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
FS Aurigae: a Triple Cataclysmic Variable System containing Precessing, Magnetic White Dwarf
我们在这里提出的数值计算的结果表明，在激变变量FS Aur检测到的很长的周期性变化可以是偏心调制的近双星（CB）轨道的结果诱导的存在下，第三个机构的circumbinary轨道。第三个组成部分与亚恒星质量的圆形，相对较近的轨道上，调制的质量传递速率的二进制更长的时间尺度比周期内的三重系统。我们还在这里报告FS Aur的X射线观测的初步结果，提供了进一步的证据，它包含磁性和自由进动的白矮星。这两个研究结果使我们能够将新的和以前强调的假设FS Aur的性质到一个一致的模型。
2010-09-29 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
The Effects of Magneto-Convection on Short Period Cataclysmic Variables
本文通过简单模型研究磁对流对短周期激变变星演化的影响，发现其导致伴星膨胀、周期延长和质量损失率降低，最小轨道周期增加14分钟，但白矮星质量增大对缓解周期最小值问题作用有限。
2025-07-09 astro-ph.SR
The Role of White Dwarfs in Cataclysmic Variable Spin-down
利用三维磁流体动力学数值模型研究了白矮星对激变变星系统自旋下降的影响。该模型包括恒星日冕、恒星风、WD质量和磁场。WD的存在通过物理上阻挡恒星风、重组恒星风、引导恒星风朝向WD表面以及改变阿尔文表面的形状和大小来改变系统的自旋。这些过程的组合在一组简单的测试案例中有所不同，并且由此产生的角动量损失率变化2-3倍，并且相对于具有单个M矮星的测试模型变化2倍。虽然该模型采用了一些简化，结果表明，目前在激变变量研究中使用的角动量损失计划不需要大幅修改。还获得了关于风吸积的见解。我们发现，有效的吸积开关相当迅速地减少轨道分离。吸积率取决于磁场排列，并应调制的磁周期的M矮星。对于白矮星磁场强度的特定值，一个有效的虹吸日冕等离子体从向内面对M矮半球发生。风的吸积率在相当相似的近距离双星之间预计会有10倍或更多的变化，这取决于磁场强度和轨道间隔。
2012-01-04 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
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
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 astro-ph.SR
High-speed photometry of the eclipsing cataclysmic variable 1RXS J180834.7+101041
我们提出了高速测光覆盖一个日食的激变可变系统1 RXS J180834.7+101041。这些数据被模拟为产生于一个包含一个低质量恒星的近距离双星系统，该恒星充满了洛希叶，加上一个具有吸积盘的白矮星。我们发现它的轨道倾角为77.07 +/- 0.47度，质量比为0.168 +/- 0.016。相对较低的倾角意味着只有吸积盘而不是白矮星被这个系统中的低质量恒星所遮蔽。
2011-01-13 astro-ph.SR
Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis
围绕共包络线后双星运行的行星提供了有关行星形成和演化的基本信息。我们在NN Ser ab中寻找这样的行星，NN Ser ab是一个日食短周期双星，显示了长期的日食时间变化。使用出版的，重新分析，和新的中期日食时间的NN Ser AB之间获得1988年和2010年，我们发现极好的协议与光旅行时间的影响，由两个额外的机构叠加在线性星历的二进制。我们的多参数拟合伴随着N体模拟产生最佳拟合的对象NN Ser（ab）c和d锁定在一个2：1的平均运动共振，与轨道周期Pc =15.5 yrs和Pd =7.7 yrs，质量M_csin i_c = 6.9 M_Jup和M_dsin i_d = 2.2 M_Jup，和偏心率e_c=0和e_d=0.20。第二个chi**2最小值对应于周期比为5：2的替代解决方案。我们估计这颗双星的前身是一颗太阳质量约为2 M的A星和一颗轨道间距约为1.5 AU的M矮星。两颗行星在共同包层阶段的生存创造了现在的白矮星，这需要在引力和它们在膨胀包层中所经历的阻力之间进行微调。另一种选择是在这一阶段结束时创建的环双星盘中的第二代起源。在这种情况下，行星将非常年轻，年龄不超过白矮星的冷却年龄10**6年。
2010-10-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 astro-ph.SR
The Magnetic Cataclysmic Variable LSQ1725-64
我们提出了新的光度学和光谱学的94米食双星LSQ 1725 -64，提供洞察这个系统的基本参数和演化状态。我们确认LSQ 1725 -64是一个磁激变变星，其白矮星的表面平均磁场强度为$12.5 \pm 0.5$ MG。光谱类型和颜色的次级，以及日食的长度，是一致的，与其他secondaries尚未通过预期的最小周期的灾难性变量的演变。我们观察到两种不同的质量转移状态，并测量两者之间的过渡发生在大约45个轨道周期。在低状态下，我们观察到光度的变化，我们假设主要是从两个先前加热的磁极的白矮星。我们精确的日食测量使我们能够确定LSQ 1725 -64的双星参数，如果我们假设一个典型的CO核白矮星的质量-半径关系，我们发现它包含一个高质量（$0.97 \pm 0.03\ M_{\odot}$）白矮星。我们还测量了白矮星蚀后的吸积流的蚀，并用它来估计质量传递速率的上限。这个推导出的极限是一致的预期角动量损失通过引力辐射单独。
2016-08-10 astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Magnetic Cataclysmic Binary System EX Hya
利用Tzec Maun天文台的RC-16和TOA-150望远镜对双周期磁激变系统EX Hya进行了观测。在2010-2011年获得了6个夜晚的观察结果（或者更换过滤器VR）。分析了WASP、ASAS和AAVSO的数据库。使用MCV程序进行时间序列处理。我们分析了白矮星自转周期的变化，并根据我们自己和以前发表的最大时刻。天文历是根据与磁白矮星自转相关的辐射通量最大值确定的：Tmax=2437699.89079（59）+0.0465464808（69）.E-6.3（2）*10^{-13 E ^2，这对应于自转加速的特征时间尺度4.67（14）* 10 ^6年。这与Yuasa等人（2010）基于X射线观测得出的白矮星质量为0.42 M_ \odot的估计值相矛盾，但与0.79 M_ \odot的估计值一致（白矮星）和0.108 M_ \odot（红矮星）先前发表的Beuermann和Reinsch（2008），以及白矮星的磁场对吸积等离子体的俘获是在洛希瓣边缘附近的假设。分析的矩不支持Mauche等人（2009）关于星历中统计上显著的立方项的假设。尽管EX Hya中存在爆发，但与DO Dra存在显著差异，这支持了对中间极的详细分类的介绍，即“爆发中间极”和“磁矮星新星”。"
2013-08-08 astro-ph.SR
Origin of magnetic fields in cataclysmic variables
在最近的一系列论文中，有人提出高磁场白矮星是近距离双星相互作用和合并的结果。人口合成计算表明，孤立的高磁白矮星的起源与恒星合并假说是一致的。在这幅图中，观测到的磁场是由一个由差动旋转驱动的阿尔法-欧米茄发电机引起的。最强的磁场出现在差旋等于临界分裂速度时，并且是由两颗恒星（其中一颗具有简并核心）在共同的包层演化过程中合并或由两颗白矮星合并而产生的。我们现在合成一个人口的二元系统调查的假设，磁场的磁激变变量也起源于恒星相互作用的共同信封阶段。那些从共同的包络中产生的系统更紧密地结合在一起，形成了具有最强磁场的激变变星。我们改变了共同的包络效率参数，并比较我们的人口合成与磁激变变量的观测结果。我们发现，共同的包络相互作用可以解释所观察到的这些磁系统的特点，如果包络弹射效率低。
2018-10-15 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs in post-common-envelope binaries
星等有限的样本表明，20- 25%的激变变星包含磁场强度为兆高斯的白矮星，与之形成鲜明对比的是，大约5%的单个白矮星具有类似的磁场强度。此外，缺乏可识别的祖先系统的磁灾变变量导致相当大的挑战时，试图了解这些系统如何形成和演变。在这里，我们提出了一个样本的六个磁性白矮星在分离的双星与低质量的恒星同伴，我们约束的恒星和二进制参数，包括第一次，可靠的质量估计这些磁性白矮星。我们发现它们比分离双星中的无磁白矮星质量更大。这些磁性白矮星的冷却年龄通常超过1 Gyr，并且居住在非常接近罗奇叶填充的系统中。我们的研究结果更符合这些系统是暂时分离的灾变变量，而不是前灾变双星，但我们不能排除后一种可能性。我们发现，这些系统可以显示不寻常的不对称光变曲线，这可能提供一种方法来识别它们在未来的更大的数字。还提出了七个新的候选磁白矮星系统，其中三个具有不对称的光变曲线。最后，我们注意到，几个新发现的磁性系统的档案光谱中没有明确的磁性证据，这意味着这些双星以前已经错过了。然而，仍然明显缺乏年轻的分离磁白矮星系统。
2021-01-29 astro-ph.SR
ASASSN-14dx: A cataclysmic variable harbouring a massive pulsating white dwarf
本文通过对ASASSN-14dx的多波段快速测光与光谱偏振观测，发现其复杂光变源于大质量白矮星的非径向脉动，并测定其质量约1.1倍太阳质量、有效温度16100 K，同时提出该系统可能是正在演化的周期反弹激变变星。
2025-04-09 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables below the Period Gap: Mass Determinations of 14 Eclipsing Systems
本文介绍了食激变变星CTCV 1300、CTCV 2354和SDSS 1152的高速三色测光。所有三个系统都低于观测到的灾变变量的“周期间隔”。对于每个系统，我们确定的系统参数，通过拟合参数化模型所观察到的日食光曲线卡方最小化。我们还对我们小组以前分析过的所有其他日食系统进行了更新分析。除了SDSS 1502和DV UMa之外，新供体质量通常在最初公布的质量的1和2 σ之间。我们注意到，SDSS 1501的施主质量已经向上修正了0.024 Msun。这个系统以前被认为已经演化到了激变变星的最小轨道周期，但新的质量测定表明并非如此。我们的新分析证实，SDSS 1035和SDSS 1433已经演化超过了灾难性变量的最小周期，证实了我们早期的研究。我们发现，与理论模型相比，捐赠恒星的半径过大，大约10%。我们表明，这可以解释调用增强角动量损失，或考虑到恒星黑子的影响。我们不能偏向于其中一个原因，因为对于轨道周期在100到130分钟之间的系统，我们缺乏足够精确的质量测定，在这些系统中，进化轨迹开始显著偏离。我们还发现在我们的样本中有一个强烈的倾向于高白矮星质量，没有任何氦核白矮星的证据。高质量白矮星的优势意味着在新星爆发期间对白矮星的侵蚀必须是可以忽略的，或者不是所有的质量都在新星周期期间被喷射出来，导致白矮星的质量增长。（节录）
2011-03-14 astro-ph.SR
Evolution of Cataclysmic Variables and Related Binaries Containing a White-Dwarf
我们提出了一个二元演化研究的激变变量（CV）和相关的系统与白矮星吸积物，包括例如，AM CVn系统，经典新星，超软X射线源，和系统与巨大的施主星。我们的方法有意避免了与人口合成算法相关的并发症，从而使我们能够提出第一个真正全面的探索所有后续的二进制演化途径，ZACVs可能遵循（假设完全非保守，罗奇瓣溢出到吸积WD）使用复杂的二进制恒星演化代码MESA。该网格由56，000个初始模型组成，包括14个白矮星吸积体质量，43个施主恒星质量（$0.1-4.7$ $M_{\odot}$）和100个轨道周期。我们探索的轨道周期和施主质量（$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$）平面的演化轨道的演化停留时间，质量的白矮星吸积，吸积率，和化学成分的中心和表面的施主星。我们报告的标准CV轨道之间的差异，与巨大的捐助者的恒星，和超短周期系统。我们表明，在参数空间中可以期望找到超软X射线源，提出了一个诊断，以区分不同的进化路径，形成AM CVn二进制文件，量化的最小轨道周期CV取决于化学成分的捐助者的明星，并更新$P_{\rm orb}(M_{\rm wd})$的关系包含白矮星的祖先失去了他们的信封，通过稳定的罗氏瓣溢出的二进制文件。最后，我们指出在$P_{\rm orb}-M_{\rm don}$的吸积盘将趋于稳定的热粘性不稳定性，并与LISA的引力辐射签名可能会发现。
2016-10-10 astro-ph.SR
The Space Density of Post-Period Minimum Cataclysmic Variables
双星演化理论预测，星系中激变变星（CV）的数量主要是由与亚恒星伴星吸积的白矮星组成。为了检验这些预测，有必要确定这些系统，如果吸积的特征变得太弱而无法检测到，这可能很困难。识别这种“死”简历的唯一机会是利用它们的接近二进制性质。因此，我们在斯隆数字巡天（SDSS）条纹82区域寻找明显孤立的白矮星，这些白矮星经历了暗伴星的食。我们在SDSS或帕洛玛瞬时工厂数据集中，在条纹82内通过光度测量选择的2264颗白矮星候选者的样本中，都没有发现这样的日食。这个空结果允许我们为死CV的空间密度$ρ_0$设置一个严格的上限。为了确定这个极限，我们使用了蒙特卡罗模拟，通过银河CV分布的简单模型来折叠我们的选择标准。假设一个$T_{WD}=7,500$ K，那么死亡CV的空间密度的2 $σ$极限是$ρ_0 \lesssim 2 \times 10^{-5}$ pc $^{-3}$，其中$T_{WD}$是这种系统中白矮星的典型有效温度。
2017-09-07 astro-ph.SR
PTF1 J085713+331843, a new post common-envelope binary in the orbital period gap of cataclysmic variables
本文报道了帕洛玛瞬变工厂发现的一颗新的食后共包络分离白矮星红矮星双星PTF 1 J 085713 +331843的发现和分析。在多个轨道周期上进行的ULTRACAM多色测光显示了一个具有深平底主食和强烈反射效应的光变曲线。相位分辨光谱显示广泛的巴耳末吸收线从DA白矮星和相位依赖的巴耳末发射线上的红矮星的照射侧起源。DA白矮星的温度是$T_\mathrm{WD} = 25700 \pm 400\,$ K，红矮星的光谱类型是M3-5。结合光变曲线和径向速度变化的模型，得出白矮星质量为$M_\mathrm{WD} = 0.61^{+0.18}_{-0.17}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{WD} = 0.0175^{+0.0012}_{-0.0011}\, \mathrm{R_{\odot}}$，红矮星质量为$M_\mathrm{RD} = 0.19^{+0.10}_{-0.08}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{RD} = 0.24^{+0.04}_{-0.04}\, \mathrm{R_{\odot}}$。该系统要么是一个分离的激变变星，要么是在接近其当前轨道周期的共同包络相出现的。在$\sim70\,$ Myr中，这个系统将成为周期间隙中的灾难性变量。
2017-04-18 astro-ph.SR
WD 1202-024: The Shortest-Period Pre-Cataclysmic Variable
在K2 Field 10的28，000颗目标恒星中，有一颗是白矮星WD 1202-024（EPIC 201283111），首次在SDSS巡天（SDSS 120515.80-024222.7）中被发现。我们发现这颗热的白矮星（Teff = 22，640 K）与一颗质量约为0.061 Msun的棕矮星在一个非常接近的轨道上（P = 71 min）。这个周期非常接近或略低于具有富氢供体恒星的激变变星的最小轨道周期。然而，我们没有发现任何证据表明这对双星目前正在或曾经将质量从低质量伴星转移到白矮星。因此，我们初步得出结论，这个系统仍然处于前灾变变量阶段，大约在50 +/- 20百万年前从一个共同的包层中出现。由于K2的积分时间为29分钟，我们使用后续的地基测光来更好地评估食光曲线。我们还利用原始的SDSS光谱，在大约15分钟的片段，估计径向速度的白矮星在其轨道上。通过分析光变曲线和补充约束，得出以下系统参数：Mwd = 0.415 +/- 0.028 Msun，Rwd = 0.021 +/- 0.001 Rsun，Mcom = 0.061 +/- 0.010 Msun，Rcom = 0.088 +- 0.005 Rsun，其中下标wd和com分别表示白矮星和低质量伴星。如果我们对这个系统作为前CV的解释是正确的，那么它是迄今为止发现的任何此类系统中周期最短的，并且应该在不到2.5亿年的时间…
2017-07-04 astro-ph.SR
Discovery of a pre-cataclysmic binary with unusual chromaticity of the eclipsed white dwarf by the GPX Survey
我们发现了一个相对明亮的食双星系统，它由一颗白矮星和一颗主序星K7组成，具有明显的色球和黑子活动迹象。该系统的光变曲线显示$\sim0.2$等椭圆变率，周期为0.297549 d，白矮星有一次短暂的日全食。根据我们对光谱和光度数据的分析，我们估计了系统的参数。K7V星是潮汐变形的，但没有填满它的洛希瓣（填充因子约为0.86）。轨道倾角为$i=73^\circ.1\pm 0^\circ.2$，质量比为$q=M_2/M_1\approx 0.88$。K7 V恒星的参数是$M_2\approx 0.64$ M $_{\odot}$、$R_2=0.645\pm 0.012$ R $_{\odot}$、$T_2\approx 4070$ K。白矮星的参数是$M_1\approx 0.72$ M $_{\odot}$，$R_1=0.013\pm 0.003$ R $_{\odot}$，$T_1=8700\pm 1100$ K.不同波段的光度观测显示，日食的最大深度是在\textit{SDSS r}滤光片中，这对于一个由白矮星和主序星晚期组成的系统来说是不寻常的。我们怀疑这个系统是一个共同的信封双星演化的产物，和白矮星吸积恒星风从二级恒星（所谓的低吸积率极地，LARP）。
2020-02-19 astro-ph.SR
Features of the Matter Flows in the Peculiar Cataclysmic Variable AE Aquarii
本文研究了其中一个组分是快速旋转的磁性白矮星的密近双星系统中等离子体流的结构。主要的例子是AE宝瓶座系统;白矮星的自旋周期大约是轨道周期的1000倍，白矮星表面的磁场大约是50 MG。通过数值求解磁流体动力学方程组，分析了该系统的传质过程。这些计算表明，在层流状态下，白矮星的磁场对洛希瓣中物质的速度场没有显著影响，因此磁场不会阻碍磁层周围瞬态盘（环）的形成。然而，白矮星与周围物质之间的能量和角动量交换效率随着物质湍流运动的发展而显著增加，导致其在磁层边界处加速并进一步以高速率逃离系统。系统在层流和湍流模式之间的转变的时间尺度与其安静和活跃相之间的AE、Aqr转变的时间尺度接近。
2016-06-02 astro-ph.SR
SDSS J105754.25+275947.5: a period-bounce eclipsing cataclysmic variable with the lowest-mass donor yet measured
我们提出了高速，多色测光的微弱，日食激变变量（CV）SDSS J105754.25+275947.5。这个系统发出的光主要由白矮星发出。尽管如此，平均许多日食揭示了亮点日食的其他特征。这使得参数化的日食模型能够拟合这些平均光变曲线，从而精确测量系统参数。我们发现质量比q = 0.0546 $\pm$ 0.0020和倾角i = 85.74 $\pm$ 0.21 $^{\circ}$。白矮星和施主质量分别为M $_{\mathrm{w}}$ = 0.800 $\pm$ 0.015 M $_{\odot}$和M $_{\mathrm{d}}$ = 0.0436 $\pm$ 0.0020 M $_{\odot}$。通过将模式大气预测值与多色通量拟合，估算出该白矮星的温度T $_{\mathrm{w}}$ = 13300 $\pm$ 1100 K，距离d = 367 $\pm$ 26 pc。SDSS 105754.25+275947.5中的白矮星的质量接近CV白矮星的平均值，而供体的质量是在食CV中测量到的最低质量。一个低质量的施主和轨道周期（90.44分钟）明显长于周期最小值，这强烈表明这是一个真正的周期反弹系统，尽管不能排除白矮星/棕矮星双星的形成。目前已知的具有精确系统参数的周期最小值/周期反弹系统非常少，因此，在这种情况下CV的演变尚未完全理解。
2017-01-26 astro-ph.SR
Constraining the Evolution of Cataclysmic Variables via the Masses and Accretion Rates of their Underlying White Dwarfs
本文报道了43颗激变变星（CV）白矮星的质量（$M_\mathrm{WD}$）、有效温度（$T_\mathrm{eff}$）和长期平均吸积率（$\langle \dot{M} \rangle$），其中42颗是由它们的$\mathit{Hubble~Space~Telescope}$紫外线数据与$\mathit{Gaia}$航天任务早期第三次数据发布提供的数据结合分析得到的，一颗来自白矮星引力红移。我们的结果使CV白矮星的数量增加了一倍，并进行了精确的质量测量，使总人口普查达到89个系统。从研究的质量分布，我们得到$\langle M_\mathrm{WD} \rangle = 0.81^{+0.16}_{-0.20}\,\mathrm{M_\odot}$，在完美的协议与以前的结果，并没有发现任何证据的质量与轨道周期的演变。此外，我们确定了五个系统的$M_\mathrm{WD} < 0.5\mathrm{M_\odot}$，这是最有可能代表氦核白矮星，表明这些CV是存在于整个人口。我们揭示了平均吸积率和白矮星质量低于$2-3\,$ h周期间隙的系统之间的反相关的存在。由于$\langle \dot{M} \rangle$反映了系统角动量损失的速率，这种相关性表明存在一种额外的角动量损失机制，这种机制在低白矮星质量下更有效。这是最近提出的间接角动量损失（eCAML）的经验处方的基本概念…
2021-11-26 astro-ph.SR
Spectroscopy of the enigmatic short-period cataclysmic variable IR Com in an extended low state
我们报告发生深低状态的食短周期激变变量IR COM，持续两年多。在这种状态下获得的光谱显示系统是一个分离的白矮星加上低质量的伴星，表明吸积实际上已经停止。从SDSS光谱得到的伴星的光谱类型是M6-7，比IR Com的轨道周期稍晚。其径向速度幅值K_2=419.6 ± 3.4km/s，倾角75- 90 °，代表0.8Msun<Mwd<1.0Msun。我们估计白矮星的温度约为15000 K，巴耳末线中没有塞曼分裂，排除了超过5 MG的磁场。IR Com仍然没有明确的分类，特别是深，长的低状态的发生是迄今为止唯一的短周期CV中没有强磁性。
2014-03-29 astro-ph.SR
Effective Temperatures of Cataclysmic Variable White Dwarfs as a Probe of their Evolution
我们提出了HST光谱45激变变量（CV），观察与HST/COS和HST/STIS。对于36颗CV，白矮星是通过其广泛的Ly $α$吸收轮廓可识别的，我们通过拟合假设$\log\,g=8.35$的HST数据来测量白矮星有效温度（$T_{\mathrm{eff}}$），这对应于CV白矮星的平均质量（$\simeq\,0.8\,\mathrm{M}_\odot$）。我们的研究结果几乎使CV白矮星的数量增加了一倍，并进行了精确的温度测量。我们发现，CV以上的周期差距，平均而言，更高的温度（$\langle T_{\mathrm{eff}} \rangle \simeq 23\,000\,$ K），并表现出更多的分散相比，低于间隙（$\langle T_{\mathrm{eff}} \rangle \simeq 15\,000\,$ K）。虽然这种行为与理论预测大致一致，但存在一些差异：（i）我们在间隙上方的所有新测量都以较低的温度为特征（$T_{\mathrm{eff}} \simeq 16\,000 - 26\,000\,$ K）高于当前CV群体模型的预测值（$T_{\mathrm{eff}} \simeq 38\,000 - 43\,000\,$ K）;（ii）我们在缺口以下的结果没有聚集在预测的窄轨中，特别是在周期最小值附近表现出相对较大的价差，这可能指出CV进化模型中的一些缺点。最…
2017-02-01 astro-ph.SR
The incidence of magnetic cataclysmic variables can be explained by the late appearance of white dwarf magnetic fields
本研究假设白矮星磁场在固定年龄晚期出现，通过BSE种群合成和MESA轨迹模拟，成功再现了磁性激变变星的观测比例，并解释了吸积周期反弹者数量较少的原因。
2025-05-30 astro-ph.SR
A unified model for the evolution of cataclysmic variables
我们给出了剑桥恒星演化代码（STARS）中使用的解析状态方程的更新版本，作为一个免费使用的开源软件包，我们已经用来模拟冷白矮星的温度$\log_{10}(T_\mathrm{eff}/\mathrm{K})\:=\;3$。随着这一更新的STARS代码，我们使用双发电机模型的长期演化激变变星（CV），其中有两个$α-Ω$发电机之间的相互作用，一个在对流信封和其他在一个缓慢旋转收缩的辐射核心和不断增长的对流信封的边界。我们确认，该模型提供了一个物理形式主义的中断磁制动范例。此外，我们的模型还提供了一个机制，额外的角动量损失低于周期间隙。我们利用激变变星中白矮星的{mass}分布构造了轨道周期的相对概率分布$P_\mathrm{orb}$，发现我们的模型很好地再现了CV分布中的周期间隙和观测到的周期最小尖峰。我们还比较了我们的模型与其他经验模型的演化轨迹，并发现两者之间的协议。我们还报告了我们的模拟系统和观测数据之间的良好协议。
2022-04-28 astro-ph.SR
White dwarf masses in cataclysmic variables
最近发现激变变星（CV）的白矮星（WD）质量分布与标准CV形成模型的预测大相径庭。CV中的高平均WD质量在当前观察到的CV祖细胞样品中没有印记，并且不能归因于选择效应。已经提出了两种可能性：无论是WD增长的CV演变过程中的质量，或在一个显着的分数的情况下，CV形成之前的热时间尺度的质量传递（TTMT）的（短）阶段，其中WD获得足够的质量。我们调查，如果这两种情况下，可以使理论预测和观察到的协议。我们采用二进制人口合成模型来模拟目前的内在CV人口。我们纳入了特定的CV演变方面，如适当的质量半径关系的捐助者的明星和更详细的处方的临界质量比动态不稳定的传质。我们还实施了以前建议的风从表面的WD在TTMT和测试的想法WD质量增长在CV阶段通过任意改变吸积效率。我们比较了模型的预测与来自观察到的样本的CV的特性。我们发现，质量增长的WD在CV未能重现所观察到的WD质量分布。在TTMT的情况下，我们能够产生大量的大规模WD，如果我们假设显着的质量损失从表面的WD在TTMT阶段。然而，该模型仍然产生太多的CV与氦WD。此外，施主星在许多这些后TTMT CV中演化，这与观测结果相矛盾。我们的结论是，在我们目前的框架CV演变TTMT也WD质量增长不能完全解释所观察到的WD质量或CV的周期分布。
2015-04-16 astro-ph.SR
LAMOST J0140355+392651: An evolved cataclysmic variable donor transitioning to become an extremely low mass white dwarf
我们介绍了LAMOST J0140355+392651（以下简称J0140），这是一个近距离（$P_{\rm orb} = 3.81$小时）双星，包含一个膨胀的低质量（$M \approx 0.15 M_{\odot}$）原白矮星（WD）和一个大质量（$M\approx 0.95\,M_{\odot}$）WD伴星。该系统的光学光变曲线主要是由大振幅的椭球变化，但也表现出额外的散射，可能是由脉动驱动的。原始WD比任何已知的极低质量（ELM）WD更冷（$T_{\rm eff} = 6800\pm 100$ K）和更蓬松（$\log\left[g/\left({\rm cm\,s^{-2}}\right)\right]=4.74\pm0.07$），但比任何已知的激变变量（CV）供体更热。它完全或非常接近充满其罗氏叶（$R/R_{\rm Roche\,lobe}=0.99\pm0.01$），表明正在进行或最近终止的传质。没有观测到类似矮新星的爆发。光谱主要是由原WD，但显示H $α$发射的试探性暗示，可能是由于吸积到大规模WD。该系统的属性是匹配的MESA二元演化模型CV与捐助者进行了显着的核演变之前发生的传质。在这些模型中，膨胀的原WD要么仍然通过稳定的罗氏瓣溢出失去质量，要么直到最近才这样做。在任何一种情况下，它都在以接近恒定的光度向更高的温度演化，成为ELM WD。如果系统分离，当供…
2021-05-06 astro-ph.SR
Detection of accretion X-rays from QS Vir: cataclysmic or a lot of hot air?
XMM-牛顿观测附近的“前激变”短周期（P_orb = 3.62 hr）双星QS Vir（EC 13471-1258），发现当白矮星从它的M2-4矮星伴星后面经过时，会出现有规律的窄X射线食。X射线辐射提供了白矮星上物质转移和吸积的清晰信号。低分辨率XMM-牛顿EPIC光谱与冷却流模型一致，表明吸积速率为Mdot= 1.7 \times 10^-13 M \odot /yr。在48 pc的距离，QS Vir是第二个最近的吸积激变变星，是迄今为止发现的非磁性系统中吸积率最低的变星之一。如果吸积效率为10%的量级，那么通过风来供给这种吸积需要风的质量损失率为Mdot ~ 2 \times 10^-12 M \odot /年。考虑到M矮星可能的质量损失率，这是不可能的高和纯风吸积不太可能。吸积盘特征的缺乏也给直接洛希瓣溢出带来了一些困难。我们推测，QS Vir是在洛希瓣溢出的边缘，所观察到的质量转移可以补充M矮星上的向上色球流，类似于太阳上的针状物和斑点，逃离洛希表面，随后被扫入白矮星洛希瓣。如果是这样的话，QS Vir将处于一个罕见的进化阶段，只持续了100万年。在主食期间估算的M矮星的X射线光度为L_X = 3 \times 10 ^28 erg/s，这与快速旋转的“饱和”K矮星和M矮星的X射线光度一致。
2012-01-12 astro-ph.SR
Angular Momentum Loss Mechanisms in Cataclysmic Variables below the Period Gap
激变变星（CVs）中的质量传递通常被认为是由周期间隙上方的磁制动和引力辐射（GR）驱动的角动量损失（AML）引起的，而周期间隙下方则完全由GR引起。然而，\citet{kbp11}最近提出的CV演变的最佳拟合修正模型表明，低于周期间隙的AML率是GR率的$2.47(\pm 0.22)$倍，这表明存在一些其他AML机制。我们考虑几种相应的AML机制经常在文献中引用：各向同性风的吸积白矮星，从拉格朗日点流出，并形成一个circumbinary磁盘。我们发现，无论是来自白矮星的各向同性风还是来自$L_1$点的外流都不能解释额外的AML速率，而来自$L_2$点或环双星盘的外流可以有效地提取角动量，前提是转移质量的$\sim (15-45)%$从双星中丢失。一个更有希望的机制是环双星盘对双星施加引力扭矩。在这种情况下，质量损失分数可以低至$\lesssim 10^{-3}$。
2011-10-27 astro-ph.SR
Determination of Size of the Emitting Region in Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
使用球对称近似和更精确的模型的椭圆投影到天球的同伴（红矮星），填充其洛希瓣计算的白矮星的中心和上升和下降的分支的持续时间上的双星系统的参数的日食的相位的依赖关系。对经典食极图OTJ 071126+440405 = CSS 081231：071126+440405中的食参数进行了估计。
2014-11-14 astro-ph.SR
Finding the unusual red giant remnants of cataclysmic variable mergers
通过详细建模发现氦白矮星与主序星并合产生的红巨星残骸具有独特的测光、星震和表面丰度特征，可用于识别这些不寻常的恒星残骸。
2024-09-20 astro-ph.SR
Birth of the ELMs: a ZTF survey for evolved cataclysmic variables turning into extremely low-mass white dwarfs
我们提出了一个系统的调查质量转移和最近脱离的激变变星（CV）与演化的秒，这是极低质量白矮星（ELM WD），AM CVn系统，和脱离超紧双星的祖先。我们选择的目标低于盖亚色星等图的主序列与ZTF光变曲线显示大振幅椭球变化和轨道周期$P_{\rm orb} < 6$小时。这产生51个候选人比G=18，其中我们已经获得了21个多历元光谱。我们确认所有21完全-或接近-洛希叶填充紧密的双星。13个显示了正在进行的质量转移的证据，其他8个可能刚刚停止。大多数二级反应器的温度比任何之前已知的CV供体都要高，温度为$4700<T_{\rm eff}/{\rm K}<8000$。值得注意的是，所有含有$T_{\rm eff} \gtrsim 7000\,\rm K$的次级粒子似乎都被分离了，而所有较冷的次级粒子仍然在进行质量传递。这种转变可能标志着磁制动由于供体的对流包层的损失而变得无效的温度。大多数原WD次级粒子的质量接近$0.15\,M_{\odot}$ ;它们的同伴的质量接近$0.8\,M_{\odot}$。我们推断$\sim 60\,\rm kpc^{-3}$的空间密度比正常CV低大约80倍，比ELM WD低3倍。银河系的出生率，$\mathcal{R}\sim 60\,\rm Myr^{-1}$，是AM CVn双星的一半。大多数系统都很好地描述了MESA模型的CV，其中传质开始只有当供…
2021-11-30 astro-ph.SR
ZTF J021804.16+071152.93: a dead cataclysmic variable and potential solution to the missing period bouncers
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；University of Hamburg（汉堡大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）
该研究发现了一颗可能的缺失周期反弹解决方案，通过磁化白矮星的磁场导致双星分离，揭示了 cataclysmic 变星的最终命运。
2026-04-28 astro-ph.SR
The cataclysmic variable QZ Lib: a period bouncer
虽然高度进化的激变变星（CV）与褐矮星供体，通常被称为“周期保镖”，预计将弥补$\simeq40-70$ %的银河系CV人口，只有少数这样的系统是目前已知的。因此，鉴定和表征额外的周期反弹物对于探索CV进化的这一知之甚少的阶段是重要的。我们调查的CV QZ库的演变后，其2004年的超级爆发，使用多历元光谱。从时间分辨的光谱观测，我们测量系统的轨道周期，$P_\mathrm{orb}= 0.06436(20)$ d，它与超级驼峰周期$P_\mathrm{SH}= 0.064602(24)$ d相结合，产生系统质量比，$q = 0.040(9)$。通过对谱能量分布的分析，我们确定了吸积盘的结构和白矮星的有效温度$T_\mathrm{eff} = 10\,500 \pm 1500\,\mathrm{K}$。我们还推导出一个上限的有效温度的次级，$T_\mathrm{eff} \lesssim 1700\,\mathrm{K}$，对应于一个棕矮星的T光谱类型。白矮星的低温、小的质量比以及施主在近红外辐射中不占主导地位的事实都是后弹跳系统的线索。虽然它是可能的，QZ Lib可能已经形成了一个白矮星加上一个棕矮星的二进制，二进制人口合成研究清楚地表明，这种情况是不太可能比一个周期弹跳检测和我们的结论是，QZ Lib是一个CV，已经通过最小周期的演变。
2018-09-28 astro-ph.SR
Period bouncers as detached magnetic cataclysmic variables
本文利用MESA演化计算研究白矮星自转-结晶发电机产生的磁场及同步力矩如何使过周期最小值的激变变星分离数吉年，从而将预测的半分离周期反弹体数量减少60%至80%，解释了观测与理论预测之间的巨大差异。
2023-10-26 astro-ph.SR
The cataclysmic variable SDSS J1507+52: An eclipsing period bouncer in the Galactic halo
SDSS J1507+52是一颗食变变星，由一颗冷的、非径向脉动的白矮星和一颗异常小的次级恒星组成。该系统具有很高的空间速度和非常短的轨道周期，约为67分钟，远低于通常的CV的最小周期。为了解释这种特殊系统的存在，人们提出了两种理论。其中一个认为SDSS J1507+52是由一颗分离的白矮星/棕矮星双星形成的。另一种理论认为该系统是星系晕-星族的一员。在这里，我们提出了SDSS J1507+52的紫外光谱与哈勃太空望远镜的目的是区分这两种理论。该系统的紫外辐射通量主要来自吸积的白矮星。拟合到模型恒星大气中，得到的物理参数估计值为：T（eff）= 14200 \pm 500 K，log（g）=8.2 \pm 0.3，vsin（i）=180 \pm 20 kms-1，[Fe/H]=-1.2 \pm 0.2。这些拟合表明，与SDSS J1507+52的距离为d = 250 \pm 50 pc。引用的不确定度包括与所采用的拟合窗口和星际红化相关的系统误差。假设没有贡献的紫外线通量从一个热的，光学厚的边界层，我们发现一个T（eff）比以前估计的日食分析。我们推断的SDSS J1507+52的强亚太阳金属丰度与相同空间速度下的晕星一致。因此，我们得出结论，SDSS J1507+52是星系晕的成员。
2011-04-06 astro-ph.SR
The origin and evolution of magnetic white dwarfs in close binary stars
白矮星磁场的起源一直是恒星天体物理学中一个尚未解决的基本问题。特别是，在进化上相互关联的近距离白矮星双星群体中，强磁性（超过1 MG）白矮星的比例非常不同，到目前为止所提出的任何方案都无法重现。强磁性的白矮星在年轻约1 Gyr的分离的白矮星双星中是不存在的。相比之下，在半分离的激变变星中，白矮星是从低质量的伴星吸积而来的，超过三分之一的变星拥有强磁性的白矮星。在这里，我们提出的双星演化模型，包括自旋的吸积白矮星和结晶的核心，以及磁场相互作用的两个恒星之间的演化。我们表明，结晶和旋转驱动的发电机类似于那些在行星和低质量恒星中工作的发电机，可以在白矮星中产生强磁场，这解释了它们在观测到的种群中所占的很大比例。当白矮星产生的磁场与第二颗恒星的磁场连接时，同步扭矩和减少的角动量损失导致双星在相对较短的时间内分离。在分离双星系统中的少数已知强磁白矮星，包括AR Sco，都处于这种分离阶段。
2021-04-29 astro-ph.SR
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables II
给出了38个候选或已知激变变星的光谱。大多数是候选的矮新星或可能含有高磁性白矮星的系统，而少数（KR Aur，LS Peg，V380 Oph和V694 Mon）是以前已知的处于不寻常状态的物体。个别光谱用于确认矮新星性质或其他分类，而15个系统的径向速度提供轨道周期和速度幅度，有助于确定物体的性质。我们的研究结果证实了四个对象的极性性质，发现一个日食西南性别明星低于周期差距，另一个可能的中间极地，以及两个矮新星的周期在中间的差距。
2017-12-08 astro-ph.SR
The Variable X-ray Emission of the Cataclysmic Variable V1460 Her with a Rapidly Rotating White Dwarf
通过 Chandra ACIS 观测发现，含快速自转白矮星的 V1460 Her X 射线流量较八年前显著降低，表明其吸积率下降并进入极低吸积状态。
2024-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VIII. A slingshot prominence in SDSS J003941.06+005427.5?
本文报道了暗激变双星SDSS J003941.06+005427.5的VLT光谱和NTT光度。这个物体显示了三个峰值的H-α发射，所有三个峰值在强度和速度上都是可变的。我们测量的轨道周期为91.395 +/- 0.093分钟的速度变化的翅膀的H-α发射线。利用该天体的GALEX和SDSS测光，我们确定了一个温度为15000 K的白矮星和一个非常晚（>=L2）的伴星光谱类型。这些测量，加上相对较长的轨道周期，表明SDSS J003941.06+005427.5可能是一个反弹后的激变变星。H-alpha和He I 6678 A发射特征的多普勒图显示了一个具有不均匀亮度和偏离开普勒流的吸积盘。第三个发射峰仅在H-α中检测到，速度幅度相对较低，为202 +/- 3 km/s。我们无法解释这种辐射是由白矮星、次级恒星或吸积盘产生的。我们暂时将这个神秘的中央峰归因于一个锚定在二级恒星上的日冕环。如果得到证实，这将是CV中第一个具有低质量转移率和/或完全对流的次级恒星的弹弓日珥。
2010-09-28 astro-ph.SR
Observations of Faint Eclipsing Cataclysmic Variables
本文对Sloan数字巡天（SDSS J0920+0042，SDSS J1327+6528，SDSS J1227+5139，SDSS J1607.02+3623，SDSS J1457+5148）中的6个暗弱（V> 17等）激变变星（CV）进行了时间分辨测光。2006年2月至2009年3月期间，在土耳其图卜拉克国家天文台对这些物体进行了光学CCD光度观测。我们的目标是检测由热点调制引起的短时间尺度轨道变化，由物质从红星到白矮星的快速波动引起的闪烁结构，以及在静止时选择的短周期（P<4h）CV的轨道周期变化。从日食的时间和光变曲线形态有关的白矮星，吸积盘和热点的结果进行了讨论，为每个系统。对SDSS J1227+5139获得的短时间数据的分析表明，次级恒星的磁活动引起了周期性的变化。本文首先推导了SDSS J1607+3623的测光周期，并利用以前和新的测光资料对其他五个系统的光元素进行了改正。SDSS J1457+5148的性质并没有被精确地揭示出来，它的光变曲线显示出任何可能与轨道周期有关的周期性。
2010-09-01 astro-ph.SR
The Fe Line Flux Ratio as a diagnostic of the maximum temperature and the white dwarf mass of Cataclysmic Variables
Fe XXVI-Ly $α$与Fe XXV-He $α$线的通量比（$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$）是激变变星（CV）中最高温度（$T_{\rm max}$）的敏感指标，因此也是白矮星质量（$M_{\rm WD}$）的敏感指标。为了检验和校准理论上的$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$-$T_{\rm max}$-$M_{\rm WD}$关系，需要对$T_{\rm max}$和$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$进行可靠的测量。在这项工作中，我们基于档案\textit{NuSTAR}和\textit{Suzaku}观测，对25个太阳附近磁性和非磁性CV的3- 50 keV X射线谱进行了彻底的研究。将测量的$T_{\rm max}$与$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$和$M_{\rm WD}$进行比较。结果表明，采样的CV紧密遵循理论$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$ - $T_{\rm max}$关系。此外，从$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$估计的所有$M_{\rm WD}$与动态测量的一致。我们的结论是，$I_{\rm 7.0}/I_{\rm 6.7}$可以作为一个很好的诊断$T_{\rm max}$和$M_{\rm WD}$在磁性和非磁性CV。
2019-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The evolutionary status of Cataclysmic Variables: Eclipse modelling of 15 systems
我们目前的测量组件质量的15个激变变量（CV）- 6个新的估计和9个改进的估计。我们提供了新的超峰周期过剩和质量比之间的关系的校准，并使用这种关系来估计捐助者的恒星质量为225 superhumping CV。随着供体质量样本的增加，我们重新审视了CV演变的影响。我们证实了白矮星在CV中的高质量，但没有发现白矮星质量随轨道周期的变化趋势。我们主张修改的位置的轨道周期最小的CV $79.6 \pm 0.2$分钟，显着短于以前的估计。我们发现，CV捐助者低于差距有一个内在的分散只有0.005 R $_{\odot}$周围的一个共同的进化轨迹，这意味着相应的角动量损失率的变化很小。与以前的研究相比，我们发现，标准的CV进化轨道-没有额外的角动量损失-是一个合理的适合捐助者的群众刚好低于周期差距，但他们不重现观察到的周期最小值，或适合捐助者半径低于0.1 M $_{\odot}$。
2019-04-03 astro-ph.SR
MOCCA-SURVEY database I. Accreting white dwarf binary systems in globular clusters -- II. Cataclysmic variables -- progenitors and population at birth
这是与灾变变星（CV）和相关天体相关的一系列论文中的第二篇，这些变星和相关天体是用MOCCA蒙特卡罗代码模拟球状星团演化形成的。我们研究我们的模拟CV人口在整个集群演化的属性。我们发现，动态扩展的范围内的二元CV祖属性，导致CV形成的二元祖细胞，否则不会成为CV。在我们的模拟CV的形成率可以分为两个制度：一个初始的爆发（$\lesssim$ 1 Gyr）与最大质量的白矮星的形成，其次是一个几乎恒定的形成率。无论采用何种初始条件，此结果都适用于所有模型，即使大多数CV是动态形成的。鉴于星系团年龄依赖的CV属性，我们认为，直接比较观察到的银河场CV可能会产生误导，因为星系团CV可以高达4倍以上的年龄比他们的领域同行。我们的研究结果还表明，主要是由于不稳定的传质，在我们的模拟中形成的一些CV被破坏之前，目前的一天。最后，一些场CV可能起源于球状星团，正如我们在模拟中所发现的那样，尽管相对于整个银河场CV的人口，这种逃逸者的比例应该很小。
2016-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VI. The 4.5-hr period eclipsing system SDSS J100658.40+233724.4
本文介绍了SDSS J100658.40+233724.4的时间分辨光谱学和光度学，我们发现它是一个轨道周期为0.18591324天（267.71507分钟）的食激变变星。观测到的第二颗恒星的速度振幅为276 +/- 7 km/s，辐照修正后降低到258 +/- 12 km/s。红外钙三重态发射线的多普勒断层扫描支持这种测量。我们使用LCURVE代码和马尔可夫链蒙特卡罗模拟对光变曲线进行了建模，发现质量比为0.51 +/- 0.08。从速度振幅和光变曲线分析，我们发现白矮星的质量为0.78 +/- 0.12 Msun，而副星的质量和半径分别为0.40 +/- 0.10 Msun和0.466 +/- 0.036 Rsun。次级成分的密度低于正常的主序星，但它的性质与这个轨道周期的CV的预期值非常一致。通过模拟该系统的光谱能量分布，我们发现距离为676 +/- 40 pc，并估计白矮星的有效温度为16500 +/- 2000 K。
2009-09-15 astro-ph.SR
Using Gaussian processes to model light curves in the presence of flickering: the eclipsing cataclysmic variable ASASSN-14ag
大多数激变变星在其光变曲线中含有随机噪声成分，通常称为闪烁。这可能会显着影响CV日食的形态，并增加了通过日食建模获得具有可靠误差的准确系统参数的难度。在这里，我们介绍了一种新的日食建模方法，该方法在高斯过程（GP）的帮助下对CV闪烁进行建模。一个参数化的日食模型-与一个额外的GP组件-同时适合8个日食的矮新星ASASSN-14 ag和系统参数的确定。我们得到的质量比$q$ = 0.149 $\pm$ 0.016和倾角$i$ = 83.4 $^{+0.9}_{-0.6}$ $^{\circ}$。白矮星和供体质量分别为$M_{w}$ = 0.63 $\pm$ 0.04 $M_{\odot}$和$M_{d}$ = 0.093 $^{+0.015}_{-0.012}$ $M_{\odot}$。用多色光度法测定了一颗白矮星的温度$T_{w}$ = 14000 $^{+2200}_{-2000}$ K，距离$d$ = 146 $^{+24}_{-20}$ pc。我们发现，全球定位系统是一种有效的方式来模拟闪烁的CV光变曲线，并计划使用这种新的日食建模方法前进。
2016-09-20 astro-ph.SR
Found: a rapidly spinning white dwarf in LAMOST J024048.51+195226.9
我们目前的光学光度学的激变变量LAMOST J024048.51+195226.9所采取的高速，五波段CCD相机HiPERCAM的10.4米大加那利望远镜（GTC）。我们探测到源自其白矮星自旋的脉动，发现自旋周期为24.9328（38）s。脉冲幅度在g波段为0.2%的量级，低于先前搜索的检测限。这一发现确立了LAMOST J024048.51+195226.9是第二个白矮星磁推进器系统，是其长期知名的前身宝瓶座AE的孪生兄弟。LAMOST J024048.51+195226.9中的白矮星的自转周期为24.93秒，是已知激变变星中自转周期最短的。白矮星的质量必须至少为0.7兆太阳，才能维持如此短的周期。观测到的最暗的u带星等为白矮星的温度设定了一个上限，约为25000 K。在五个HiPERCAM过滤器中测量的脉动幅度与约30000 K的吸积点一致，覆盖了白矮星可见区域的约2%，尽管不能排除热而小或冷而大的点。
2021-11-22 astro-ph.SR
A stellar prominence in the white dwarf/red dwarf binary QS Vir: evidence for a detached system
使用高分辨率的紫外光谱的食后共同信封二进制QS Vir，我们检测的物质沿视线的白矮星在轨道相位$ϕ=0.16$。我们把这归因于一个恒星日珥起源于M矮二级星，它在这个阶段通过前面的白矮星。这在氢巴耳末系和Ca II H和K谱线中产生了尖锐的吸收特征。白矮星的小尺寸使我们能够严格限制氢在n=2能级上的柱密度log_（10）（N_2）= 14.10 +/- 0.03 cm^（-2），并假设局部热力学平衡，日珥物质的温度约为9000 K。日珥物质距离M矮星表面至少有1.5个恒星半径。突出的位置是一致的发射功能先前解释为证据的罗氏瓣溢出系统。我们还探测到了来自白矮星的Mg II 4481 A吸收。Mg II谱线的宽度表明白矮星并没有快速旋转，与以前的工作相反，因此我们的数据表明QS Vir是一个前激变双星，还没有开始质量转移，而不是一个冬眠的激变变星。
2010-11-23 astro-ph.SR
Cataclysmic variable evolution and the white dwarf mass problem: A Review
虽然激变变星（CV）演化理论能够解释几个观测方面，但几十年来观测和理论预测的轨道周期分布，最小周期的位置和CV的空间密度之间存在很大的差异。此外，在过去的十年中已经表明，在CV中观察到的平均白矮星（WD）质量显著高于单个WD或CV分离的祖星的平均质量，并且CV中没有在其直接分离的祖星中观察到的氦核WD。这极大地激发了我们对CV形成和进化理论的修正。为了解释观测到的高平均WD质量和没有氦核WD的系统，开发了一个新的CV角动量损失的经验模型。同时，这个模型似乎有助于解决上述理论与观测之间的所有分歧。此外，它还为我们提供了一个非常可能的解释，说明没有伴星的低质量WD的存在。在这里，我们将回顾CV演化的标准模型，以及数十年来模拟和观测之间存在的分歧及其可能的解决方案和/或改进。我们还将总结最近证实的分歧有关的平均WD质量和氦核WD的CV之间的分数，以及经验模型的发展，使我们能够解决所有的分歧，讨论可能涉及的物理。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey IV: Three close white dwarf binaries with G-type secondary stars
对由一颗白矮星和一颗M矮星伴星组成的后共包络双星（PCEBs）的观测限制，使我们对具有低质量伴星的近距离白矮星双星形成的认识取得了重大进展。白矮星双星路径计划旨在将这些先前的观测扩展到更大的次级质量，即光谱类型为AFGK的次级恒星。在这里，我们提出的发现和观测特性的三个PCEB与G型二级恒星和轨道周期之间的1.2和2.5天。利用我们自己的工具以及MESA，我们估计了双星的演化历史，并预测了它们的未来。我们发现了一个大范围的可能的演化历史的所有三个系统，并确定没有迹象表明在共同的信封演变的差异相比，低质量的次级恒星PCEBs。尽管它们在轨道周期和次级光谱类型上相似，但我们估计这三个系统的未来非常不同：TYC 4962-1205-1是一个具有演化供体恒星的激变变星系统的祖先，TYC 4700-815-1将进入动态不稳定的质量转移，导致两颗恒星合并，而TYC 1380-957-1在成为相当典型的激变变星之前可能表现为超软源。
2020-12-08 astro-ph.SR
