KUV 01584-0939: A Helium-transferring Cataclysmic Variable with an Orbital Period of 10 Minutes
对KUV 01584-0939（别名Cet 3）的高速测光表明，它的周期为620.26 s。结合它的缺氢光谱，这意味着它是一颗AM CVn型恒星。光学调制可能是一个超级驼峰，在这种情况下，轨道周期将比我们观察到的略短。
2002-01-12 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
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
Brown Dwarfs and the Cataclysmic Variable Period Minimum
使用改进的，最新的恒星输入物理测试对低质量恒星和褐矮星的观测，我们计算的长期演变的低质量捐助者激变变量（CV），包括那些形成与褐矮星捐助者。我们的模型证实了CV周期直方图中计算的最小周期（Pmin ~ 70 min）和观察到的短周期截止值（~ 80 min）之间的不匹配。我们发现，潮汐和旋转修正应用到一维恒星结构方程的周期最小值没有显着的影响。从我们的模型序列合成的理论周期分布总是在最小周期处显示系统的积累，这是观察到的分布所没有的特征。我们认为，非磁性的CV变得不可观察，因为它们有效地被困在永久静止之前，他们达到Pmin，和小数字的统计可能隐藏的周期尖峰的磁性CV。
1999-06-28 astro-ph
GZ Cancri: a cataclysmic variable at the lower edge of the period gap
我们提出了校准测光和时间分辨光谱的激变变量GZ Cnc。H-α发射线的径向速度揭示了0.08825（28）d或2.118（07）h的轨道周期，将系统置于周期间隙的下边缘。我们的一次观测发现系统正在上升到一个被忽视的，可能是小幅度的爆发。在此阶段的某些阶段，发射谱线的轮廓被高速吸收分量扭曲。我们讨论了这种现象的背景下，最近的建议，长期的光变曲线的GZ数控类似于那些中间的极性。
2003-02-20 astro-ph
On the orbital period of the cataclysmic variable V592 Herculis
我们提出了一个光谱研究的长复发时间矮新星V592武仙座的基础上获得的观测在1998年8月的超爆发。从对H α发射线的径向速度的分析中，我们发现最有可能的轨道周期为85.5 ± 0.4分钟，但91.2 ± 0.6分钟的混叠不能完全排除。这两个周期意味着一个非常小的周期过剩，并支持棕矮星一样的二级恒星的性质。
2002-09-02 astro-ph
Propeller activated resonances and the fate of short period cataclysmic variables
我们表明，弱磁螺旋桨和吸积盘共振的组合可以有效地停止吸积在短周期激变变量的大部分寿命。这可能有助于解释激变变星短周期轨道周期分布的观测值与预测值之间的差异。轨道共振导致圆盘变得偏心，使物质落回供体恒星或系统之外。快速旋转的主星上的弱磁场将盘状物质向外推动，使其能够获得这些共振。数值计算和解析计算表明，这种状态可以存在很长时间（~10^11年）。这是因为磁螺旋桨只需要保持进入共振，而不是将物质推出洛希瓣，因此自旋下降的时间尺度比经典螺旋桨模型长得多。
2006-08-22 astro-ph
Distortion of secondaries in semi-detached binaries and the cataclysmic variable period minimum
基于SPH模拟，我们量化了由于潮汐力和旋转力对半分离双星多变秒数的几何畸变效应。主要效应是多变星的膨胀，对半径的影响为$\sim$ 5%-12%，取决于多变指数和质量比。我们将这种扭曲效应应用于激变变系统中秒数的长期演化。我们专注于低于2- 3 h周期间隙的系统，并接近最小周期。我们发现一个显着增加的预测最小周期（$\sim$ 4%，如果在二次的热弛豫的变化近似考虑）。虽然有所改进，但效果不足以解决80 min时预测和观测最小周期之间的不匹配。
2002-05-02 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
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
Angular momentum losses and the orbital period distribution of cataclysmic variables below the period gap: effects of circumbinary disks
研究了周期以下激变变星的总体合成问题。模拟中计算了详细的二元演化序列网格，并将其纳入模拟中，以考虑系统中新星爆发导致的重力辐射和质量损失之外的额外角动量损失。作为一个具体的例子，我们认为环双星盘的影响，以获得洞察到的成分，必要的复制所观察到的轨道周期分布。由此产生的分布表明，周期最小值位于约80分钟的系统的数量单调增加，随着轨道周期增加到90分钟附近的最大值。没有证据表明系统在周期最小值处积累，这是只考虑引力辐射损失的模拟的共同特征。周期分布被发现是相当平坦的轨道周期范围从约85至120分钟。周期间隙的下边缘的陡度可以通过例如周期接近2.25小时的系统输入来再现，这是由于激变变星双星系统从轨道周期大于2.75小时的地方流动而造成的。在我们的模型框架内，与观测系统的累积分布函数的良好一致性表明，环双星盘或模拟其特征的机制的角动量损失加上加权因子来解释发现此类系统时的选择效应，以及从周期间隙上方到周期间隙下方的系统流动是理解整个周期的重要因素激变双星系统的分布
2005-09-13 astro-ph
Are the red dwarfs in cataclysmic variables main-sequence stars?
结果表明，轨道周期为$P < 3$ hr的短周期激变变星的秒级与单场星定义的太阳丰度主序列接近。在具有$P > 3$ hr的激变变星中，最早的光谱类型对应于主序星，而大多数次变星具有较晚的光谱类型。可能的原因是在质量传递之前的核演化和由于质量传递而缺乏热平衡。与最新恒星模型获得的进化序列的比较意味着异常高的传输速率和大部分系统与进化的捐助者。没有证据表明，在任何一个研究充分的激变变量中存在次级低金属丰度。
1998-09-18 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
A 6.3-h superhump in the cataclysmic variable TV Columbae: the longest yet seen
我们目前的结果，从两个星期的多经度测光活动电视上校在2001年1月举行。这些数据证实了存在一个永久性的积极的超级驼峰，发现在重新检查广泛的档案测光数据的电视上校。6.3小时的周期是15%以上的轨道周期，并遵守众所周知的超级驼峰周期过剩和二进制周期之间的关系。在5.5小时时，TV Col的轨道周期比任何已知的超级驼峰激变变星都要长，因此，根据目前的理论，它的质量比可能在超级驼峰出现的范围之外。我们提出了几个解决这个问题的方法。
2002-12-05 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
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
The Lower Main Sequence and the Orbital Period Distribution of Cataclysmic Variable Stars
从附近恒星的有限体积样本测量的主序下部的色星等图显示，在Mv = 12和13之间有一个突然的向下跳跃。这种跳跃表明，观测到的质量-半径关系在0.3到0.2太阳质量之间变陡，但理论模型没有显示这种影响。很难找出这种分歧的根源：观测的质量-半径关系依赖于可能不够精确的变换，而理论关系依赖于可能不够完整的恒星模型，特别是在处理控制内部状态方程的复杂物理学方面。如果观测得到的质量-半径关系中的特征是真实的，它们的存在为激变变星轨道周期分布中众所周知的间隙提供了一个自然的解释。这种解释只依赖于观测到的低质量恒星的质量-半径关系，而不需要特别改变磁制动或激变变星的结构。如果是正确的，它将允许更广泛地应用激变变量观测的基本恒星物理学的问题。
1997-10-27 astro-ph
The new cataclysmic variable RX J1554.2+2721 in the period gap
我们报告的一个新的激变变量，确定为光学对应的X射线源RX J1554.2+2721探测ROSAT的光谱和光度研究的结果。相对明亮（约16.5等）的天体的光谱观测显示出系统的径向速度变化，半振幅约为140公里/秒。除了明显存在的不同的低和高的状态，有周期性的光度变化的振幅约为0.15的R带。它的轨道周期是2.753小时，因此位于周期间隔的上边界。该天体光谱中的通量分布显示出M4 V次级的实质性贡献，并且还具有明显的回旋辐射迹象。因此，我们将所发现的对象归类为AM Her类磁灾变变量的新成员。软X射线光谱、发射谱线的特征剖面、层析成像图和轨道光变曲线的形状进一步支持了这一分类。在低和高状态下的光谱的简单拟合表明，与周期间隙之外的类似物体相比，RX J1554.2+2721中的传质速率降低。
2001-10-02 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
A new absolute magnitude calibration with 2MASS for cataclysmic variables
利用可靠的三角测量，我们发现激变变星的绝对星等依赖于{ \em 2 MASS}测光系统的轨道周期和去红的$(J-H)_{0}$和$(H-K_{s})_{0}$色。校准方程涵盖范围为$0.032^{d} < P_{orb} \leq 0.454^{d}$、$-0.08 < (J-H)_{0} \leq 1.54$、$-0.03 <(H-K_{s})_{0} \leq 0.56$和$2.0 < M_{J} < 11.7$ ;它基于相对误差为$(σ_π/π) \leq 0.4$的三角函数。利用周期-光度-颜色（PLC）关系，估算了激变变星与轨道周期和{ \em 2 MASS}观测的距离，并与其它方法计算的距离进行了比较。我们认为，PLCs关系可以是一个有用的统计工具，估计激变变量的距离。
2007-01-18 astro-ph
An Halpha-selected sample of cataclysmic variables -- II. Implications for CV evolution
我们使用一个独立的新样本的灾难性变量（CV），通过选择对象的Halpha发射，约束属性的内在CV人口。这个样本仅限于可能是非磁性和未演化的系统;它由17个CV组成，其中至少10个的轨道周期超过3小时。我们发现，即使是非常慷慨的津贴选择效应是不足以调和的大比例的短期到长期的CV预测标准CV进化理论与观察到的样本，可能意味着短周期系统的发展速度比预测的破坏磁制动模型。这将需要角动量损失机制，除了引力辐射，作用于轨道周期低于周期间隙的CV。为了使模型与观测结果一致，周期间隔以下的角动量损失率必须至少增加3倍，除非模型也高估了长周期CV的角动量损失率。
2008-02-18 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
A search for brown-dwarf like secondaries in cataclysmic variables
我们提出了一个样本的短轨道周期激变变量，这是候选人窝藏亚恒星同伴的红外光谱。我们探测到了VY Aqr伴星的KI和NaI吸收线。该系统的整体光谱分布与M9.5型矮星光谱最吻合，这意味着距离为$100 \pm 10$ pc。VY Aqr似乎远离轨道周期最小值附近的次级恒星温度的理论分布。红外光谱能量分布（SED）的拟合进行了比较观察到的光谱与晚型模板。这样的光谱拟合程序的应用表明，在1.1-2.5 $μ$ m光谱区的连续形状在短轨道周期激变变量可能是一个有用的指标的同伴光谱类型。对狮子座RZ和船帆座CU的SED拟合表明，它们是M5型矮伴星，距离分别为340 $\pm$ 110和150 $\pm$ 50 pc。对于短周期激变变星，这些系统可以归入上演化支。
2002-06-19 astro-ph
The minimum period problem in cataclysmic variables
我们调查，如果相应的角动量损失（CAML）或内在的变形的施主恒星CV可以增加CV反弹周期从规范的理论值~65分钟的观测值$P_{min} \approx77$分钟，如果这些影响的CV人口的变化可能会洗掉理论预测的积累系统附近的最小周期（周期尖峰）。我们能够构建适当混合的CV模型群体，统计学检验不能将其排除为观察到的CV样本的母体群体。然而，拟合的拟合优度从来没有令人信服的，总是比一个简单的，平坦的周期分布略差。一般来说，如果假设所有CV都形成于长轨道周期，则拟合的拟合优度会得到很大改善。如果使用实际形状的输入周期分布，King，Schenker & Hameury（2002）建议的加权并不构成改进。把你的摘要放在这里。
2002-12-05 astro-ph
An alternative model of the magnetic cataclysmic variable V1432 Aquilae (=RX J1940.1-1025)
V1432 Aql目前被认为是一个异步的AM Her型系统，轨道周期为12116.3 s，自旋周期为12150 s。我提出了一个替代模型，其中V1432 Aql是一个中间极性与磁盘溢出或无盘吸积几何，与旋转周期近4040秒。我认为，公布的数据是不够的，以区分这两个模型，相反，我提供了一系列的预测，可以对未来的观察。
1997-10-07 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
Time-resolved photometry of cataclysmic variables
我们目前的时间分辨测光的两个激变变量的CCD测光观测获得的1米望远镜在南非天文台在2002年10月和2003年8月，并与1米望远镜在德国Hoher列表。关于MCT 2347-3144，我们首次检测到6.65小时的周期。对于V1193 Ori，3.96小时的周期性首次通过时间分辨光度法得到证实。
2003-12-18 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
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
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. III. Time-series photometry obtained during the 2004/5 International Time Project on La Palma
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）确定的15个激变变星（CV）的时间分辨CCD测光。这些数据是作为2004/05年拉帕尔马国际时间方案的一部分获得的。我们讨论了光变曲线的形态和CV亚型，并给出了11个系统的精确轨道周期。在2- 3 h轨道周期间隔以下发现了9个系统，其中5个系统的周期在~ 80 min最小轨道周期的几分钟内。在间隙内和间隙上方各发现一个系统。这证实了之前提到的SDSS CV中大部分短周期系统的趋势。特别令人感兴趣的天体是SDSSJ 0901 +4809和SDSSJ 1250 +6655，它们都是深食。SDSSJ 0854 +3905是一颗极星，其光变曲线被极大地调制，这可能是由于回旋加速器光束和白矮星吸积区的食的混合。五分之一的系统与白矮星为主的光谱表现出非径向脉动。
2008-02-29 astro-ph
Evolutionary Effects of Irradiation in Cataclysmic Variables
激变变星的轨道演化，其中伴星被吸积光度的一部分照亮，由热时标上的辐射驱动的极限环组成，叠加在由于系统角动量损失而向较短周期的长期演化上。我们表明，积极的轨道周期导数在明亮的阶段是一个自然的后果膨胀的同伴在高质量传递阶段的极限环。辐射不稳定性可能会增强相应的角动量损失，CAML，伴随着极限环。我们调查的长期演化的激变双星的辐射和CAML的综合影响下，并表明，比长期传输波动，发生在这些周期可以解释所观察到的分散在磁盘光度或估计吸积率在一个给定的轨道周期。如果真的辐射驱动和CAML辅助的质量转移波动的时间尺度上比长期发生，如本文所讨论的，那么我们也许能够预测的相对丰度的不同类型的激变变量在一个给定的轨道周期。例如，这个机制可以解释矮新星相对于类新星变量在3和4小时之间的相对缺乏。
1998-01-31 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
The Long Period AM Her-like Cataclysmic Variable RXJ051541+0104.6
我们发现了一个新的激变系统RXJ 051541 +0104.6。该光谱为蓝色连续谱，H~I、He~I和II发射线叠加。软X射线谱与50~eV黑体很好地拟合。X射线和光学数据表明是一个AM~Herculis系统。X射线光变曲线在秒的时间尺度上显示出极端的变化，并表明轨道周期为8~小时，几乎是已编目的最长AM~Her周期的两倍。当明亮时，X射线光变曲线分裂成一系列离散的爆发，这可能是由于大约10 $^{17}$ ~gm质量的致密物质团块的吸积。
1994-08-29 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
A Far-Ultraviolet Survey of 47 Tucanae.II The Long-Period Cataclysmic Variable AKO 9
本文对球状星团47 Tuccenda中的1.1天食双星系统AKO 9进行了时间分辨、远紫外（FUV）光谱学和测光研究。AKO 9的FUV光谱是蓝色的，并显示出突出的C IV和He II发射线。光谱大致类似于银河场中的长周期激变变星。结合我们的时间分辨FUV数据和47 Tuc的光学测光，我们改进了AKO 9的轨道周期，并定义了该系统的精确星历。我们还将约束其他几个系统参数，使用各种观测约束。我们发现，所有的经验证据是一致的AKO 9是一个长周期的矮新星，其中的质量转移是由一个亚巨星施主星的核膨胀驱动。因此，我们得出结论，AKO 9是47 Tuc中第一个光谱证实的激变变星。我们还简要地考虑了AKO 9的可能形成和最终演变。关于前者，我们发现，该系统几乎可以肯定是动态形成的，无论是通过潮汐捕获或在一个3体遇到。关于后者，我们表明，AKO 9可能会结束其CV阶段，成为一个分离的，双WD系统或爆炸的Ia型超新星。
2003-11-07 astro-ph
An Exploration of the Paradigm for the 2-3 Hour Period Gap in Cataclysmic Variables
我们批判性地研究了灾难性变量（CV）中2-3小时周期间隙起源的基本范式。我们对CV进行了广泛的群体合成研究，从~ 3 x 10^6个原始双星开始，并通过CV阶段进化一些~ 2 x 10^4个幸存系统。特别地，我们研究了在$\dot M-P_{orb}$、R_{2} - P_{orb}、M_{2} - P_{orb}、q- P_{orb}、T_{eff} - P_{orb}和L_{2} - P_{orb}平面中CV的当前历元分布，其中$\dot M$是质量传递速率，q是质量比M_2/M_1，M_2、R_2、T_{eff}和L_2是施主星质量、半径、有效温度，和亮度。这一工作为CV长期演化的理论研究提供了一个新的视角。特别是，我们表明，如果目前的范例是正确的，在CV的二次质量刚好高于周期差距应尽可能多的~ 50%，低于将推断，如果一个主序列的半径质量关系的施主星。
2000-10-13 astro-ph
Photometric study of selected cataclysmic variables II. Time-series photometry of nine systems
本文介绍了9个激变变星EI UMa、V844Her、V751 Cyg、V516 Cyg、GZ Cnc、TY Psc、V1315 Aql、ASAS J002511+1217.12、V1315 Aql和LN UMa的时间序列测光结果。这些观测是在各个观测站进行的，历时170小时，共有7，850个数据点。对于大多数的目标，我们确认以前报道的周期性，其中一些我们给，第一次，他们的光谱轨道周期。对于那些我们在平静和爆发期间观察到的矮新星系统，亮度增加之后闪烁量减少。准周期振荡要么被发现，要么被证实。对V1315Aql食系，我们观测了9次食，得到了一个精细的轨道星历。我们发现，在其长基线的观测，在这个系统的轨道周期没有发生变化。V1315 Aql也显示了不同深度的日食。
2008-06-08 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
The systemic velocities of four long-period cataclysmic variable stars
虽然大量激变变星（CV）的轨道周期已被测量，周期和光度分布与演化理论的比较受到强烈的选择效应的影响。已经发现了一种测试，它独立于这些选择效应，并且基于CV的运动学（Kolb & Stehle，1996）。如果演化的标准模型是正确的，那么长周期（P_orb > 5小时）CV的年龄通常应小于1.5 Gyr，并且它们的视线速度色散（$σ_γ$）应该很小。我们目前的结果从试点研究表明，这一假设确实是正确的。在一个完整的轨道上观测了四颗长周期矮新星（EM Cyg，V426 Oph，SS Cyg和AH Her），以便获得准确的径向速度。我们发现的值为-1.7，5.4，15.4和1.8 km/s，不确定度为3 km/s，参考动力学局部静止标准（LSR），导致色散约为8 km/s。95%置信区间的计算结果为4 < σ_γ< 28 km/s，而预测值为15 km/s。对四个体系的施主光谱类型、K_2和q值的测定也作了改进。
2002-01-31 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
XSS J00564+4548 and IGR J00234+6141 -- new cataclysmic variables from RXTE and INTEGRAL all sky surveys
本文介绍了对RXTE和INTEGRAL全天空巡天观测中的两个X射线源XSS J 00564 +4548和IGR J 00234 +6141的光学鉴别结果。利用俄罗斯-土耳其1.5米望远镜（RTT 150）的光学数据和SWIFT X射线观测，我们证明这些源很可能是中间极，即具有吸积白矮星的双星系统，其磁场不很强（<~10 MG）。发现了480 s和570 s的光辐射周期振荡，我们认为这些周期很可能对应于这些系统中白矮星的自转周期。计划在RTT 150进行的进一步光学观测将允许更详细地研究这些系统的参数。
2006-03-27 astro-ph
DNOs and QPOs in Cataclysmic Variables
本文介绍了近期在激变变星中观测到的矮新星振荡和准周期振荡。与X射线双星中看到的高频QPO的相似性使其成为越来越有用的探索领域。我们的主要新结果是在爆发后期的VW Hyi DNOs中发现了1：2：3谐波结构。在某些黑洞和中子星X射线双星的QPO中也发现了类似的结构。在大众Hyi有一个突然的倍频时，DNO周期达到~39秒。第一次谐波的周期增加到约28 s，此时出现第二次谐波。这两个谐波继续增加周期，一起或单独，偶尔出现的基本，直到后者达到~105秒，到这个时候，大众Hyi已经下降到其静态幅度。我们还报告了第一次广泛的观测DNO在一个矮新星（OY车）在宁静。这些是lpDNO（较长周期的DNO），并显示出与爆发中看到的DNO和lpDNO相似的短时间尺度特性。
2004-09-13 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
SDSS J161033.64-010223.3: A second Cataclysmic Variable with a Non-radially Pulsating Primary
我们从斯隆数字巡天激变变星候选者SDSS J161033.64-010223.3的高速测光中发现，它有一个双峰调制，可能是轨道的，周期为80.52分钟，并显示出强烈的ZZ Cet型脉动。最大振幅振荡的周期接近607、345、304和221 s。我们发现，某些振荡的振幅在小时的时间尺度上变化，这表明存在分裂约为1 d^-1的未分辨多重态。这是第二颗被发现有非径向脉动的白矮星主星的矮新星。
2003-11-04 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. XVI. DW Cancri
我们报告测光和光谱的novalike变量DW巨蟹座。的光谱显示通常广泛的H和他的发射线，与激发和连续斜率的特点是一个中等高的吸积率。径向速度搜索在86.1015（3）min和38.58377（6）min两个周期处产生了强探测。我们将它们分别解释为双星的轨道周期P_orb和磁性白矮星的自旋周期P_spin。光变曲线还显示了自旋周期，加上在69.9133（10）min处的额外强信号，其与差频1/P_spin-1/P_orb一致。这些时间段在1年测量基线内保持稳定。这种三叉周期结构模仿了几个被公认为“DQ武仙座”（中间极星）的激变变星的行为。DQ Her成员也通过神秘的强边带信号（在nu_spin-nu_orb处）提出，证明了X射线/EUV/UV波长处的强脉冲通量。DW Cnc是这一类的新成员，并且将是在这些波长下进行扩展观测的极好目标。
2004-04-05 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
On the orbital period of the magnetic Cataclysmic Variable HS 0922+1333
内容：2002年，在对低吸积率极星（LARP）的小型调查中，对HS 0922+1333进行了短暂的访问，以测试它们是否经历了类似于普通极星的高光度状态。根据这一短暂的观察，人们怀疑该物体可能是一个异步极（Tovalian等人，2004年）。假设的轨道和自旋周期之间的差异似乎是相当不寻常的。目的：我们进行了跟踪观察的对象，以解决问题。研究方法：新的同步光谱和光度观测跨越几年允许测量径向速度的发射和吸收线从次要的恒星和亮度变化，由于同步辐射从主要的。结果：新的观测结果表明，该天体实际上是同步的，其轨道和自转周期等于4.04小时。结论：我们确定以前的观测混乱的来源是一个高速分量的发射线引起的物质流离开L1点。
2007-04-07 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
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
Pulsations, Boundary Layers, and Period Bounce in the Cataclysmic Variable RE J1255+266
我们报告的EUV瞬态RE J1255+266的静态光学对应的时间序列测光。这颗恒星看起来像一颗DA白矮星，有明亮的发射线，在它的光变曲线中有复杂的周期信号光谱。0.0829 d的信号可能是潜在激变双星（可能是矮新星）的轨道周期。1344、1236和668秒的特征周期被观察到，还有许多较弱的信号。我们将这些非公度信号解释为白矮星的（非径向）脉动周期。施主星在所有波长下都看不见，吸积率非常低。我们估计吸积光的距离为180 ± 50 pc，M_v=14.6 ± 1.3。这颗双星可能代表了一个非常晚期的演化阶段，其施主星已经减少到M_2<0.05 M_sol。这样的双星由于其微弱和不愿爆发而顽强地抵抗着发现，但可能是一种非常常见的激变变星。如果在0.0829 d的信号确实是轨道周期，那么双星是一个很好的候选者作为“周期反弹”。在这个俱乐部中，可能的同事包括四颗矮新星和（到目前为止）非爆发恒星GD 552和1 RXS J105010.3-140431（以下简称RX 1050）。1994年的极紫外爆发意味着软X射线/极紫外光度为10^（34-35）erg/s，比任何其他矮新星都要大。我们将其归因于一个有利的混合性质：一个高质量的白矮星;一个非常透明的视线（“本地烟囱”）;和一个低的二元倾斜。第一个最大限度地提高了边界层发射的预期温度和亮度;另外两个增加了软X射线通过吸积盘风和星际介质的危险通道…
2005-02-20 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
Spectroscopy of Nine Cataclysmic Variable Stars
我们提出了9个激变双星，主要是矮新星，主要是为了确定轨道周期Porb的光谱。它们的恒星和周期分别为：LX And，0.1509743（5）d; CZ Aql，0.2005（6）d; LU Cam，0.1499686（4）d; GZ Cnc，0.0881（4）d; V632 Cyg，0.06377（8）d; V1006 Cyg，0.09903（9）d; BF Eri，0.2708804（4）d; BI Ori，0.1915（5）d;和FO Per，其中Porb为0.1467（4）或0.1719（5）d。有几颗星星被证明特别有趣。在BF Eri中，我们探测到光谱类型为K3 +- 1子类的二级恒星的吸收光谱，这导致距离估计约为1千秒差距。然而，BF Eri有一个大的自行（100 mas/yr），我们有一个初步的视差测量，证实了大自行和收益率只有一个上限的视差。BF Eri的空间速度明显很大，似乎属于晕族。在CZ Aql中，发射线具有以大的速度幅度移动的强翼，这表明磁通道吸积流。天鹅座V1006的轨道周期正好位于激变双星轨道周期分布的2至3小时“间隙”内。
2007-04-06 astro-ph
The Accretion Flows and Evolution of Magnetic Cataclysmic Variables
我们利用磁吸积模型研究了激变变星的吸积流。数值模拟表明，四种类型的流动是可能的：盘，流，环和螺旋桨。对于给定的质量比，决定吸积流的基本观测量是系统的自旋-轨道周期比。如果IP以平衡自旋速率吸积，那么对于质量比为0.5，Pspin/Porb < 0.1的IP将是盘状的，0.1 < Pspin/Porb < 0.6的IP将是流状的，而Pspin/Porb ~ 0.6的IP将是环状的。当恒星成分的质量比降低时，系统在这些流类型之间过渡的自旋与轨道周期比增加。我们第一次提出了mCV的演化轨迹，可以调查它们的吸积流如何随时间变化。当系统演化到更短的轨道周期和更小的质量比时，为了维持自旋平衡，它们的自旋与轨道周期比通常会增加。因此，在短轨道周期内，环状流的相对出现将增加，而盘状流的出现将减少。越来越多的系统在高自旋-轨道周期比下观测到轨道周期低于2小时，以及EX Hya中环状吸积的观测证据，与这张照片完全一致。
2007-09-27 astro-ph
Evidence of Precession of the White Dwarf in Cataclysmic Variables
激变变星（Cataclysmic Variable，CV）是一种近距离双星系统，其中质量较大的主星是一颗白矮星。简历通常表现出一些周期性，其中大部分现在已经被理解。然而，最近发现了一种不符合标准图片的新现象。已经发现两个天体的周期比轨道周期长得多，并且无论是在光变曲线还是在光谱测量的径向速度（RV）变化中，都与轨道周期无关。在这里，我们表明，快速旋转的磁吸积白矮星的岁差可以成功地解释这些现象。致密天体理论预言了自旋和岁差周期之间的某些关系，我们的发现为该理论提供了一个很好的检验，并建立了一个定性模型，供理论和观测探索。岁差的检测可以成为一个强大的工具，在寻找致密恒星的内部性质，这将是我们无法接近的。
2006-09-27 astro-ph
