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
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
Formation and Evolution of Cataclysmic Variables
本文综述了激变变星形成和演化的基本事实和观点。它示出了为什么CV的形成必须涉及巨大的质量损失和轨道角动量，很可能通过一个共同的信封演变。半分离双星的长期演化原理的简要讨论如下。最后给出了CV演化的一个简单示意图。
2008-09-10 astro-ph
The pre-cataclysmic variable, LTT560
确定对象LTT 560的系统参数，以澄清其性质和演化状态。我们应用时间序列测光揭示轨道调制的光变曲线，时间序列光谱测量径向速度的功能，从主星和次星，和通量校准光谱，以获得这两个组件的温度。我们发现LTT 560是由一颗T~ 7500 K的低温DA白矮星作为主星和一颗M5.5+-1主序星作为次级组成。目前的轨道周期是Porb=3.54（07）h。我们导出了质量比Msec/Mwd = 0.36（03），并估计了d=25- 40 pc的距离。轨道光变曲线的长期变化和白矮星上额外的H-α发射分量表明系统中的活动，可能是以耀斑和/或吸积事件的形式。
2007-09-27 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
The Formation of Cataclysmic Variables with Brown Dwarf Secondaries
利用粒子数合成技术研究了具有0.013 Msun <Msec < 0.075 Msun的棕矮星（BD）激变变星（CVs）的现今形成。从最新的，详细的模型的BD的结果已被纳入人口合成代码。对于我们的模型，我们发现，ZACV与BD秒的轨道周期在46分钟至2.5小时的范围内。我们还发现，ZACV与BD secondaries包括18%的总，目前ZACV的人口。此外，我们发现80%的ZACV与BD秒的轨道周期< 78分钟。这意味着15%的ZACV的轨道周期应该比观测到的CV轨道周期最小值短。我们还调查了目前的CV与BD secondaries的共同包络效率参数，α_CE，三个不同的假设质量比分布在ZAMS二进制的假设值的形成率的依赖性。令人惊讶的是，我们发现，共同的包络过程必须是非常低效的（α_CE < 0.1），以使CV与BD秒不形成。最后，我们发现具有BD秒的ZACV的祖先双星的ZAMS轨道间距<3AU，ZAMS的初始质量在1-10 Msun之间，其中75%的初始质量小于1.6Msun。有趣的是，这些轨道间隔和初级质量的范围将大多数的祖先双星置于所谓的“棕矮星沙漠”中。''
2004-01-13 astro-ph
The Winds of Cataclysmic Variables
本文对激变变星风的观测和理论进行了综述。具体来说，我们考虑的几何形状，电离状态，和质量损失率的CV风的相关问题。我们提出风变率的证据，并讨论日食CV的研究结果。最后，我们考虑了吸积盘风和磁风模型的性质。这些模型中的一些预测大量的角动量损失，这可能会影响磁盘结构和双演化。
1997-02-25 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
On Echo Outbursts and ER UMa Supercycles in SU UMa-type Cataclysmic Variables
我提出了一个变化的大崎的潮汐热不稳定性模型SU UMA的行为。我认为，在最低的质量比的系统中，在偏心盘的角动量耗散是无法维持磁盘上的热不稳定性的热侧。q < 0.07的系统中潮汐和热不稳定性的这种解耦可以更好地解释EG Cnc的“回声”爆发和RZ LMi和DI UMa的短超周期。这个想法也可能适用于软X射线瞬变。
2001-01-08 astro-ph
Late evolution of cataclysmic variables: the loss of AM Her systems
AM-Her系统中的白矮星具有强磁性，通过与次级恒星的磁耦合而与轨道保持同步自转。当后者通过质量损失演化成一颗冷的、简并的褐矮星时，它不再能维持自己的磁场，耦合也就失去了。角动量吸积，然后旋转了白矮星和系统不再出现作为一个AM她的系统。可能的后果是失控的质量转移和质量喷射从系统。一些不寻常的激变变星系统在低轨道周期可能是这种演变的结果。
1999-07-14 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
Is FIRST J102347.6+003841 Really a Cataclysmic Binary?
射电源FIRST J102347.6+003841被认为是第一个无线电选择的灾变。在这篇发现论文中，Bond等人（2002年）展示了一个与磁AM Her-type系统一致的光谱，以及一个快速、不规则闪烁的光变曲线。相比之下，Woudt、Warner和Pretorius（2004年）发现了一个平滑变化的光变曲线，周期接近4.75小时，每个轨道有一个最小值，这表明了一个巨大的变化。我们目前的时间分辨光谱显示一个表面正常，中G型光球，没有检测到的发射线。吸收线径向速度在轨道周期上呈正弦变化，半振幅为268 ± 4 km/s，轨道周期精确到0.198094（2）d。在这个轨道周期，次级星的光谱类型是早期的，这表明了一个不寻常的进化历史。我们还得到了轨道周围的BVI测光。光变曲线类似于Woudt等人给出的光变曲线，并且颜色调制与加热效果一致。一个简单的照明模型与观测结果惊人地匹配，其中一个罗奇瓣填充次级接近5650开尔文，被一个初级照明，发出大约2个太阳光度。观测到的调制幅度适中，除非人为地减少重力暗化，否则轨道倾角将限制在55度以下。由此产生的主星质量高于克拉塞卡极限（假设常规重力暗化）。我们研究的可能性，在这个系统中的紧凑的对象是不是一个白矮星，在这种情况下，这实际上不是一个激变变量。仔细检查，FIRST J102347.6+003841无法轻易分类。
2005-04-24 astro-ph
A precise HST parallax of the cataclysmic variable EX Hydrae, its system parameters, and accretion rate
利用HST精密制导传感器，我们测量了激变变星长蛇座EX（π =15.50+-0.29mas）的高精度天文视差。从波长积分的吸积诱导能流，我们导出了EX Hya的静态吸积光度Lacc =（2.6+-0.6 x10 e ~（32）erg.静态吸积速率为Mdot=（6.2 - 1.5）× 10 e-11（M1/0.5Msun）^（-1.61）Msun/yr。时间平均的吸积率，其中包括一个小的校正罕见的爆发，是6%以上。利用最近两个分量的径向速度测量结果和其它观测和理论约束条件，讨论了EXHya的系统参数，推导出M_1 =0.4-0.7Msun，M_2 =0.07-0.10Msun，i=76.0deg-77.6deg。我们的结论是，次级是unmassed，overlightning，并扩大了相同质量的ZAMS恒星。在M1的上限附近，白矮星的吸积速率与由于引力辐射引起的近平衡角动量损失以及从轨道到白矮星自旋的角动量转移所引起的吸积速率相一致。在质量下限附近，相应较高的吸积率要求除了引力辐射之外还有一个额外的角动量损失过程，或者吸积发生在近绝热的时间尺度上。后一种可能性意味着EX Hya正处于高质量转移的瞬态阶段，并伴随着白矮星的自旋上升。
2003-09-19 astro-ph
Dynamical constraints on the component masses of the cataclysmic variable WZ Sge
本文介绍了用哈勃空间望远镜观测到的短周期激变变星WZ Sge的相位分辨光谱。我们能够分辨出一些吸收线的轨道运动，这些吸收线可能探测了吸积白矮星附近的环境。对13条吸收线同时拟合得到的径向速度表明轨道速度半振幅为KUV = 47 +/-3 km/s。然而，我们发现相位零点与白矮星星历表有+0.1的偏移。我们的偏移量和速度幅度是非常相似的约束来自静态的吸积盘的光发射线，尽管事实上，我们正在探测的材料更接近的主要。如果我们将UV振幅与K_1联系起来，我们的动力学约束与Steeghs等人（2001）的K_2估计以及已知的双星倾角i = 77 +/-2一起意味着0.88 <M_1 <1.53 M_sun，0.078 <M_2 <0.13 M_sun，0.075 <q = M_2/M_1 <0.101。如果我们把紫外线的平均速度（-16 +/-4 km/s）解释为由于白矮星附近高g环境中引起的引力红移，我们发现v_grav = 56 +/-5 km/s，当与质量-半径关系相结合时，它提供了M_1 = 0.85 +/-0.04 M_sun的质量的独立估计。我们的主要质量估计是非常一致的，也是自相一致的分光光度法拟合的紫外线通量，尽管观察到的相位偏移。目前还不清楚是什么原因导致了紫外光谱中观测到的相位偏移，以及它在多大程度上扭曲了底层白矮星的径向速度特征。
2007-06-07 astro-ph
Effects of Gravity on the Structure of Postshock Accretion Flows in Magnetic Cataclysmic Variables
计算了磁约束吸积流中激波后热等离子体的温度和密度结构，包括引力势。这就避免了以前计算中假定激波高度可以忽略不计的不一致性。我们假设一个沿对称轴有一维流动的分层吸积柱。我们发现，计算预测较低的冲击温度比以前的计算，与平坦的温度分布与高度。我们修正了以前对白矮星主星质量的测定，发现对于质量较高的白矮星，当考虑引力势时，导出的质量普遍减少。这是因为来自这种流的光谱比先前在中等能量下的处方更难。
1999-02-25 astro-ph
On the evolutionary status of short period cataclysmic variables
本文介绍了斯隆数字巡天7个短周期（Porb <= 95分钟）食变CV的高速三色测光。我们确定的系统参数，通过参数化模型的日食拟合到所观察到的光曲线卡2最小化。七个系统中有三个拥有棕矮星供体星，并且被认为已经进化超过了轨道周期最小值。这与40%-70%的CV应该已经演化超过轨道周期最小值的预测是一致的。因此，我们研究的主要结果是，最终确定了后期最小CV的缺失人群。然而，施主恒星的质量和半径与模型预测不一致;施主恒星在这里研究的质量范围内比预期的大大约10%。对这种差异的一种解释是角动量损失的增加（例如来自环双星盘），然而从白矮星的有效温度推导出的质量传递速率与角动量损失的增加并不一致。我们表明，它是可以解释的大施主半径，而不调用增强角动量损失的几何变形和由于强旋转和预期的磁活动的星点的影响相结合。在这些不同的解决方案之间进行明确的选择将需要在短周期CV中独立估计传质速率。
2008-06-06 astro-ph
Model Atmospheres for Irradiated Stars in pre-Cataclysmic Variables
模型大气已经计算了M矮星的强烈辐射附近的热同伴。各种主要和次要的光谱类型进行了探讨，除了特定于四个已知系统的模型：GD 245，NN Ser，AA Dor和UU Sge。这项工作表明，一个戏剧性的温度反演是可能的，至少有一个半球的照射M矮星和紧急频谱将显着不同于孤立的M矮星或黑体通量分布。首次提出了适合于与非质量传递后共包络双星中辐照M矮星的高分辨率观测直接比较的合成光谱。本文还讨论了偏离局部热力学平衡对巴耳末谱线轮廓的影响。
2004-06-26 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
FITDisk: A Cataclysmic Variable Accretion Disk Demonstration Tool
我们提出的软件工具FITDisk，我们的平滑粒子流体动力学激变吸积盘研究代码的预编译二进制Windows GUI版本。激变变星是双星系统，其中一个致密的恒星残骸，通常是白矮星，通过吸积盘从主序星下部的伴星上剥离质量。典型的圆盘是系统中最亮的部分，因为等离子体在主白矮星的引力阱中螺旋下降时被急剧加热。最短周期的系统可以显示由次级恒星的旋转潮汐场驱动的盘“超级驼峰”振荡。FITDisk使用全三维流体力学计算对这些吸积盘现象进行建模，并且数据可以在计算或存储到硬盘驱动器中时可视化，以便稍后以快速帧速率回放。仿真使用OpenGL图形可视化，并且可以交互地改变视角。模拟系统的伪光变曲线可以与相关的傅立叶振幅谱一起绘制。FITDisk可从www.astro.fit.edu/cv/fitdisk.html免费下载。
2005-11-29 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
Observations of Outflows in Cataclysmic Variables
从吸积盘以快风形式流出的气流几乎出现在所有的高吸积率激变变星中，包括爆发中的新星和新星。CV风的主要特征是广泛的，蓝移的吸收功能和天鹅座P剖面出现在电离金属线的低倾角系统和广泛的发射线出现在日食系统。我们已经取得了很大的进展，在我们的理解的结构和行为的CV流出的基础上获得的数据与X射线，EUV和UV望远镜和运动学模型，以适应观测。我们目前对CV外流的看法是，它们是双极的旋转风，主要由来自吸积盘、边界层和白矮星辐射的辐射线驱动，从吸积盘中驱动。其他机械力可能在CV风的形成中起作用。风是高度湍流，并显示出复杂的垂直和方位结构。未来的工作将集中在确定风的物理，热和电离结构，并探索控制风的形成和行为的机制。
2004-10-07 astro-ph
The Pre-cataclysmic Binary HS 1136+6646 May Have a Companion
由于HS 1136+6646的主星与行星状星云中心恒星大熊座BE的相似性，我们用H-α滤波器对前者进行了宽视场成像。未检测到雾化。另一方面，恒星的点扩散函数出现了扩展。一个部分解决的红色分量检测的图像与五波段斯隆数字巡天。最重要的是，对于已发布的STIS观察，可以在HST采集图像中轻松解析伴星。前激变双星的伴星距离1.349“，位置角54.4度。有证据表明，它可能是K光谱型。我们不能决定性地证明这个组成部分与密近双星有共同的自行。然而，HS 1136+ 6646 B的相似的视z星等和光谱类型，以及解析的分量，使我们很可能在现实中有一个层次的三元系统。无论如何，在今后的地面研究中需要考虑到这一成分的存在。
2006-09-25 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
Tomographic Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables - Flickering and Wind
连续谱和发射线闪烁都是与质量吸积过程直接相关的现象。在这项工作中，我们模拟吸积盘多普勒地图，包括风和闪烁的耀斑的影响。计算了合成闪烁多普勒图，并探讨了闪烁参数对合成闪烁多普勒图的影响。喷流和风出现在许多存在吸积盘的天体中。在激变变星（CV）中通常不存在喷流，但有证据表明许多物体的质量会因风而损失。CV是研究吸积盘进而研究与这些盘相关的风的理想对象。我们还提出了模拟的吸积盘，包括存在的风与轨道相位分辨率。得到了光学区的合成H-α谱线轮廓，并计算了相应的多普勒图。并探讨了风场模拟参数对风廓线的影响。从这项研究中，我们验证了光学粗线和/或发射扩散材料进入主罗氏瓣是必要的，以产生单峰线的轮廓，经常看到的CV。这些影响的未来会计解释多普勒断层扫描重建。
2007-11-22 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
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
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
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
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
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
The component masses of the cataclysmic variable V347 Puppis
本文介绍了双线食激变变星V347 Pup（= LB 1800）的时间分辨光谱学和光度学。有证据表明，辐射的内半球的第二颗星，我们纠正使用模型，给出一个第二颗星的径向速度K_R = 198 \pm 5公里/秒。V347 Pup的副星自转速度为vsin i = 131 \pm 5 km/s，系统倾角为i = 84.0 \pm 2.3 °。由这些参数我们得到白矮星主星的质量为M_1 = 0.63 \pm 0.04 M_ \odot，而M 0.5V主星的质量为M_2 = 0.52 \pm 0.06 M_ \odot，质量比q = 0.83 \pm 0.05。根据V347 Pup的质量、光谱类型和次级星半径，我们找到了演化伴星的初步证据。V347 Pup显示了SW型性星的许多特征，在径向速度曲线上表现出单峰发射线、高速S波分量和相位偏移。我们在V347 Pup的吸积盘中发现了旋臂，并测量了接近无压盘中允许的最大半径。
2004-11-19 astro-ph
Gravitational Wave Emission by Cataclysmic Variables: numerical models of semi-detached binaries
引力波发射被认为是短周期激变双星演化的驱动力，这使得它们成为对广义相对论有效性的潜在检验。尽管不断完善的物理描述，10%的不匹配之间存在的理论最小周期（$P_{\rm turn} \simeq 70$ min）和短周期截止（$P_{\rm min} \simeq 80$ min）的周期分布中观察到的激变变星双星。这种不匹配的可能解释与罗氏模型的使用有关。在这里，我们提出了一个系统的比较自洽的，数值构造序列的流体静力学模型的双星和罗氏模型的半分离双星。在此基础上，我们还导出了激变变星双星的最小周期值。结果表明，Roche模型的计算结果与数值解的偏差最大为百分之几，是一个很好的模型。因此，我们的研究结果表明，角动量损失的其他来源或其他解释需要考虑，以证明不匹配。
2001-07-05 astro-ph gr-qc
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
HS1857+5144: A hot and young pre-cataclysmic variable
我们报道了在汉堡类星体巡天（HQS）中发现的一颗新的白矮星/M矮星双星HS 1857 +5144。利用时间分辨光谱和光度法测定了这一新的激变变前体的性质。HS 1857 +5144的光变曲线为正弦曲线，周期为Porb=383.52 min，B波段和R波段的峰-峰振幅分别为0.7 mag和1.1 mag。亮度变化的大幅度是由于伴星加热的内半球的反射效应造成的，表明白矮星的温度非常高。我们的径向速度研究证实了光度周期作为系统的轨道周期。一个适合于在最低光照下获得的白矮星光谱的模型大气提供了其质量和温度的限制，分别为Mwd=~0.6-1.0 Msun和Twd=~70000-100000 K。探测到的HeII 4686吸收将HS 1857 +5144的主星归类为DAO白矮星。结合我们的光谱学和光度学的结果，我们估计伴星的质量和双星倾角分别为Msec=~0.15-0.30 Msun和i=~45-55 deg。我们将HS 1857 +5144归类为迄今为止已知的最年轻的pre-CV之一。白矮星的冷却年龄表明，目前的系统刚刚从大约10^5年前的一个共同的包络阶段出现。HS 1857 +5144将在2- 3小时间隔内或以下开始传质。
2007-04-13 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
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
Time-Resolved HST Spectroscopy of Four Eclipsing Magnetic Cataclysmic Variables
时间分辨HST紫外蚀分光光度法是针对磁性CV V1309 Ori，MN Hya，V2301 Oph和V1432 Aql。将光变曲线分成波段允许区分多个发射分量。在V1309 Ori和V2301 Oph中检测到光球热点。V1309 Ori和MN Hya的发射线光谱是不寻常的，NV 1240和N IV 1718的强度表明氮的过量。对异步V1432 Aql的三个观测时期覆盖了白矮星自旋和双星轨道之间50天周期的1/3。光变曲线随时间的不同而变化，并且是波段的函数。去红的紫外光谱非常明亮，光谱能量分布加上日食进入的持续时间表明，主要能量来源是热（T~35，000 K）的白矮星。通过日食未减弱的线发射表明日食是由吸积流引起的，而不是次要的恒星。热的白矮星，结合其目前的异步性质和快速的时间尺度重新锁定，表明V1432 Aql在过去的75-150年经历了一次新星爆发。如果磁性白矮星的旋转可以在喷发的风阶段与喷出物耦合，那么与主恒星目前正朝着同步方向旋转的相反的恒星主义意义并不一定与这种情况相矛盾。
2000-10-01 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
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
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 Post-Common Envelope and Pre-Cataclysmic Binary PG 1224+309
我们对PG 1224+309进行了广泛的光谱和光度观测，PG 1224+309是一个包含DA白矮星主星和M4+主星的近距离双星。由于M星受到热白矮星的照射，H α线处于发射状态，并且可以看到围绕轨道变化。由H α线的径向速度，我们得到周期P = 0.258689 +/- 0.000004天，半振幅K_H α = 160 +/- 8 km/s。我们估计修正量Delta_K = 21 +/- 2 km/s，其中K_M = K_H α + Delta_K。白矮星的径向速度变化显示出K_WD = 112 +/- 14 km/s的半振幅。白矮星的蓝色光谱与T_eff = 29，300 K和log（g）= 7.38的合成光谱非常吻合。白矮星贡献了4500埃的97%的光，几乎所有的3800埃的蓝光。没有观察到日食。白矮星的质量取决于薄的剩余氢包层的假设质量：0 < M_H <4.0 E-4太阳质量的氢包层质量为0.40 < M_WD < 0.45太阳质量。我们认为，白矮星的质量更接近0.45太阳质量，因此，它似乎是白矮星有一个相对较大的残余氢信封。M星的质量是M_M = 0.28 +/- 0.05太阳质量，倾角是i = 77 +/- 7度。我们简要地讨论了PG 1224+309如何可能被用来约束密近双星演化的理论，以及PG 1224+309本身的过去和未来的历史。这颗恒星既是一颗“后共轨”恒星，…
1998-11-24 astro-ph
The masses of the cataclysmic variables AC Cancri and V363 Aurigae
本文介绍双线食激变变星AC Cnc和V363 Aur（= Lanning 10）的时间分辨光谱学和光度学。有证据表明，在这两个系统中的二级恒星的内半球的辐射，我们使用一个模型，再现的意见非常好的校正。我们得到AC Cnc中的副星径向速度为K_R = 176 \pm 3 km/s，自转速度为vsin i = 135 \pm 3 km/s。根据这些参数，我们得到白矮星主星的质量为M_1 = 0.76 \pm 0.03 M_sun，K2 \pm 1V主星的质量为M_2 = 0.77 \pm 0.05 M_sun，质量比q = 1.02 \pm 0.04。我们测量了V363 Aur中G7 \pm 2V二级星的径向速度和自转速度，分别为KR = 168 \pm 5 km/s和vsin i = 143 \pm 5 km/s。V363 Aur的组分质量为M_1 = 0.90 \pm 0.06 M_sun和M_2 = 1.06 \pm 0.11 M_sun，质量比q = 1.17 \pm 0.07。AC Cnc和V363 Aur的质量比落在动态和热稳定传质的理论极限内。这两个系统是类似的SW性星，表现出单峰发射线的瞬态吸收功能，高速S波分量和相位偏移的径向速度曲线。V363 Aur的巴耳末线显示，在0相附近通量迅速增加，然后迅速减少，我们将其归因于盘中心光学厚区域的日食。这个模型也可以解释其他SW…
2004-06-18 astro-ph
The First Direct Spectroscopic Detection of a White Dwarf Primary in an AM CVn System
我们报告的合成光谱分析的结果哈勃STIS光谱的AMCVn型激变变量CP Eri时，系统处于静止状态。FUV光谱最适合氦占主导的混合成分（DBAZ）白矮星，Teff=17，000 K +/-1000 K，log g=8，He丰度约为太阳的1000倍，H丰度约为太阳的0.1倍，金属丰度Z约为太阳的0.05倍，V sin i = 400 km/s。这是第一个直接检测到的初级白矮星在任何AM CVn和表面丰度和旋转速率的白矮星主要是第一次被报道的AM CVn系统。模型预测的距离约为1000 pc。使用纯He光球或富He吸积盘的光谱拟合明显不太成功。根据我们的FUV光谱的分析，CP Eri似乎包含一个混合成分DBAZ白矮星，其金属丰度使其与其他两个AM Cvn恒星分开，这两个恒星在静止时被观察到，并且金属贫乏。这种分析导致AM CVn系统的进化通道的影响进行了讨论。
2006-02-06 astro-ph
Telescopic system with a rotating objective element
角分辨率是望远镜呈现细节的能力：分辨率越高，细节就越精细。它和孔径一起是望远镜最重要的特性。我们提出了一种新的结构的望远镜与改善的角分辨率和面积的主要光学元件（反射镜或反射镜）的比率。为此，我们使用具有一个主导维度的主光学元件的旋转。主光学元件的主要尺寸的长度决定了角分辨率。在旋转期间，图像序列存储在计算机中，并且可以使用相对简单的软件来重建所观察到的对象的图像。角分辨率由系统的主光学元件的最大长度确定。望远镜系统的这种构造允许以较低的重量和通常成本的一小部分来构造高分辨率的望远镜。
2003-10-02 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 Search for Point Sources of Cosmic Primary Rays Which Produce Single Muon Tracks at Ground Level
在检测水平收集所识别的次级μ介子的增加的数据样本。GRAND项目利用薄钢吸收器和跟踪（PWC）室从电子中识别次级宇宙射线μ子。所得到的初级的角分辨率约为+/- 5度。由于有1.5%的概率，一个100 GeV的伽马主要将产生一个单一的μ子轨道在地面水平，高统计允许搜索角增强由于伽马。超过1000亿μ子被识别和分析。检查恒星源表。
2000-08-25 astro-ph
The mass of the sdB primary of the binary HS 2333+3927
短周期sdB双星与冷伴星对于理解前CV演化是至关重要的，因为当sdB离开扩展的水平分支时，它们将演化成灾难性的变星。最近，我们发现了第六个这样的系统，HS 2333+3927，由一颗sdB星和一颗M矮星（周期：0.172 d）组成，具有非常强的反射效应，但没有食。反射比任何其他类似的系统都强，这使得定量光谱分析非常困难，因为巴耳末线轮廓可能被反射光干扰。光谱分析结果为Teff = 36500 K，log g = 5.70，log（n_He/n_H）=-2.15。质量-半径关系是根据光和径向速度曲线的分析结果得出的。与来自表面重力的sdB星的质量半径关系的比较有利于一个相当低的质量为0.38 Msun的主要。伴星的质量是0.29 M太阳。HS 2333+3927是唯一已知的sdB+dM系统，其周期高于CV周期间隙。
2004-10-08 astro-ph
Spectroscopic Evidence for Starspots on the Secondary Star of SS Cygni
激变变星（CV）是一种相互作用的双星系统，其中一颗冷的、快速旋转的二级恒星将物质传递给一颗白矮星。如果这种质量损失继续下去，那么系统中就必须有连续的角动量损失。通过与太阳和其他冷恒星的类比，人们假设磁制动是负责任的，角动量被来自第二颗恒星的电离风带走，穿过发电机产生的磁场。我们在天鹅座SS的光谱中发现了TiO的吸收，它的第二颗恒星应该太热了，不会显示出这样的特征。最有可能的解释是，它的存在是由磁制动理论所要求的强（0.1T）场引起的冷星斑。
2002-02-15 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
Mass and Angular Momentum Transfer in the Massive Algol Binary RY Persei
我们提出了一个调查的H-α发射线的变化观察到的大规模大陵五二，RY每。我们给出了新的径向速度数据的二次根据我们的光谱和高色散紫外光谱的基础上的小学。我们提出了修订后的轨道要素和估计的主要的预计旋转速度（这表明，主要是旋转速度比同步7倍）。我们使用多普勒层析成像算法来重建H-α区域中的单个初级和次级光谱，并从我们的每个观测中减去后者，以获得初级和其盘的轮廓。我们对RY Per的H-α观测表明，质量增加的主星系被一个持续但随时间变化的吸积盘所包围。在日食外观察到的轮廓具有较弱的双峰发射，侧面是深中心吸收，我们发现这些特性可以通过一个圆盘模型来再现，该模型包括在对恒星表面的投影中看到的圆盘带对光球光的吸收。我们开发了一种新的方法来重建磁盘表面的密度分布从合奏的H-α剖面观察到的轨道周围，这种方法占磁盘掩星的恒星组件，遮蔽的主要磁盘的影响，和通量的贡献光学厚磁盘元素。由此产生的表面密度分布沿着连接恒星的轴被拉长，与在恒星后缘附近撞击质量增加器的气流的流体动力学模拟中看到的方式相同。这种类型的气体流配置是最佳的角动量的转移，我们发现，在其他藻已通过一个类似的阶段，快速旋转。
2004-04-02 astro-ph
V348 Puppis: a new SW Sex star in the period gap
本文介绍了类新星激变变星船尾座V348的时间分辨光谱学和光度学。该系统显示出与SW性星相同的光谱行为，因此我们将V348 Pup归类为该类的新成员。V348 Pup是第二个SW性别系统（第一个是V795 Herculis），位于周期间隙中。光谱表现出增强的HeII 4686发射，让人想起磁激变变量。对这条发射线的研究给出了K_1 ~= 100 km/s的原始速度半振幅。我们还导出了系统参数，得到：M_1 ~= 0.65Msun，M_2 ~= 0.20Msun（q ~= 0.31），i ~= 80 °，K ~ 2 ~= 323 km/s。V348 Pup的光谱行为与V795 Her非常相似，除了V348 Pup显示深食。我们已经计算了这两个系统的“0.5吸收”光谱，得到的光谱类似于B 0 V星的吸收光谱。我们建议，在SW性系统的吸收，可以产生一个垂直延伸的大气，形成的气体流重新影响系统，无论是在吸积盘或白矮星的磁层（假设一个磁性的情况下）。
2001-09-09 astro-ph
Angular Momemtum of Binary Asteroids: Implication for their possible origin
在这项工作中，我们描述了对广泛观测的主带和特洛伊双星的物理和轨道特征的深入研究，主要来自LAOSA（大型小行星自适应光学调查，Marchis等人，2006 c）数据库，以及分叉对象的选择。计算和讨论了每个系统的无自旋量，如比角动量和主自旋速率。他们认为，这些小行星系统可能是旋转裂变或质量脱落的结果，可能受到外部扭矩的母体。由一个大的主星（Rp > 100 km）和一个小得多的副星（Rs < 20 km）组成的分离双星最显著的特征之一是它们的总角动量都是0.27。这个值非常接近旋转流体的麦克劳林-雅可比分叉（0.308）。另外，由相似大小的组件组成的接触双星和潮汐锁定双小行星的角动量大于0.48。它们成功地与旋转流体质量的裂变平衡序列进行了比较。总之，我们发现，总角动量是一个有用的代理，以评估这种系统的内部结构。
2007-09-13 astro-ph
Properties of discontinuous and nova-amplified mass transfer in CVs
研究了周期性爆发事件中不连续质量损失对激变变星长期演化的影响。同样，我们考虑摩擦角动量损失（FAML）的影响，即膨胀新星信封与次级的相互作用。CV演化的数值计算表明，在很宽的参数范围内的一个不连续的序列的新星周期和相应的平均演化（取代信封喷射连续风）的等效性，甚至接近质量转移不稳定性。一个正式的不连续传质的稳定性分析证实了这一点，独立的FAML模型的细节。FAML是一种间接的角动量损失，它放大了由系统角动量损失（如磁制动）驱动的传质速率。我们发现，对于一个给定的v_exp和白矮星质量的放大与二次质量增加，是显着的，只有接近最大的二次质量与传质稳定性一致。放大因子是独立的包层质量喷射过程中爆发，而个别新星爆发引起的质量传递幅度是成正比的。
1998-02-11 astro-ph
Magnetic Braking Revisited
考虑到最近关于恒星活动与自转之间关系的观测数据，我们给出了晚型恒星由于磁制动而导致的角动量损失率的描述。分析是基于一个理想化的双组分日冕模型，该模型对日冕气体密度随自转周期的变化施加了约束，而日冕气体密度随自转周期的变化是从观测到的单颗自转矮星的X射线光度L_x随自转速率Ω的变化（L_x \propto Ω ^2）推断出来的。该模型的应用程序，以高转速导致的X射线光度的逐渐营业额，这是最近在快速旋转的矮星中观察到的饱和类似。由此产生的角动量损失率\dot J取决于Ω，其形式为\dot J \propto Ω ^β，其中β对于慢旋转体约为3，对于快旋转体约为1.3。在高转速的关系显着不同的幂律指数缓慢旋转的恒星，压低角动量损失率，而不一定需要饱和的磁场。这个模型的应用程序的演变的灾难性的变量二元系统导致的传质速率是近似符合观察到的速率相比，无论是Skumanich法律或经验法的基础上，β =1。
2003-08-20 astro-ph
