3小时的双星来说，这是非常缓慢的。对回旋谐波的光学测量似乎是发现的唯一手段，因此前极星的空间密度可以与极星的空间密度相媲美，双星提供了一个重要的祖先通道（除了异步的中间极星）。物理和SDSS观测选择效应的确定，可能有助于解释所有六个系统的聚集在一个狭窄的范围内的磁场强度约60 MG。
2005-05-18 astro-ph
FIRST J102347.6+003841: The First Radio-Selected Cataclysmic Variable
我们已经确定了1.4 GHz的射电源FIRST J102347.6+003841（以下简称FIRST J1023+0038）与以前未知的17等银河系激变变量（CV）。光谱类似于磁性（AM大力神型或DQ大力神型）CV。五个夜晚的光学CCD测光显示了从几分钟到几小时的时间尺度上的变化，以及快速的闪烁。对FIRST无线电测量数据的重新检查显示，无线电探测是基于单个6.6 mJy的耀斑;在另外两个场合，源低于~1 mJy的测量限值。其他几个磁性CV已知是可变射电源，这表明FIRST J1023+0038是这个类别的新成员（也是第一个基于无线电发射发现的CV）。然而，FIRST J1023+0038比其他无线电探测到的磁CV要暗几个光学星等。目前还不清楚，在第一次观测时，该源是否只是一个非常罕见和异常强烈的射电耀斑，或者真的是一个异常的射电发光CV;因此，进一步的观测是迫切的。
2002-08-20 astro-ph
Cataclysmic Variables in Globular Clusters, the Galactic Center, and Local Space
我们比较的X射线光谱和光度，在2-8千电子伏波段，已知的和可疑的激变变量（CV）在不同的环境中，评估这些源人口的性质。这些物体包括ASCA观测到的附近CV; Muno等人确定的银河系中心X射线源群;以及可能在球状星团中发现的CV。后者都被认为是由磁性CV主导的。我们发现，在这两个类别中较亮的对象可能是磁性CV，但较暗的对象可能包括正常CV的实质性贡献。从银河系中心观测到的异常硬的光谱反映了高的和可变的消光，在该地区的大部分地区明显大于典型的6 e22/cm 2，以及许多最明亮的CV的磁性。银河系中心暗源的总数与这一领域中CV数量的预期相符。
2008-01-21 astro-ph
The space density of cataclysmic variables: constraints from the ROSAT North Ecliptic Pole Survey
我们使用ROSAT北南极（NEP）巡天构建一个小的，但纯粹的X射线通量有限的激变变星（CV）的样本。该样本仅包括4个系统，其中2个（RX J1715.6+6856和RX J1831.7+6511）是新发现的。我们提出了新CV的时间分辨光谱，并测量了RX 1715.6+6856和RX J1831.7+6511的轨道周期分别为1.64 \pm 0.02 h和4.01 \pm 0.03 h。我们还估计了样本中所有CV的距离，主要基于它们在红外线中的视亮度。由我们的小样本表示的CV总体的空间密度为（1.1 + 2.3/-0.7）10^-5 pc^-3。我们还可以对任何过于微弱而无法包含在NEP调查中的CV子群体的空间密度设置上限。特别地，我们证明了如果CV的总空间密度高达2 10^-4 pc^-3（正如理论上预测的那样），那么绝大多数CV必定比L_X \simeq 2 10 ^29 erg/s更暗。
2007-09-12 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
Extremely metal-poor stars from the SDSS
我们给出了一个关于在斯隆数字巡天的光谱目录中寻找极贫金属恒星的CIFIST团队内的活动的进展报告。到目前为止，搜索已经提供了25个金属丰度在-3左右或更小的候选者。对于15名候选人，VLT的UVES高分辨率光谱已经证实了他们的极端金属贫乏状态。目前正在进行的工作是通过增强SDSS的光度测定，并通过测量X-shooter在显着暗淡的目标时的能力，将搜索扩展到SDSS的光度测定目录。
2008-09-17 astro-ph
Cataclysmic Variables and a New Class of Faint UV Stars in the Globular Cluster NGC 6397
我们提出的证据表明，球状星团NGC 6397包含两个不同的中央集中的紫外亮恒星类。从HST/WFPC 2获得的U、B、V和I数据构建的色星等图显示了七颗比主序星的亮度更暗的紫外亮恒星，其中三颗先前被确定为激变变星（CV）。这些恒星的光变曲线显示出CV的“闪烁”特征，以及长期的变化。第四颗星被确定为CV候选者的基础上，其可变性和紫外线过剩。另外三颗紫外线明亮的恒星没有光度变化，并且具有B星的宽带颜色特征。这些不闪烁的紫外线恒星太暗了，不可能是延伸的水平分支恒星。我们认为它们可能是低质量的氦白矮星，当红巨星的演化被中断时形成，这是由于罗氏瓣溢出到双星上，或者是由于潮汐捕获双星中的共同包络相之后的包络喷射。或者，它们可能是非常低质量的核心燃烧氦的恒星。CV和新的暗UV星都强烈地集中在星团中心，以至于单靠2体弛豫的质量分离可能无法解释它们的分布。
1998-09-26 astro-ph
Keck/Deimos Spectroscopy of a GALEX UV Selecte Sample from the Medium Imaging Survey
我们报告的结果，从试点计划，以获得星系演化探测器（GALEX）中成像调查（MIS）中检测到的对象的光谱。我们的研究探讨了星系的GALEX比斯隆数字巡天（SDSS）光谱调查微弱的性质。这是首次将Salim等人2005年的方法扩展到估算恒星质量、恒星形成速率（SFR）和恒星形成星系的b（恒星形成历史）参数，直到z~0.7。我们获得了50个GALEX MIS源的红移，达到NUV=23.9（AB等），在SDSS数据发布4（DR 4）中有对应的。在我们的样本中，43个是z<0.7的恒星形成星系，3个具有z<0.7的活动星系核的发射线比，4个z~1的物体是类星体，其中3个以前没有编目。我们将我们的样本与SDSS光谱的~ 50，000个匹配GALEX/SDSS星系的更大样本进行比较;虽然我们的调查很浅，但我们的光源的光学对应物在SDSS r星等上比SDSS光谱样本弱~3个星等。我们使用星系的发射线诊断，以确定样品中包含的主要是恒星形成星系。在NUV-r与M_r的色星等图中，样本中的星系占据蓝色序列。我们的样本有SFR，光度和速度色散，是类似的微弱的紧凑的蓝色星系的样本研究以前在相同的红移范围内由Koo等。等人，1995，Guzman et.等人1996和Phillips等。al 1997.然而，我们的样本在表面亮度上比紧凑的蓝色星系要暗2等。我们发现，大多数星系的恒星形成历史是一致的，最近的星爆…
2007-06-23 astro-ph
ULTRACAM photometry of the eclipsing cataclysmic variables GY Cnc, IR Com and HT Cas
本文介绍了食激变变星GY Cnc、IR Com和HT Cas的高速三色测光。我们发现GY Cnc和IR Com中的锐食是由白矮星的食引起的。在GY Cnc中有一些证据表明吸积盘边缘有一个亮点，但在IR Com中没有。日食映射HT Cas的静态吸积盘的结构的变化。2002年的观测显示，除了在吸积盘边缘有一个亮点外，吸积盘是不可见的。然而，2003年的观测清楚地显示了一个明亮的内部圆盘，并且亮点比2002年要暗得多。虽然没有爆发与任何一组静态观测有关，但该系统在2003年的亮度约为0.6 mJy，主要是由于来自内部圆盘的增强发射。我们认为，这些变化是由于从第二颗星和通过光盘的质量传递速率的变化。圆盘的颜色表明它的内部和外部区域都很薄。我们估计2002年HT Cas的白矮星温度为15 000 +/- 1000 K，2003年为14 000 +/- 1000 K。
2005-10-14 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
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
SDSS J142625.71+575218.3, a Prototype for a New Class of Variable White Dwarf
我们提出的脉动搜索的结果，在最近发现的六个碳-大气层白矮星（“热DQ”）的明星。根据我们的理论计算，恒星SDSS J142625.71+575218.3是唯一一个预计会脉动的天体。我们观察到这颗恒星是可变的，在417.7秒和208.8秒（第一谐波）的显着功率，使其成为一个强有力的候选人作为一类新的脉动白矮星恒星的第一个成员，DQVs。然而，它的折叠脉冲形状与其他白矮星变星有很大的不同，并且与激变变星AM CVn有相似之处，这提高了这颗恒星可能是AM CVn恒星的碳转移类似物的可能性。无论哪种情况，这些观测都代表着发现了一类新的令人兴奋的天体。
2008-03-18 astro-ph
Discovery of The New WZ Sge Star, SDSS J080434.20+510349.2
我们提出的SDSS J080434.20+510349.2在其低状态和爆发期间的光度观测和光谱在爆发期间的结果。我们发现了这样的特点，作为一个长期的爆发，振幅可能不小于6米，罕见的爆发，11重亮，和一个短（0.059713（7）d）的超级驼峰周期。我们的结论是，这颗星属于WZ Sge型激变变星子类。光谱显示H和He的发射和吸收线叠加在蓝色连续谱上。我们还发现在超级爆发平台期的末期有8 - 9分钟的亮度变化，这可能与双星中白矮星的脉动有关。
2007-12-12 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
Discovery of Four Gravitationally Lensed Quasars from the Sloan Digital Sky Survey
我们提出了四个引力透镜类星体的发现，从斯隆数字巡天的光谱类星体目录中选择。我们描述了成像和光谱的后续观测，支持以下四个类星体的透镜解释：SDSS J 0832 +0404（像分离θ=1.98”，源红移z_s=1.115，透镜红移z_l=0.659）; SDSS J1216+3529（θ=1.49”，z_s=2.012）; SDSS J1322+1052（θ=2.00”，z_s=1.716）;和SDSS J1524+4409（θ=1.67”，z_s=1.210，z_l=0.320）。每个系统都有两个透镜图像。我们发现，SDSS J 0832 +0404的较暗的图像分量比较亮的分量明显更红，这可能是因为透镜星系的差异变红。SDSS J1216+3529的透镜位能可能会因为主透镜星系附近的次级星系而变得复杂。
2007-11-25 astro-ph
The Discovery of a Second Field Methane Brown Dwarf from Sloan Digital Sky Survey Commissioning Data
我们报告发现的第二场甲烷褐矮星的委托数据的斯隆数字巡天（SDSS）。该天体编号为SDSS J134646.45-003150.4（SDSS 1346-00），被选中是因为它的红色和恒星外观。它的光谱在0.8- 2.5mic之间，主要是H_2O和CH_4的强吸收带，与Gliese 229 B和SDSS 162414.37+002915.6（SDSS 1624+00）的光谱非常相似。SDSS 1346-00比Gliese 229 B暗约1.5等，这表明它距离太阳约11 pc。SDSS 1346-00在2.1 mic与1.27 mic下的通量比大于Gliese 229 B和SDSS 1624+00，这表明SDSS 1346-00的有效温度略高于其他。根据130平方米的搜索面积。°的在z* = 19.8的探测极限下，我们估计在40 pc ^3的搜索体积中，T_eff ~ 1000 K的甲烷褐矮星的空间密度为0.05 pc^-3。这一估计数是根据小样本统计得出的，应适当谨慎对待。
2000-01-09 astro-ph
SDSS J080449.49+161624.8: A peculiar AM CVn star from a colour-selected sample of candidates
我们描述了一个光谱调查，旨在发现一个估计的40 AM CVn恒星隐藏在光度数据库的斯隆数字巡天（SDSS）。我们已经构建了一个相对较小的样本约1500候选人的颜色选择的基础上，其中应包含大多数的所有AM CVn二进制文件，同时保持足够小，光谱鉴定的完整样本是可行的。我们提出了第一个新的AM CVn星发现使用这种策略，SDSS J080449.49+161624.8，超紧凑的二进制性质证明使用高时间分辨率光谱在麦哲伦望远镜在Las Campanas天文台，智利。在44.5+/-0.1min的周期上观察到一个运动学的“S波”特征，我们认为这是轨道周期，尽管目前的数据还不能排除它最近的日混叠。这颗新的AM CVn恒星显示出一种特殊的光谱，宽单峰氦发射线，具有异常强烈的电离氦系列，让人想起富含氢的激变变星中的（中间）极性。我们推测SDSS J 0804 +1616可能是第一颗磁性AM CVn星。吸积的物质似乎富含氮，N/O>~10，N/C>10，表明在施主星的早期演化中，有过氢燃烧，但没有氦燃烧。
2009-01-09 astro-ph
SDSS J233325.92+152222.1 and the evolution of intermediate polars
中极星（IP）是激变变星，其中包含旋转周期短于双星轨道周期的磁性白矮星。演化理论预测，具有长轨道周期的IP会通过2-3小时的周期间隙演化，但很不确定所产生的物体的性质。虽然已知的长周期IP相对较多，但其中很少有短轨道周期。我们介绍了SDSS J233325.92+152222.1的相位分辨光谱学和光度学，并将其归类为具有最短已知轨道周期（83.12 +/- 0.09分钟）的IP，其中包含一个具有相对较长自旋周期（41.66 +/- 0.13分钟）的白矮星。我们估计白矮星的磁矩为mu（WD）\approx 2 x 10^33 G cm ^3，这不仅与其他四个已证实的短周期IP中的三个相似，而且与许多长周期IP的磁矩相似。我们认为，长周期的IP保存他们的磁矩，因为它们朝着更短的轨道周期。因此，占主导地位的长周期IP（白矮星的自旋周期大约比它们的轨道周期短10倍）可能最终成为像SDSS J2333这样的短周期IP，自旋周期是它们轨道周期的很大一部分。
2007-04-04 astro-ph
A ZZ Ceti white dwarf in SDSS J133941.11+484727.5
我们目前的时间分辨光谱学和光度学的激变变量（CV）SDSSJ133941.11+484727.5（SDSS 1339）已发现在斯隆数字巡天数据发布4。根据径向速度研究确定的轨道周期为82.524（24）分，接近观测到的最小周期。SDSS 1339的光谱90%是由来自白矮星的辐射所主导。该光谱可以用三分量模型（白矮星，盘状，次级）成功地再现，当log g=8.0，d= 170 pc时，Twd= 12500 K，次级的光谱类型晚于M8。与吸积盘的光学光度相对应的质量转移速率非常低，约为1.7 × 10 ^-13 Msun/yr。光学光度测量显示，在641秒处有一个振幅为0.025等的相干变率，我们将其解释为白矮星的非径向脉动。此外，还观测到一个周期为320 min或344 min、振幅为0.025mag的长周期光度变化，它与系统的轨道周期没有明显的关系。在CV SDSSJ123813.73-033933.0、SDSSJ204817.85-061044.8、GW Lib和FS Aur中发现了类似的长周期光度信号，但到目前为止还没有这种行为的工作模型。
2005-10-25 astro-ph
Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933.0
我们观察到一个新的和研究不足的激变变量（CV）SDSS J123813.73 - 033933.0，以确定其分类和二进制参数。同时进行了时间分辨的光度和光谱观测，以进行周期分析和多普勒层析成像。根据Ha线的径向速度测量，我们确定它的轨道周期为0.05592 +/-0.00035 $天（80.53分）。这一周期比Szkody等人（2003）首次估计的76分钟要长，但仍然处于富氢CV的周期极限的边缘。光谱显示出双峰的巴耳末辐射线，两侧是强烈的宽巴耳末吸收，表明白矮星主星的主要贡献，并且与短周期低质量传递的WZ Sge类系统的光谱相似。光度学光变曲线显示复杂的可变性。该系统经历了高达0.4 mags的周期性增亮，这是半周期性的，周期为8 - 12小时。我们还检测到一个40.25分钟的变化~0.15马格对应的轨道周期的一半。后者的振幅随着系统的周期性增亮而增大。我们讨论了可变的吸积率及其对热点的影响作为最可能的原因，这两个观察到的过程。SDSS J123813.73 - 033933.0被初步分类为WZ类Sge短周期系统，吸积速率低且不稳定。
2005-12-06 astro-ph
Studying distant dwarf galaxies with GEMS and SDSS
我们研究的颜色，结构特性，和恒星形成历史的样本~1600矮星超过回看时间~3 Gyr（z=0.002-0.25）。该样本由401个来自星系形态演化和SEDs（GEMS）调查的遥远矮星组成，该调查提供了高分辨率的哈勃太空望远镜（HST）高级巡天相机（ACS）图像和精确的红移，以及从斯隆数字化巡天（SDSS）编译的10-90 Mpc的1291个矮星。我们发现，GEMS矮星比SDSS矮星更蓝，这与恒星形成历史相一致，包括恒星爆发和连续恒星形成时期。光靠单一的星爆或持续的恒星形成是无法重现完整的色彩范围的。我们推导出GEMS矮星的恒星形成率，并估计完全去除其气体所需的机械光度。我们发现，大部分明亮的矮星很可能保留它们的气体，而较暗的矮星容易受到显着的气体损失，如果他们将经历一个恒星爆发。
2005-12-12 astro-ph
Post common envelope binaries from SDSS. II: Identification of 9 close binaries with VLT/FORS2
斯隆数字巡天被证明在识别白矮星/主序星双星（WDMS）方面非常有效。人口的WDMS系统包括广泛的系统，其恒星组成部分的发展，如单星和-更有趣的是在近距离双星演化的背景下-PCEBs。我们进行了一个大规模的后续调查，以确定和验证的PCEB之间的WDMS二进制文件，已发现与SDSS。我们使用一个两步的策略，在第一阶段和轨道周期确定WDMS之间的PCEBs的识别。在这里，我们提出了我们的VLT/FORS 2试点研究的第一个结果，其目标是在较暗（g>~18.5）的SDSS-WDMS中识别PCEB。从公布的SDSS目录中，我们选择了26个WDMS目标进行观察VLT/FORS 2。使用光谱分解/拟合技术，我们确定了白矮星的有效温度和表面重力，质量，和二级恒星光谱类型的所有WDMS在我们的样本。我们使用NaI 8183.27，8194.81双合线来测量目标的径向速度变化，并使用Magellan-Clay/LDSS 3对两个显示出显著径向速度变化的系统进行了额外的后续光谱分析。在26个WDMS系统中，我们发现9个强PCEB候选者显示出明显的（>= 3sigma）径向速度变化，我们估计SDSS WDMS中PCEB的比例约为35%。我们发现SDSS-WDMS中PCEBs的相对数量依赖于二级恒星的光谱类型的迹象。这些结果受到少量统计的影响，需要通过额外的观察来证实。对于两个已确定的PCEB候选者，SDS…
2008-03-14 astro-ph
We discuss the UV, optical, and IR properties of the SDSS sources detected by GALEX as part of its All-sky Imaging Survey Early Release Observations. Virtually all of the GALEX sources in the overlap region are detected by SDSS. GALEX sources represent ~2.5% of all SDSS sources within these fields and about half are optically unresolved. Most unresolved GALEX/SDSS sources are bright blue turn-off thick disk stars and are typically detected only in the GALEX near-UV band. The remaining unresolved sources include low-redshift quasars, white dwarfs, and white dwarf/M dwarf pairs, and these domina…
2005-05-16 astro-ph
Differential Microlensing of the Continuum and Broad Emission Lines in SDSS J0924+0219, the Most Anomalous Lensed Quasar
SDSS J 0924 +0219是具有异常通量比的引力透镜最明显的例子：光学宽带测光显示图像D比光滑透镜势的预期暗12倍。我们报告光谱显示，异常是存在于广泛的发射线通量比以及。发射线和连续谱通量比之间存在差异：宽莱曼α线的A/D比为10，相关连续谱中为19。已知的可变性证明了微透镜的存在。我们表明，微透镜可以占连续谱和发射线的通量比，如果广泛的发射线区域的大小是可比的爱因斯坦半径的微透镜。具体地，我们需要宽线区域的半光半径为R_BLR <~ 0.4 Rein ~ 9$ lt-days，这是小的但合理的。如果宽线区域如此之大，那么恒星只能贡献图像位置表面质量密度的15-20%。虽然我们不能排除暗物质子结构的millilensing也存在的可能性，但我们得出结论，微透镜是存在的，足以解释现有的数据。在这种假设下，A/D通量比应该在几年而不是几千年的时间尺度上恢复到接近1的值。
2005-10-26 astro-ph
The 2dF-SDSS LRG and QSO Survey: The spectroscopic QSO catalogue
本文给出了2dF-SDSS LRG和类星体巡天（2SLAQ）的最终光谱类星体目录。这是一个深度为18<g<21.85（消光校正）的样本，旨在详细探测z<2.6的AGN宽线光度分布的暗端。候选的类星体是从SDSS测光中选出的，并在英澳望远镜上用2dF摄谱仪进行了光谱观测。该样本覆盖191.9 deg^2的面积，包含16326个天体的新光谱，其中8764个是类星体，7623个是新发现的（其余的是之前通过2 QZ和SDSS巡天发现的）。完整的类星体样本（包括以前在SDSS和2 QZ巡天中观测到的天体）包含12702个类星体。新的2SLAQ光谱数据集还包含2343颗银河系恒星，包括362颗白矮星和2924个窄发射线星系，其红移中值为z=0.22。我们提出了详细的完整性估计的调查，类星体的颜色，包括宿主星系的贡献建模的基础上。计算结果表明，在g~21.85时，SDSS ugriz带中存在红移z~1的宿主星系对类星体的颜色有显著的影响。特别是，我们看到一个显着的变红的物体在g-i对微弱的g-波段的幅度。这种变红与类星体宿主星系被年龄至少为2-3 Gyr的恒星星族所控制是一致的。完整的目录，包括完整性估计，可在http://www.2slaq.info/在线获得
2008-10-27 astro-ph
A Survey of z~6 Quasars in the SDSS Deep Stripe: I. a Flux-Limited Sample at z_{AB}<21
我们介绍了在斯隆数字巡天（SDSS）南半球巡天的260 ° ^2范围内，在z~6处发现的5个类星体。SDSS南半球巡天是一种沿天赤道重复扫描一条条纹的深成像巡天。20< z_{AB} <21的5个类星体比SDSS主巡天发现的发光z~6类星体暗1-2等。其中一个是由UKIRT红外深空调查独立发现的。这些类星体与该区域已知的另一个z~6类星体结合，构成了一个完整的z_{AB} <21的限流类星体样品。样本的红移范围为5.85<z<6.12，光度范围为-26.5< M_{1450} <-25.4（H_0=70 km s^{-1} Mpc^{-1}，Omega_{m} =0.3，Omega_{Lambda} =0.7）。我们用1/ V_{a}方法确定了在=6.0和=-25.8处的共动类星体的空间密度<z>< M_{1450} >为（5.0+/-2.1）× 10^{-9}兆秒差距^{-3}等^{-1}。我们用幂律Phi（L_{1450}）\propto L_{1450} ^{beta}来模拟z~6处的亮端类星体光度函数（QLF）。从我们的样本和发光的SDSS类星体样本的组合中计算出的斜率β为-3.1+/-0.4，明显比QLF在z~4处的斜率更陡。基于导出的QLF，我们发现类星体/活动星系核在z~6处不可能提供足够的光子来覆盖星系际介质（IGM），除非IGM是非常均匀的，并且QLF幂律破缺的光…
2007-08-20 astro-ph
