New Cataclysmic Variable 1RXS J015017.0+375614 in Andromeda
本文报道了在MASTER数据库中发现的一个新的激变变星，它与微弱的ROSAT X射线源1 RXS J015017.0+375614完全相同。该物体在2012年11月28日和2013年1月7日的爆发中被观测到14.9米和14.3米，但在常规实时搜索过程中没有发现。对MASTER数据和CRTS光变曲线的分析表明，平静期的19.1m到爆发期的15.4-14.8m之间存在着大幅度的变化。新变星很可能是SU UMa亚型的矮新星，具有相当频繁的正常爆发和偶尔的超级爆发。
2013-07-25 astro-ph.SR
Continuous `stunted' outbursts detected from the Cataclysmic Variable KIC 9202990 using Kepler data
根据早期的开普勒数据，Ostensen等人（2010年）发现KIC 9202990显示了4小时和两周的光度周期。他们认为4小时的周期是轨道周期的标志;较长的周期可能是由于吸积盘的进动，KIC 9202990是一个激变变星，它的吸积盘总是处于明亮的状态（一个类似新星的系统）。使用KIC 9202990上的完整开普勒数据集，其中包括1421 d（Quarter 2- 17），并包括来自整个Quarter 5和16的1 min节奏数据，我们发现4 hr周期是稳定的，因此是双星轨道周期的特征。相反，10- 12 d周期不稳定，振幅在20- 50%之间。这种较长的周期调制类似于那些显示“发育不良”爆发的类新星系统。我们讨论的问题，旋进盘模型在解释所观察到的特征，并指出为什么我们赞成发育不良的爆发模型。虽然这种发育不良的事件被认为是与标准的磁盘不稳定性机制，其起源还没有得到很好的理解。KIC 9202990显示了连续发育不全爆发系统的最低振幅和最短周期，使其成为更好地了解发育不全爆发和一般吸积不稳定性的理想目标。
2015-10-26 astro-ph.SR
Two New Cataclysmic Variables in Lyra
我报告发现的两个激变变量在同一领域的天琴座最初确定的星等在USNO-B1.0目录和Palomar图像。在莫斯科收集的300多张照片上分析了历史光变曲线，涵盖了35年的观测。其中一颗星USNO-B1.0 1320-0390658在B~20到B=15.2之间有相当频繁的爆发，可能是UGSS型矮新星。另一颗变星USNO-B1. 01321 -0397655在1993年只观测到一次爆发，爆发范围从R~19到I=11.8，是UGWZ矮新星或复发新星。在这两种情况下，它的下一次爆发都可能在最近的将来发生。
2011-07-19 astro-ph.SR
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 astro-ph.SR
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables - VIII. VW Hyi in outburst observed with the Southern African Large Telescope
我们分析了四个光变曲线在高时间分辨率（~ 0.1秒）与11米的南部非洲大望远镜，在两个正常的爆发和一个超爆发的矮新星VW Hyi的结束。所有这些都包含至少一些矮新星振荡（DNOs），当它们处于最高振幅时，可以以前所未有的细节看到。除了周期> 20 s的预期DNO外，我们还发现了13.39 s处的先前未知调制，但在更短的周期内没有。各种DNO和它们与较长周期准周期振荡的相互作用，解释在本系列论文中提出的吸积盘磁控流模型。我们的观察包括罕见的DNO在爆发很晚;我们发现，基本周期不会增加超过90秒，这是相同的值，独立的“较长周期的DNO”收敛。
2009-09-04 astro-ph.SR
Modifying the Standard Disk Model for the Ultraviolet Spectral Analysis of Disk-dominated Cataclysmic Variables. I. The Novalikes MV Lyrae, BZ Camelopardalis, and V592 Cassiopeiae
标准圆盘通常不足以对圆盘主导的激变变量（CV）进行建模，并产生比观察到的紫外光谱更蓝的光谱[Puebla et al 2007]。这些系统的X射线观测揭示了一个光学薄的边界层（BL），预计将出现在磁盘中的内孔。因此，我们截断了内盘。然而，而不是删除内部磁盘，我们施加的截断半径的无剪切边界条件，从而降低磁盘温度和产生的光谱，更好地适合紫外线数据。与我们修改后的磁盘，我们分析档案紫外光谱的三个novalikes，不能与标准磁盘。对于VY Scl系统MV Lyr和BZ Cam，我们将热膨胀的白矮星WD与冷修改的盘（$\dot{M} \sim $几个$10^{-9}M_{\odot}$ /年）安装在一起。对于V592 Cas，略微改变的圆盘（$\dot{M} \sim 6 \times 10^{-9}M_{\odot}$ /年）完全主导UV。这些结果与这些系统的Swift X射线观测结果一致[Balman et al 2014]，揭示了与ADAF样流动和/或热日冕合并的BL，其中能量的平流可能会引发外流并加热WD，从而解释了VY Scl系统中的高WD温度。这是进一步支持的事实，即X射线硬度比增加与浅的UV斜率在一个小的CV样品，我们检查。此外，对于105个盘主导的系统，国际紫外探测器（IUE）光谱UV斜率以与X射线通量与光学/UV通量的比率相同的顺序减小：从SU UMa的，到U Gem的，…
2017-08-01 astro-ph.SR
The post-outburst pulsations of the accreting white dwarf in the cataclysmic variable GW Librae
我们提出了新的时间序列测光的吸积脉动白矮星系统GW天秤座在2012年和2013年获得的坎特伯雷大学约翰山天文台在新西兰。我们2012年的数据显示，先前在2008年检测到的$\sim$ 19分钟周期的回归。这种脉动模式是我们2012年5月高质量数据集的一个主要特征，该数据集由六个连续的夜晚组成;详细的分析表明了一定程度的频率变化。通过与先前确定的脉动模式的比较，我们表明，这种周期性最好解释为一种新的模式，并且周期的准稳定性似乎是这些系统中脉动的一般特征。我们还发现了一个以前没有报道过的3小时调制周期，我们认为这与已知的两个和四个小时的周期，迄今未知的来源。
2016-03-08 astro-ph.SR
V344 Lyrae: A Touchstone SU UMa Cataclysmic Variable in the Kepler Field
我们报告的分析开普勒短节奏（SC）的V344天琴座在2009年6月20日至2010年3月19日（Q2-Q4）期间获得的光变曲线。该系统是一颗SU Uma恒星，显示出矮新星爆发和超级爆发，并有望成为可预见的未来CV研究的试金石。该系统具有正负两个超峰，周期分别为2.20和2.06小时，轨道周期为2.11小时，正超峰最大振幅约为0.25等，负超峰最大振幅约为0.8等，静止时的轨道周期振幅约为0.025 mag.开普勒数据的质量使我们能够有力地检验过去几年中出现的吸积盘动力学模型。V344 Lyr的SC数据与两个物理源产生正超级峰的模型一致：在超级爆发早期，超级峰信号是由周期性弯曲盘内的粘性耗散产生的，但在超级爆发后期，信号是由吸积流亮点围绕非轴对称盘的边缘扫描产生的。盘超峰大致与流/后期超峰反相。V344 Lyr数据还揭示了负超峰产生的吸积到一个倾斜的磁盘在逆行方向进动，并建议，负超峰可能会出现在下降的DN爆发。负超峰的周期在爆发之间具有正的dP/dt。
2011-08-15 astro-ph.SR
R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
The Kepler light curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae: A study of the Outburst Properties
我们研究了V1504 Cyg和V344 Lyr的开普勒光变曲线，在1分钟的节奏下包含~736 d。在此期间，每个系统都有约64-65次爆发，包括6次超级爆发。我们发现，在这两个系统中，两个超级爆发之间的正常爆发的持续时间随时间增加的一个因素~1.2-1.9，然后重置为一个小值后，以下的超级爆发。在这两个系统中，正常爆发之间的静止间隔的趋势是在超级周期的一半左右（从一个超级爆发到下一个超级爆发的间隔）增加到局部最大值，然后在下一个超级爆发时减少到一个小值。这与Osaki的热潮汐模型不一致，该模型预测在超级周期中正常爆发之间的静止间隔单调增加。此外，大多数正常的爆发有一个不对称的，快速上升/缓慢下降的形状，在大半径触发爆发一致。V1504 Cyg和V344 Lyr超爆发平台相的指数衰减率分别为8 d/mag和12 d/mag。这个时间尺度给出了一个直接测量的粘性时间尺度外吸积盘的预期，整个磁盘是在热，粘性状态期间的超级爆发。由此产生的Shakura-Sunyaev参数的约束，alpha_{hot} ~ 0.1，是一致的，从快速矮新星衰变推断的值。通过观察发生在周期间隙以下的系统中的超级爆发的缓慢衰减速率，结合周期间隙以上的一次长爆发的缓慢衰减速率（在U Gem中），我们推断出长爆发的衰减速率对轨道周期的陡峭依赖性。这意味着一个陡峭的依赖alpha_{cold}的轨道周期，一致的潮汐扭矩…
2011-12-19 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of the dwarf nova-type cataclysmic variables observed by LAMOST
介绍了LAMOST巡天中76颗已知矮新星的光谱。观测到的天体大多处于静止状态，约有16个系统具有典型的爆发谱。对其中36个体系进行了SDSS观测，它们的光谱大多与SDSS光谱相似。两个天体V367 Peg和V537 Peg是第一次观测到它们的光谱。V367 Peg的光谱显示了M型施主的贡献，通过结合其轨道周期可以估计其光谱类型为M3-5。在四颗低吸积率的WZ Sge星中可以清楚地看到白矮星的光谱特征。其他特殊的光谱特征值得进一步观察也指出和讨论。我们提出了一个爆发矮新星的LAMOST光谱图集。其中6个天体具有首次爆发谱，其余天体也与已发表的爆发谱进行了比较。我们认为，这些数据将有助于进一步调查的吸积盘的性质。在7颗矮新星的爆发光谱中发现了HeII $λ$ 4686发射线。这些天体是探测吸积盘螺旋不对称性的极好候选者。
2020-07-28 astro-ph.SR
New Cataclysmic Variable 1RXS J161659.5+620014 in Draco
我们报告发现了一个新的激变变量MASTER OT J161700.81+620024.9，它与微弱的ROSAT X射线源1 RXS J161659.5+620014相同。该物体在2012年9月11日由通卡大师观测到14.4米的爆发，并在2013年1月21日/22日由基斯洛博斯克大师观测到14.3米的爆发，但没有被常规搜索程序发现。对MASTER数据和CRTS光变曲线的分析表明，该变星在平静期的光度为17.8米，在爆发期的光度为14.3米，这证实了该变星是一颗矮新星。SDSS的颜色表明次要成分的贡献很小，并且有利于短轨道周期。
2013-07-28 astro-ph.SR
SDSS J080434.20+510349.2: Cataclysmic Variable Witnessing the Instability Strip?
SDSS J 080434.20 +510349.2是第13颗包含脉动白矮星的矮新星。在经历过矮新星爆发的吸积型超新星中，SDSS J 0804在短时间内有着最戏剧性的事件历史：2006年爆发11次再亮，2006年12月至2007年1月的一系列小型爆发，2010年爆发6次再亮。在2006-2011年期间，SDSS J080434.20+510349.2除了爆发和爆发后1个月的正0.060^d超峰和平静期的0.059005^d轨道峰外，还表现出显著的短期变化，周期P1 = 12.6min，P2 = 21.7min，P3 = 14.1 min，P4 = 4.28 min。12.6 min的周期性在2006年爆发后7个月首次出现，在随后的\sim 900天中最为突出。它被确认为白矮星的非径向脉动。这些脉动的周期在36 s范围内变化，振幅在0.013 ~ 0.03 m之间变化。同时，可以观察到21.7分钟和14.3分钟的周期，显著性水平低得多。在小爆发期间，21.7分钟的周期性变得最强大，12.6分钟的周期性较弱，12.6分钟的周期性具有最低的显著性。2011年爆发后，最突出的短期周期出现\sim爆发后7个月，但在4.28分钟。我们确定，周期P2，P3和P4的变化可能是额外的脉动模式，但P4的关系，白矮星脉动也不能排除。
2011-11-09 astro-ph.SR
HW Bootis: an enigmatic cataclysmic variable star
我们给出了HW Boo在2001年5月至2014年5月之间的13年光变曲线。我们确定了12次爆发，通常持续2至5天，振幅为2.7至3.6级。两次爆发期间的时间分辨测光发现小驼峰状结构，随着爆发的进展，其大小增加，达到峰到峰的振幅为~0.8 mag. They发生在15分钟至1小时的时间尺度上，但没有表现出稳定的时期。类似的不规则的驼峰状变化的0.1至0.8级，在7至30分钟的时间间隔，也检测到在静止。我们讨论了HW布是否可能是一个矮新星的SU UMa家庭或中间极地，但需要进一步的观察，以支持分类。
2014-12-14 astro-ph.SR
The helium-rich cataclysmic variable SBSS 1108+574
我们介绍了在2012年爆发期间获得的矮新星SBSS 1108+574的时间分辨光谱学和光度学。它的静态光谱中异常富含氦，显示出来自吸积盘的宽双峰发射线。我们测量的线通量比HeI 5875/Halpha = 0.81 +/- 0.04，比通常在激变变星（CV）中观察到的比率高得多。爆发光谱显示氢和氦处于吸收状态，有微弱的Halpha和HeI 6678发射，以及强烈的HeII发射。根据我们的测光，我们发现超级峰的周期为56.34 +/- 0.18分钟，与先前发表的结果一致。光谱周期，来自于发射线的径向速度，被发现是55.3 +/- 0.8分钟，与以前确定的光度轨道周期一致，并显着低于正常的CV周期最小值。这表明SBSS 1108+574中的供体是高度进化的。从我们的光度测量中得到的超峰过量意味着质量比q = 0.086 +/- 0.014。我们的光谱显示了一个巨大的爆发盘的掠食。由于在爆发期间圆盘明显更大，因此在静止时不太可能检测到日食。爆发的检测所暗示的相对较高的吸积率，以及大的质量比，表明SBSS 1108+574仍在向其周期最小值发展。
2013-01-28 astro-ph.SR
Photometry of some more neglected bright cataclysmic variables and candidates
作为努力的一部分，以更好地表征明亮的激变变量（CV）和相关的系统，在过去很少受到关注的四个系统（V504 Cen，KT Eri，Ret 1和CTCV 2056-3014）的光变曲线进行了分析。对于这些恒星中的一些没有时间分辨测光已公布。虽然在除Ret 1之外的所有系统中观察到闪烁，但在V504 Cen和CTCV 2056-3014中尤其强烈。在后者的恒星，以前观察到的15.4米的周期，导致其作为一个中间极性的初步分类，可能是虚假的。在经典新星KT Eri爆发前的光变曲线中观察到的百分之一天的时间尺度上的变化在爆发后继续，但似乎不是严格的周期性的。此外，长期爆发后的光变曲线表现出调制准周期的长度相当不同。因此，这些变化不可能是由于在一个类似于一些复发新星的巨型组成部分的系统中与相位相关的变化。相反，该系统可能表现出周期为0.1952 d的变化，这可能是轨道的。然而，任何这样的结论仍然需要确认。
2017-08-01 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - IX. Targets from multiple transient surveys
我们提出了高速测光观测的25个灾难性的变量检测的全天自动搜索超新星（ASAS-SN），移动天文系统的望远镜机器人（MASTER）和卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）。从这些观测中，我们确定了16个新的轨道周期和1个新的超峰周期。两个系统（ASASSN-14 ik和ASASSN-14 ka）的爆发周期约为1个月，第三个系统（ASASSN-14 hv）约每2个月爆发一次。样本中包括11个食系统，一个可能的中极星（ASASSN-15 fm），一个SW Sex型星（MLS 0720+17），一个WZ Sge型星（ASASSN-17 fz）和一个具有不同光度和光谱周期的食系统（ASASSN-15 kw）。
2019-03-27 astro-ph.SR
One thousand cataclysmic variables from the Catalina Real-time Transient Survey
经过六年的运行，卡特琳娜实时瞬时调查（CRTS）已确定了1043个灾难性变量（CV）候选项--这是迄今为止单次调查中最大的CV样本。在这里，我们提供了光谱鉴定的85个系统比g<19，包括三个AMCVn双星，一个富氦CV，一个极性和一个新的食CV。我们分析了整个样品的爆发特性，并表明它包含了很大一部分的低吸积率CV与长的爆发复发时间。我们认为，大多数的高吸积率矮新星的调查足迹已经被发现，未来的CRTS发现将主要是低吸积率系统。我们发现，以白矮星为主的光谱CV有显着较少的爆发，在其CRTS光变曲线相比，光盘为主的CV，反映了他们的吸积率的差异。比较CRTS样本的CV的其他样本，我们估计的整体外部完整性为23.6%，但显示多达56%的CV的变异幅度太小，无法选择使用目前的地面调查采用的瞬态选择标准。CRTS CV的完整表格，包括本文研究的爆发和光谱特性，在在线材料中提供。
2014-07-07 astro-ph.SR
PTF1 J071912.13+485834.0: An outbursting AM CVn system discovered by a synoptic survey
我们提出了广泛的光度和光谱观测PTF 1 J071912.13+485834.0，爆发AM CVn系统发现的帕洛玛瞬态工厂（PTF）。AM CVn系统是一些已知最小间距的恒星联星，轨道周期范围为5至65分钟。它们被认为是由一个白矮星吸积体和一个（半）简并的富氦施主组成，被认为是激变变星的氦等价物。我们已经通过光谱和光度测定确定了PTF 1 J071912.13+485834.0的轨道周期为26.77 \pm 0.02分钟，并发现了一个大于65天的超级爆发复发时间以及“正常”爆发的存在-在AM CVn系统中很少看到，但在超级爆发的灾难变星中是众所周知的。我们提出了一个长期的光变曲线超过两个超周期，以及高节奏测光的爆发和静止阶段，这两者都表现出明显的变化。我们还比较了PTF 1 J071912.13+485834.0的爆发和静止光谱与其他已知的AM CVn系统，并使用静止相位分辨光谱来确定光度变化的起源。最后，我们绘制了不同子类的SU UMa型激变变星和爆发AM CVn系统之间的相似之处。我们的结论是预测，帕洛玛瞬态工厂可能会增加一倍以上的数量爆发AM CVn系统已知的，这将大大增加我们的了解AM CVn系统。
2011-07-06 astro-ph.SR
Kepler Observations of V447 Lyr: An Eclipsing U Gem Cataclysmic Variable
我们提出的数据分析的结果，涵盖1.5年的矮新星V447天琴座。我们观测到质量贡献恒星的吸积盘每3.74小时（双星轨道周期）发生一次食。因此，V447 Lyr是开普勒视野中第一颗显示日食的矮新星。我们还发现了5次长爆发和6次短爆发，表明V447 Lyr是一颗U宝石型矮新星。我们发现，轨道阶段的中期日食发生在爆发期间较早的平静和日食的宽度是更大的爆发期间。这表明，在静止期，亮点更加突出，而在爆发期，圆盘比静止期大。这是一致的外磁盘半径的膨胀，由于存在高粘度的材料与爆发，其次是在静止的收缩，由于吸积低角动量的材料。我们注意到，长爆发似乎是由短爆发触发的，这也是在使用开普勒观测到的SU UMa矮新星的超级爆发中观察到的。
2012-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
TUVO-21acq: a new cataclysmic variable discovered through a UV outburst
来自激变变星的爆发，如矮新星（DNe），在整个星系中普遍存在，并且已知会发出强烈的紫外线（UV）。然而，与光学相比，DNe的UV发射尚未被广泛研究。详细描述DN爆发行为的物理过程需要进一步的紫外数据。在这里，我们报告，作为我们最近启动的瞬态紫外线物体项目（TUVO）的一部分，TUVO-21 acq的发现，我们使用Swift上的紫外线光学望远镜的数据在紫外线中检测到的一种新的瞬态。我们检测到两个独立的爆发，并使用紫外线数据来约束源属性，专注于爆发的幅度和时间尺度。在第一次爆发期间，该源的亮度分别增加了>4.1、>2.4和>3.5等，在第二次爆发期间，UVW 1、UVM 2和UVW 2波段的亮度分别增加了>4.4、>3.4和>3.6等。爆发持续时间为6-21天和11-46天，复发时间<316天。我们还获得了一个光谱在静止与盐。光谱显示出氢巴耳末系和氦发射线，以及平坦的整体光谱形状。我们确认的性质的来源作为吸积白矮星经历DN爆发的光度和光谱特性的基础上。这项研究作为TUVO项目战略的概念验证，展示了其发现和分类新的，有趣的紫外瞬态的能力。我们讨论了我们的研究结果的影响，我们的理解的物理基础DN爆发，特别是关于紫外线发射。我们研究的需要，同时紫外线和光学观测DN爆发的发病过程中，以帮助回答剩余的问题，例如在紫外线延迟的特性和影响。
2022-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
WZ Sge-type dwarf novae: an extreme laboratory in cataclysmic variables
University of Cape Town（开普敦大学）
研究WZ Sge型矮新星的爆发机制及二体演化，揭示其多样性与潜在的天文意义。
2025-12-15 astro-ph.SR
Dwarf nova-type cataclysmic variable stars are significant radio emitters
给出了5颗矮新星（DN）型激变变星（CV）在爆发（RX And，U Gem和Z Cam）或超爆发（SU UMa和YZ Cnc）时的8- 12，GHz射电光变曲线，使DN型激变变星的射电探测数量增加了一倍.观测到的射电辐射在几分钟到几天的时间尺度上是可变的，我们认为它很可能是同步辐射。这个样本显示射电光度和光学光度、轨道周期、CV类或爆发类型之间没有相关性;然而，需要更高节奏的观测来测试这一点，因为测量的光度取决于这些可变物体的观测时间。观测结果表明，先前探测到的天鹅座SS的射电辐射在类型、光度（在爆发的平台阶段）或变化时间尺度上并不独特。我们的研究结果证明，DN，作为一个类，是射电辐射爆发。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Kepler Light Curve of V344 Lyrae: Constraining the Thermal-Viscous Limit Cycle Instability
我们基于吸积盘极限环模型对开普勒拍摄的短周期SU UMa型矮新星V344 Lyr的270 d光变曲线进行了时间相关建模。前所未有的精度和节奏（1分钟）远远超过了长期光曲线的一般可用性。这些数据包括两次超级爆发和17次正常爆发（即，短）爆发。超级爆发的主要衰变几乎是完全指数的，以~12 d/mag的速率衰变，而正常爆发的衰变速度更快，呈现出比指数更快的形状。我们的模拟使用的基本吸积盘极限环可以产生的V344天琴座光变曲线的主要特征，包括峰值爆发亮度。然而，我们的模型光变曲线存在明显的不足：（1）我们计算的上升时间，无论是正常爆发还是超爆发，都太快了。(2)超级爆发太短了。(3)在超级爆发上升过程中的肩部比观测到的超级爆发中的肩部有更多的结构，并且速度太慢，约占总粘性平台的三分之一到一半，而不是观测到的约10%。然而，我们研究的其中一种alpha_{cold} -> alpha_{hot}插值方案（一种物理激发的方案）确实产生了较长的超爆发，具有适当的短的、结构较少的肩部。
2010-09-28 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables observed during K2 Campaigns 0 and 1
在K2任务的前两次活动中观察到15个激变变量（CV）。本文详细分析了这八个表现出不同特征的CV。在这8颗恒星中，在SU Uma恒星QZ Vir和RZ Leo的已知轨道周期以及我们新确定的轨道周期1 RXS J 0632 +2536和WD 1144+011中，静止期间的调制是明显的。周期图分析表明，Vir星的静态光变曲线存在多周期调制，轨道周期和超峰周期共存。其他3个CV在静止期的相位轨道光变曲线显示出宽（约半周）和浅（< 0.5等）的食特征。除了这些调制，它们的静态光变曲线还揭示了几个瞬态事件：1 RXS J 0632 +2536的系统光突然减少，QZ Vir的低水平耀斑样事件，RZ Leo的短暂增亮事件和WD 1144+011的轨道调制暂时消失。两颗已知的矮新星UV Gem和TW Vir以及CV USNO-B1.01144-00115322和CSS 130516：111236.7+002807都有爆发，其中包括1次完全爆发、3次不完全正常爆发和2次完全超级爆发。一次不完整但典型的正常爆发证实了USNO-B1.01144-00115322的矮新星识别。UV Gem的一次完整的正常爆发可能提供了轨道周期，因为它的调制比以前观察到的超级驼峰周期短。TW Vir和CSS 130516：111236.7+002807的超爆发，以及它们对应的超峰周期，表明这两个天体都是SU Uma星。CSS…
2016-03-12 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 astro-ph.SR
Nine New Cataclysmic Variable Stars with Negative Superhumps
基于TESS测光发现九颗具有负超级驼峰的新激变变星，首次测定其中六颗的轨道周期、NSH和SOR周期，并指出NSH振幅随爆发及SOR的变化需在吸积盘不稳定性模型中加入新成分才能解释。
2023-12-25 astro-ph.SR
Long-term photometric behavior of the eclipsing cataclysmic variable V729 Sgr
本文根据我们的观测资料和AAVSO资料，给出了食激变变星V729 Sgr的分析结果。测定了爆发幅度（$A_{n}$）和重现时间（$T_{n}$）等参数，并讨论了$A_{n}$和$T_{n}$之间的关系。对长期光变曲线的粗略检查显示，存在小幅度的爆发和下降，这与一些新星状CV（NL）中看到的行为相似。更详细的检查表明，V729 Sgr中的爆发可能是A型（由外向内），上升时间为$\sim1.76$ d。进一步的分析还表明，V729 Sgr是介于矮新星和NLS之间的一个中间体，结合Z Cam型星的理论和观测，我们将其质量转移速率限制为$1.59\times10^{-9} < \dot{M}_{2} < 5.8\times10^{-9}M_{\odot}yr^{-1}$。此外，V729 Sgr的快速振荡被首次检测和分析。我们的结果表明，在$\sim 25.5$ s振荡是一个真正的DNO，与吸积事件。将$\sim 136$和$154$处的振荡分类为lpDNO是基于$P_{lpDNOs}$和$P_{DNOs}$之间的关系。同时，还检测到了数百秒周期的QPO。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A 9-Hr CV With One Outburst in 4 Years of Kepler Data
在通过开普勒主场光变曲线的视觉搜索过程中，我们发现了一个灾难性的变量（CV），它在四年内只经历了一次为期4天的爆发，上升到静态流量的三倍。在四年的非爆发数据期间，KIC 5608384的开普勒测光显示出椭圆形光变化（“ELV”），振幅为$\sim$ 12%，周期为8.7小时。后续的地基光谱观测得到了高质量的径向速度曲线和相关的质量函数。此外，H $α$发射线存在于光谱中，即使这些是在源可能处于静止时拍摄的。这些发射线至少有一部分被伴星K所遮蔽。我们利用现有的质量函数，ELV振幅，罗奇瓣填充条件，并推断半径的K星导出系统的质量和轨道倾角：$M_{\rm wd} \simeq 0.46 \pm 0.02 \, M_\odot$，$M_{\rm K} \simeq 0.41 \pm 0.03 \, M_\odot$，和$i \gtrsim 70^\circ$。$M_{\rm wd}$的值是在激变变星中任何吸积WD的最低值。我们还运行了使用MESA的二进制演化模型，以推断最有可能的参数的前灾难性的二进制。利用模型演化轨道的质量转移速率，我们得出结论，虽然速率接近吸积盘稳定性的临界值，我们预计KIC 5608384表现出矮新星爆发。我们还得出结论，吸积白矮星最有可能从一个热的亚矮星，最值得注意的是，这是第一个真正的例子，一个祖先的AM CVn二进制已通过CV通道演变。
2019-08-06 astro-ph.SR
Quiescent Superhumps Detected in the Dwarf Nova V344 Lyrae by Kepler
开普勒是美国宇航局在恒星宜居带内寻找地球大小行星的天文台，它的计时能力和灵敏度与激变变量中吸积盘变化的时间尺度和幅度很好地匹配。这种仪器组合提供了一个前所未有的机会，以高精度，统一的数据测试和完善恒星吸积范例，不包含限制地面观测的昼夜或季节间隙。我们提出了一个3个月，1分钟的节奏开普勒光曲线V344天琴座，一个微弱的，很少研究的矮新星开普勒领域内。光变曲线在五次完全正常爆发和一次超级爆发期间采样V344 Lyr。令人惊讶的是，在超级爆发期间发现的超级驼峰在接下来的静止状态和正常爆发期间继续被检测到。超峰周期超过假定轨道周期的分数表明，在一个系统中，吸积盘的半径变化必须小于2%，以保持整个超峰扩展情节的潮汐进动相对较高的二元质量比。如果暂时被确定为轨道周期的静止信号是一个负的超级峰，由逆行旋进的吸积盘产生，相对于双星轨道平面倾斜，则盘半径的限制较少。
2010-06-09 astro-ph.SR
The hydrogen Balmer lines and jump in absorption in accretion disc modeling -- an ultraviolet-optical spectral analysis of the dwarf novae UZ Serpentis and CY Lyrae
盘占主导地位的激变变量（CV）的光谱往往偏离吸积盘模型的光谱，特别是，巴耳末跳跃和吸收线被发现是浅的观测比模型。我们进行了联合紫外光谱分析的两个矮新星：UZ Ser的爆发，下降，和平静，和CY Lyr的上升到爆发和爆发。我们通过调整吸积率、倾角和圆盘外半径来拟合巴尔末跳跃和吸收线、连续通量水平和斜率。对于这两个系统，我们发现一个吸积率$\dot{M} \approx 8 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的爆发，和$\dot{M} \approx 2-3 \times 10^{-9}M_\odot$ /年的上升和下降阶段。我们得出的外盘半径比预期的小（$R_{\rm disc} \approx 0.2a$，其中$a$是二进制分离），除了在后期上升期间（对于CY Lyr），其中$R_{\rm disc}=0.3a$。UZ Ser还揭示了一颗60，000 ~K的白矮星。这些结果表明，在一个矮新星周期的盘的半径是最大的爆发前的峰值，在定性协议与矮新星爆发盘不稳定性模型。我们怀疑，一个额外的发射组件（如盘风）也在工作，以减少连续的斜率和大小的巴耳末跳跃和吸收线。我们强调，外盘半径和盘风都需要考虑到更现实的CV盘建模。
2020-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
SW Sex stars, old novae, and the evolution of cataclysmic variables
轨道周期正好在周期间隙上方的激变变星的数量主要是由具有极高质量转移率的系统所控制，即所谓的SW六分仪星。另一方面，在这个时期范围内的一些老新星，预计将显示高质量转移率，而不是显示光度和/或光谱相似的低质量转移系统，如矮新星。我们讨论他们的候选人所谓的冬眠系统，CV，改变了他们的传质行为，由于以前经历过的新星爆发。本文件旨在为进一步的研究和讨论提供投入，因为这些结果仍然非常初步。
2014-08-22 astro-ph.SR
A systematic study of spiral density waves in the accretion discs of Cataclysmic Variables
螺旋密度波被认为是在吸积致密天体的吸积盘中激发的，包括激变变星（CV）。在过去的二十年里，已经获得了少数系统爆发的观测证据。我们提出了一个系统的研究结果，寻找螺旋密度波的CV，并报告其检测的16个观测系统中的两个。虽然大多数观察到的系统目前不对称的，非开普勒吸积盘在爆发期间，存在的有序结构解释为螺旋密度波并不像以前预期的那样普遍存在。通过系统参数对系统进行比较，似乎系统的倾斜度可能起主要作用，有利于在高倾斜度下观察到的系统中螺旋波的可见性和/或检测。
2019-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - VIII. Targets from the Catalina Real-time Transient Survey
本文介绍了卡塔利娜实时瞬变巡天探测到的20个激变变星的时间序列测光。这些系统中有14个以前没有观察过，只有两个进行了深入研究。根据观测结果，我们确定了12个新的轨道周期，并独立地发现了另外两个。八个CV是食系统，其中五个食深度超过0.9马格。样本中包括六个SU Uma系统（其中三个在我们的测光中显示超级驼峰），一个极地（SSS 1944 -42）和一个系统（CSS 1417 -18），显示异常快速下降的爆发。
2013-10-14 astro-ph.SR
A Further Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae
利用最近公布的V1504 Cyg和V344 Lyr的Kepler公开数据，对SU Uma星的超爆发和超峰进行了补充研究。在V1504 Cyg的一次超级爆发之前，有一次前兆正常爆发，它与主超级爆发分离得很好。超峰最早出现在前兆正常爆发的下降支中，并持续到平静期（前兆与主超爆发之间的深度凹陷），平静期结束后，随着主超爆发的增长，超峰的振幅开始增大。在V344 Lyr中也观察到类似的现象。这一观察非常清楚地表明，超级爆发是由超级驼峰触发的（即，（2）支持热-潮汐不稳定性模型。Smak（2013，Acta Astron.，63，109，arXiv：1301.0187）批评了我们之前的论文（Osaki and Kato，2013，PASJ，65，50，arXiv：1212.1516），并对我们的主要结论提出了质疑，即V1504 Cyg的各种观测证据支持SU Uma恒星超爆发的热潮汐不稳定性模型。我们提出我们的详细帐户，他的所有批评，提供明确的解释。我们的结论是，热潮汐不稳定性模型毕竟是唯一可行的模型，在SUUMa星的超爆发和超驼峰。
2014-03-05 astro-ph.SR
The formation of Cataclysmic Variables: the influence of nova eruptions
前激变变星（pre-CV）的理论和观测人口占主导地位的系统与低质量的白矮星（WD），而WD质量的CV通常是高的。此外，CV的空间密度被发现是显着低于理论模型。我们调查的影响新星爆发的形成和（初始）演化的CV。特别是，我们计算的质量转移的稳定性的情况下，所有的物质上的WD吸积是在经典的新星失去了，和部分的能量来喷射的材料来自一个共同的信封一样的相互作用与同伴。此外，我们研究了质量喷射的不对称性的影响，这可能导致轨道中的小偏心率。我们发现，一个共同的信封，如喷射显着降低了质量传递的稳定性，特别是对于低质量WD。类似地，不对称质量损失的影响对于短周期系统可能很重要，对于低质量WD更是如此，但由于轨道圆化，可能在下一次新星爆发之前很久就消失了。在这两种情况下，传质速率都增加了，这可能会导致系统的可观察（也许已经观察到）结果，这些系统确实存活下来成为CV。然而，在得出明确的结论之前，需要对新星喷出物和伴星之间的相互作用以及稍微偏心的CV的演化进行更详细的调查。
2015-11-24 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了855个由卡塔利娜实时瞬态巡天（CRTS）探测到的灾难性变量候选者，其中至少有137个已被光谱证实，705个是新发现的。这些来源是通过对五年数据的分析确定的，来自一个覆盖四分之三天空的区域。我们研究的幅度分布的矮新星CV发现CRTS爆发期间，并发现，在平静，他们通常是两个幅度较暗相比，SDSS确定的光谱CV样本。然而，SDSS足迹中几乎所有的CRTS CV都有ugriz测光。我们分析的CV的空间分布，并发现证据表明，许多系统的比例高度超出预期的银河系薄盘人口。我们比较了新发现的CRTS CV与以前已知的CV人群的爆发率，没有发现它们之间存在差异的证据。然而，我们发现了轨道周期分布系统差异的重要证据。我们讨论了低于轨道周期最小值的CV，并认为更多的是尚未确定的完整的CRTS CV样本。我们交叉匹配的CV档案X射线目录，发现大多数系统是矮新星，而不是磁性CV。
2014-04-14 astro-ph.SR
The 2019 outburst of the 2005 classical nova V1047 Cen: a record breaking dwarf nova outburst or a new phenomenon?
我们详细研究了2019年激变变星V1047~Cen的爆发，该变星在2005年发生了一次经典新星爆发。这一奇特的爆发发生在经典新星事件之后的14年，持续了400多天，在光学上达到了大约6等的振幅。早期的光谱追踪揭示了可能是矮新星（吸积盘不稳定性）的爆发。然而，爆发的持续时间，高速度（$>$ 2000\，km\，s $^{-1}$）的光学线轮廓的功能，发光的光发射，并存在突出的持久的无线电发射一起提出了一个比矮新星爆发更奇异和充满活力的现象。爆发的幅度，辐射能量和光谱演化也不符合经典的新星爆发。V1047~Cen的2019年爆发与经典共生星的爆发有相似之处，但2005年之前的图像表明V1047~Cen可能拥有一个矮伴星，这意味着一个典型的激变变星系统。基于我们的多波长观测，我们认为爆发可能是由于增强的质量传递或盘的不稳定性而使盘变亮，可能导致白矮星上的核壳燃烧增强，而白矮星已经经历了某种程度的准稳定壳燃烧。这最终导致产生风和/或双极准直流出。V1047~Cen在2019年的爆发似乎是独一无二的，之前在典型的灾变变星系统中没有观察到类似的情况，这暗示了一种潜在的新天体物理现象。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Magnetospheric Boundary in Cataclysmic Variables
磁激变变星（MCVs）为研究吸积流与磁层的相互作用提供了丰富的观测诊断。白矮星旋转产生的自旋周期脉动可以在可见光、紫外线和X射线波段以及偏振测量中看到，对这些进行建模可以限制白矮星表面吸积足迹的大小和位置。沿着磁力线追踪这些磁场可以告诉我们气流或盘与磁层之间的过渡区域。此外，光发射线给我们速度信息，而日食的分析给我们空间信息。我讨论MCV（特别是FO Aqr，V405 Aur，XY Ari和EX Hya，但也提到PQ Gem，GK Per，V2400 Oph，HT Cam，TX Col，AO Psc，AE Aqr，WZ Sge，V1223 Sgr和DQ Her），回顾观测告诉我们的磁盘磁层边界。自旋周期的变化是由几何效应和吸积流吸收的混合物引起的，并且似乎表明吸积盘在不同的系统中以不同的方式馈送到场线上，有时沿着磁极前面的场线，有时在磁极后面。在爆发期间，当吸积流增加了几个数量级时，磁盘将磁层向内推，并且似乎在更大的磁方位角范围内提供磁力线。非平衡态的爆发行为表现出比静止态更丰富的现象学，将DNO和QPO加入到混合物中。
2013-12-17 astro-ph.SR
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable IPHAS J013031.89+622132.3
我对研究不充分的激变变星IPHAS J013031.89+622132.3进行了测光观测，发现了非常深的日食。在6个月的时间跨度内，我获得了超过14个晚上的观察，总共50个小时。由于观测间隔较长，我以高精度确定了轨道周期，Porb=0.14935014+/-0.00000020 d。我推导出了日食星历表，由于轨道周期的精确性，它的正式有效期为300年。日食的平均深度为1.88+/-0.07等，日食的突出部分是平滑和对称的。平均食宽，包括扩展的不对称食翼，为0.18+/-0.01阶段或40+/-2分钟。由于在6个月的监测期间没有发生矮新星爆发，这个激变变星很可能是一个类新星变星。
2019-12-17 astro-ph.SR
1000 cataclysmic variables identified from DESI spectroscopy
研究从DESI光谱中识别激变变星，利用机器学习技术搜索光谱，识别出众多CVs，包括新的亚型，确认了候选体并获取轨道周期，给出空间密度估计，还增加了一类特殊CVs的数量。
2026-07-28 astro-ph.SR
Spectroscopically Identified Cataclysmic Variables from LAMOST survey. I. The Sample
本文介绍了激变变星的一个样本，包括245个天体的380个光谱，其中58个候选变星是新发现的。将BaggingTopPush算法和随机森林算法应用于LAMOST第五次数据发布（DR 5），分别反演了强发射线和宽吸收线的CV。根据光谱分类，从样品中鉴定出134颗矮新星、41颗类新星变星和19颗磁性变星。此外，还识别了89个高倾角系统和33个显示伴星的CV，并讨论了它们独特的光谱特征。比较了LAMOST和已发表星表的CV在空间分布和星等分布上的差异，以及它们在Gaia色图--绝对星等图（CaMD）上的轨迹差异。更有趣的是，对于LAMOST和SDSS在不同时期观测到的两颗矮新星，给出了它们在平静期和爆发期的光谱。
2019-11-19 astro-ph.SR
Discovery of a New WZ Sagittae Type Cataclysmic Variable in the Kepler/K2 Data
我们确定了一个新的，明亮的瞬态在开普勒/K2战役11领域。它的光变曲线在一天内上升超过7个星等，然后在一个月内下降3个星等，然后再迅速下降2个星等。在战役结束时，仍然可以检测到瞬变。光变曲线与WZ~Sge型矮新星爆发一致。在最初的10天里，观测到了周期为82分钟的早期超峰，这表明这是WZ~Sge类双星的典型轨道周期。强烈的超峰振荡在峰值亮度后10天发展，周期在83到84分钟之间。在亮度峰值后的25天，光变曲线上的一个凸起似乎预示着一个微妙的重新变亮阶段，这意味着这是一次不寻常的A型爆发。这是Kepler/K2在爆发期间观测到的唯一WZ~Sge型系统。这一爆发的早期上升非常符合一个被打破的幂律。在最初的10小时内，系统线性变亮，然后过渡到急剧上升，幂律指数为4.8。从Kepler/K2的存档数据和新的TESS观测结果来看，在超级爆发开始的最初几个小时内线性上升似乎在SU~UMa恒星中很常见。
2020-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
LS And: WZ Sge-type outburst first time since the 1971 discovery
LS And是1971年在M31区域发现的一颗瞬变新星，人们一直在争论它是星系间新星还是矮新星。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）的数据，我发现该物体在2022年4月经历了第二次已知的爆发。这是一颗WZ Sge型矮新星的行为，它有一个长长的衰落尾巴，1971年和2022年爆发的光变曲线非常匹配。光变曲线表明，LS And是一个典型的WZ Sge型矮新星，接近（但在达到）激变变星的周期最小值。1971年爆发的真实观测峰值可能是12.2磁。爆发参数与其他WZ Sge型矮新星相似。衰落的尾巴持续了一年多，物体目前仍然在这条尾巴上。在褪色的尾巴上有一个0.5等的暂时变亮的暗示，并且该物体在爆发后似乎仍然活跃。
2023-01-10 astro-ph.SR
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
2009-12-23 astro-ph.SR
A tale of three cataclysmic variables with distinct superhumps
本文基于TESS观测研究三个激变变星，分别识别出正超驼峰、负超驼峰及盘进动周期，揭示其吸积盘偏心或倾斜进动等不同物理机制，并判断其中一个天体可能属于高光度磁性激变变星而非SU UMa型矮新星。
2025-08-28 astro-ph.SR
KIC 9406652: An Unusual Cataclysmic Variable in the Kepler Field of View
KIC 9406652是开普勒视野中一颗引人注目的变星，它的光变曲线显示出非常快速的振荡和长期的爆发。我们提出了一个季度1至15的光变曲线和新的光谱分析，表明该对象是一个灾难性的变量，轨道周期为6.108小时。然而，一个更强的信号出现在光变曲线周期图的一个较短的时间为5.753小时，我们认为，这对应于调制的流量从热点地区在倾斜，进动磁盘周围的白矮星星。我们提出了一个初步的轨道解径向速度测量功能的吸积盘和光球的同伴。我们使用多普勒层析成像算法来重建磁盘和同伴的光谱，我们还考虑如何这些组件有助于对象的光谱能量分布从紫外到红外波长。这个目标为我们提供了一个显着的机会，调查磁盘过程中的高质量传递阶段的演变在激变变量。
2013-08-01 astro-ph.SR
Optical and X-ray Variability of the Peculiar Cataclysmic Variable FS Aur with a Magnetic and Freely Precessing White Dwarf
我们提出了在2010-2011年观测季节进行的特殊的激变变量FS御夫座长期监测的初步结果。天文学家的观测首次在测光数据中揭示了白矮星的岁差周期，而以前只能通过光谱观测。这在（B-I）颜色指数中最好地看到，并且反映了光谱能量分布的可变性。钱德拉和斯威夫特对X射线观测的分析也揭示了光变曲线中轨道周期和岁差周期的存在。我们还表明，FS Aur的长期变化和其爆发活动的特点可能是由于从第二颗星的质量转移率的变化，作为一个紧密的双星轨道的偏心率调制的结果诱导的存在下，第三个机构的环双星轨道。
2011-11-28 astro-ph.SR
Unusual stunted outbursts in the nova-like variable HS 0229+8016
我们展示了HS 0229 + 8016在2006年至2019年之间的光变曲线，显示该恒星的亮度在13.4等至15.1等之间变化。有持续数百天的事件，在此期间，明显的0.6等周期性变化，每次持续约。9.5天从观测上看，这些都非常类似于在几个类似新星的激变变星中不时看到的发育不良的爆发，比如UU Aqr。有两个间隔长达166天，当这些发育不良的爆发似乎减少，甚至停止。这些都与系统达到ca相吻合。0.7比平时更暗。以前的工作者认为HS 0229 + 8016可能是Z Cam矮新星家族的一员，但我们没有发现中等亮度的特征性矮新星爆发和静止的证据。应继续监测HS 0229 + 8016，以了解更多关于该系统的长期行为。
2019-12-18 astro-ph.SR
The Orbital Period and Negative Superhumps of the Nova-Like Cataclysmic Variable V378 Pegasi
本文对激变变星飞马座V378（PG 2337+300）的径向速度进行了研究。它的轨道周期为0.13858 +/- 0.00004 d（3.32592 +/- 0.00096小时）。它的光谱和长期光变曲线表明V378 Peg是一颗类似新星的变星，没有爆发。我们用V378 Peg在银河系中的近似距离和位置估计E（B-V）= 0.095，用近红外星等计算距离为680 +/-90 pc，M_V = 4.68 +/-0.70，与V378 Peg是一颗类新星相一致。在2001年至2009年之间进行的时间分辨测光显示，周期为0.1346 +/- 0.0004 d（3.23 +/- 0.01小时）。我们确定这种光度变化是负的超级驼峰，从旋进，倾斜的吸积盘。我们对V378 Peg的光度周期的重复测量与2001年至2009年之间的稳定周期相一致，其负超峰显示出数百甚至数千个周期的相干性。
2011-11-15 astro-ph.SR
Spectroscopy and Photometry of Cataclysmic Variable Candidates from the Catalina Real Time Survey
卡塔利娜实时调查（CRTS）已经发现了500多个灾难性变量（CV）候选者，其中大多数是以前未知的。我们在这里报告36个较亮天体的后续光谱学。几乎所有的光谱都是最低光照下CV的典型光谱。其中一个天体似乎是耀斑星，而另一个天体的光谱与CV一致，但有趣的是，它位于一个小星云的中心。我们测量了其中八个CV的轨道周期，并根据其二级恒星的光谱估计了两个CV的距离。除了光谱，我们还获得了37个物体的重叠样本的直接成像，我们给出了它们的大小和颜色。我们大多数新的轨道周期都比所谓的周期间隔短，大约2到3小时。通过考虑卡塔利娜天体和其他星表（如斯隆数字巡天）之间的交叉识别，我们认为大量的灾难性变量仍然未编目。通过将CRTS样本与CRTS无法恢复的先前已知CV列表进行比较，我们发现CRTS偏向于大爆发振幅（因此轨道周期较短）。我们推测这是调查节奏的结果。
2012-07-12 astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable ZTF17aaaeefu (2MASS J00594349+6454419)
我对激变变星候选者ZTF 17 aaaeefu进行了测光观测，发现了非常深的日食。这些观察是在7个月的8个晚上进行的。日食的轮廓与在其他激变变星中观测到的日食轮廓相似。在观测期间，ZTF 17 aaaeefu的亮度变化类似于矮新星爆发和静止状态。当ZTF 17 aaaeefu较亮（16.0-16.2等）时，平均食深为2.50+/-0.18等，当ZTF 17 aaeefu较暗（17.2-17.4等）时，平均食深为1.45+/-0.06等。在这两种情况下，日食的突出部分的平均宽度是相同的，大约是30分钟。由于观测的覆盖范围很大，我测量的轨道周期精度很高，Porb=0.18821155+/-0.00000014 d。根据轨道周期的精度，推导出有效期为700年的日食星历。该星历表可用于今后轨道周期变化的研究。由于ZTF 17 aaaeefu的轨道周期很长，这个激变变星对于确定其恒星组成的质量很有意义。在未来的径向速度测量中，我精确的日食星历可能对确定轨道相位有用。
2021-11-25 astro-ph.SR
