Outbursts in ultra-compact AM CVn binaries
研究超紧致AM CVn双星系统的爆发特性，通过比较观测数据与盘不稳定性模型预测，探讨爆发复发时间、持续时间和振幅与轨道周期的关系。
2025-11-22 astro-ph.SR
TCP J07222683$+$6220548: a new AM CVn type system with infrequent outbursts
发现了一种新的AM CVn型超紧致双星系统，其爆发频率较低，通过密集光度计随访和光谱观测确认其身份。
2025-05-27 astro-ph.SR
Recent humps and superhumps observations and an estimation of outburst parameters of the AM CVn star CR Boo
本文介绍了在UBVR波段对AM CVn星CR Boo的观测结果。我们的观测活动包括国家天文台Rozhen，Belogradchik和AS Vidojevica望远镜在5个晚上获得的数据。在整个观测过程中，系统亮度在B波段的$13.95 - 17.23$之间变化。我们报告的外观驼峰期间的静止和超级驼峰期间的活动状态的对象，（后者被检测到在两个晚上）。我们得到的超级驼峰周期为两个晚上，$P_{sh}\approx 24.76 - 24.92$分钟。在最大亮度的颜色估计为$ - 0.107 < (B-V)_{0} < 0.257$和相应的温度是在范围内的$7700 [K] < T(B-V)_{0} < 11700 [K]$。我们发现，CR Boo在爆发活动的夜晚从蓝色到红色变化。恒星在超级峰时期变得更蓝。
2022-12-14 astro-ph.SR
The outburst of a 60 min AM CVn reveals peculiar color evolution: implications for outbursts in long period double white dwarfs
我们报告的多波长观测在静止和第一次检测到的爆发~60分钟的轨道周期AM CVn SDSS J113732+405458。利用X射线和紫外线观测，我们确定了事件持续时间的上限约为一年。爆发的幅度非常小，r约为1级，g约为0.5级。我们还研究了SDSS J113732+405458和其他长周期AM CVns在爆发中的颜色变化，并确定了颜色-星等图上的一个轨道，该轨道与盘不稳定性模型的预测不兼容，这表明长周期AM CVns中的一些爆发是由增强的质量传递引起的。据我们所知，这些是对AM CVns颜色演变的首次研究。在静止期间，我们测量了SDSS J113732+405458在0.5-10 keV波段的~ 3E 29 erg/s的X射线光度。这表明一个非常低的吸积率，在协议的磁盘不稳定性模型的长周期系统。然而，这样的模型预测稳定的磁盘在相当长的时期。该系统爆发的发现，以及与长周期系统SDSS J 080710 +485259的相似性，表明这些增强的质量传递事件可能在长周期AM CVns中更常见。需要更大的样本来凭经验确定在什么时期（如果有的话），磁盘不稳定性完全停止运作。最后，我们确定了一个红外过量的静止光谱归因于捐助者。这使得SDSS J113732+405458成为第二个直接检测到供体的AM CVn。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
PTF1 J191905.19+481506.2 - A Partially Eclipsing AM CVn System Discovered in the Palomar Transient Factory
我们报告PTF 1 J191905.19+481506.2，一个新发现的，部分日食，爆发AM CVn系统中发现的帕洛玛瞬变工厂天气调查。这是第二个已知的食AM CVn系统。我们使用高速测光观测和相位分辨光谱学建立了22.4559（3）min的轨道周期。我们还提供了一个长期的光变曲线，并报告了在这个系统中经常看到的正常和超级爆发，包括36.8（4）d的超级爆发重现时间。我们利用日食的存在来确定系统倾角的上限和下限，并讨论了已知食AM CVn系统的数量与预期的数量。
2014-02-28 astro-ph.SR
TACOS: TESS AM~CVn Outbursts Survey
本文利用\emph{TESS}对AM~CVn系统的爆发进行了系统的研究，对现有的爆发模型提出了一些限制。我们给出了9 AM~CVns的\emph{TESS}光变曲线（LC），它同时显示了超爆发（SO）和正常爆发（NO）。用\emph{TESS}对爆发的连续覆盖使我们能够对SO和NO的持续时间和结构进行严格的限制。我们目前的证据表明，在至少一些系统中，增强的传质（EMT）必须考虑到解释所观察到的LC的SO和rebridgingliquid阶段后的SO。对于其他人，颜色的演变从同时观察$g$和$r$与ZTF不同于先前报道的颜色演变较长的周期AM~CVns的EMT是负责的SO。我们还发现，由于缺乏足够高的步频覆盖的持续时间，许多系统可能被高估，在以前的地面调查。我们报道了SO持续时间为6 AM~CVns。我们还发现，前体是AM~CVns中SO的共同特征，并且在6个已报道的SO中的5个的LC中观察到。最后，从\emph{TESS}的10分钟和2分钟的节奏LC也允许我们找到两个新的候选轨道周期的AM~CVns，这两个都是在合理的好的预测其周期的基础上，他们过去的爆发历史。
2021-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Outburst by AM CVn binary SDSS J113732.32+405458.3
我们报告发现了一个59.63分钟的轨道周期AM CVn二进制SDSS J113732.32+405458.3的光学亮度增加一个星等。来自Zwicky瞬态设施（ZTF）的公共$g$、$r$和$i$波段数据在300天内呈现出下降趋势，而来自调试的一些数据点显示可能出现峰值。这样的爆发很可能是由于吸积盘状态的改变，使得这是最长的周期AM CVn双星揭示了一个不稳定的吸积盘。该天体现在又回到了先前观测到的（SDSS和PS-1）静止亮度，这很可能是由吸积的白矮星造成的。先前对该天体的观测也意味着，这种爆发的重现时间可能超过12年。
2020-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superoutburst of CR Bootis: Estimation of Mass Ratio of a typical AM CVn star by Stage A Superhumps
我们报告了2014年4月-3月和2015年5月-6月AM CVn型物体CR Boo的两次超级爆发。伴随这两次超级爆发的是一次前兆爆发。在2014年主要超级爆发的上升分支期间，我们检测到生长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），其周期为$0.017669(24)$ d。假设这个周期反映了在3：1共振半径处的动力学进动率，我们可以用A级超峰周期和轨道周期0.0170290（6）d来估计质量比（$q=M_2/M_1$）为0.101（4）。这个质量比与AM CVn型天体的理论演化模型所预期的质量比是一致的。对前兆爆发和A级超级驼峰的探测是AM CVn型天体的第二种情况。有两种解释的爆发AM CVn型对象。一个是矮新星（DN）爆发类比，这是由热和潮汐不稳定性造成的。另一种是VY Scl型变化，它是由次级传质速率的变化引起的。这种对超级驼峰变化的探测强烈地表明了前一种解释。
2016-05-18 astro-ph.SR
MGAB-V240: 23-min AM CVn star showing both 12-d supercycle and standstills
利用Zwicky瞬态设施（ZTF）数据，发现MGAB-V240 = PS1- 3 PI J185529.82+323017.8表现出两种不同的状态：周期长度为12 d的有规律爆发状态和停滞状态。我发现，有规律的爆发状态实际上是一系列超级爆发和介于其间的正常爆发，组成了一个12天的超周期。在其中一次超爆发中，在ZTF时间分辨数据中检测到周期为0.015824（9）d（=22.79 min）的超峰。这一周期和行为证实了MGAB-V240是一个具有已知最短超周期的AM CVn型天体，也是第二颗显示真正静止的已知AM CVn型恒星。该系统中的静止状态被短暂的下降中断，并且在这些下降之后该系统经常变亮。这种现象可以通过在滴下期间转移的物质在盘的外部部分中的积累来解释。这种现象有利于从次级的恒定质量传递，并与维持氦盘中的热状态的困难相结合，而不是作为这些下降的原因的质量传递速率的暂时降低。MGAB-V240应该接近氦盘热不稳定性的边界，观测到的超峰周期与盘不稳定性理论预期的活动序列和AMCVn星的演化序列非常吻合。
2023-02-22 astro-ph.SR
The long term optical behaviour of helium accreting AM CVn binaries
我们提出了一个为期两年半的光学光度监测计划，包括16 AM CVn二进制使用利物浦望远镜在拉帕尔马的结果。我们在7个系统中检测到爆发，其中一个（SDSS J 0129）是首次在爆发中看到的。我们的研究加上现有的数据表明，这些富含氦的吸积致密双星的约1/3显示爆发。爆发系统的轨道周期在24-44分钟的范围内，是非常一致的磁盘不稳定性的预测。爆发的特征似乎与它们的轨道周期（以及质量转移速率）有着广泛的相关性。周期短（<30分钟）的系统往往表现出持续1- 2周的爆发，并且在爆发发生后不久，经常表现出明显的通量“下降”。我们探索这些下降的性质，这也是在近紫外线。较长周期的爆发显示出更高的振幅事件（5等），可以持续几个月。我们已经进行了模拟，以估计我们可能错过了多少次爆发。
2011-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Genuine standstill in the AM CVn star CR Boo
CR Boo是最明亮和最着名的AM CVn恒星之一，显示矮新星型爆发。以前的研究表明，这个物体的爆发模式不同，从相当于富氢的ER Uma星或WZ Sge星到低振幅振荡状态。我们第一次在2022年确定了这个物体的真正静止，我们认为CR Boo是Z Cam星的氦类似物，除了它的SU UMa/ER UMa型分类。静止持续约60天，变化通常小于0.2 mag，并以衰落结束。这种停顿之前没有超级爆发，并从后超级爆发现象不同。静止后的亮度与超级爆发后的亮度相似，静止似乎像超级爆发一样有效地吸积了盘的质量。AMCVn恒星中静止状态的存在对氦盘或简并次级恒星的理论是一个挑战，以解释这种状态是如何维持的。
2023-02-09 astro-ph.SR
Thermonuclear oubursts of AM CVn stars
我们研究了具有白矮星施主的AM CVn型恒星演化的初始阶段，该阶段伴随着吸积He层的热核爆炸。结果表明，吸积不会导致He的爆轰，AM CVn星中的吸积体以大质量WD的形式完成演化。我们首次发现，在爆发中，由${\mathrm{^{22}{Ne}(α,n)^{25}Mg}}$反应引发的富n同位素的合成成为可能。
2019-04-16 astro-ph.SR
The 2022 active state of the AM CVn star NSV 1440
本研究发现AM CVn型星NSV 1440在2022年出现持续约200天的活动态，分析其成因的两种可能，指出该活动态与2021年超亮爆发后变暗尾迹机制可能相同，还纠正了过去对长周期AM CVn型星长“超级爆发”的认知偏差。
2023-05-07 astro-ph.SR
ASASSN-14cc: Likely Helium Analog of RZ Leonis Minoris
我们发现ASASSN-14 cc是一颗非常活跃的矮新星，大约60%的时间都在爆发中。我们的长期测光显示，该天体显示出周期为21-33 d的长爆发和持续时间不到1 d的非常短暂的短爆发。最大下降率超过2.8 mag/d。长突出持续时间为9-18 d，占长突出复发时间的50-60%。我们检测到0.01560-0.01562 d（22.5分钟）的调制在长爆发，我们确定为超级驼峰。这些特征表明，ASASSN-14 cc的爆发参数与极矮新星RZ LMi非常相似，但超级峰周期要短得多。考虑到这个天体是RZ LMi的氦类似物（AM CVn型天体），所有的观测结果都可以自然地理解。AM CVn型天体中爆发活动最高的可理解为轨道周期预期的高质量转移率，从而使条件接近于吸积盘的稳定极限。与RZ LMi相反，该对象显示出很少的证据过早淬火的超级爆发，这已被提出来解释不寻常的爆发参数RZ LMi。
2015-01-27 astro-ph.SR
Total eclipse of the heart: The AM CVn Gaia14aae / ASSASN-14cn
我们报道了一个深食AM CVn系统Gaia 14 aae（= ASSASN-14 cn）的发现和特征。Gaia 14 aae是由全天空超新星自动巡天（ASAS-SN; Shapee et al. 2014）和盖亚科学警报项目在两次独立爆发期间独立识别的。第三次爆发见于Pan-STARRS-1（PS1; Schlafly等人，2012年; Tennis等人，2012年; Magnier等人，2013年）和ASAS-SN数据。光谱揭示了一个热，氢缺乏光谱清晰的双峰发射线，符合吸积双简并分类。我们使用跟踪测光来约束系统的轨道参数。我们发现一个轨道周期为49.71分钟，这地方Gaia 14 aae在爆发AM CVn周期分布的长周期极值。Gaia 14 aae主要由其吸积的白矮星发出的光所控制。假设双星系统的轨道倾角为90度，则白矮星的接触相导致吸积体和施主的质量分别为0.78 M太阳能和0.015 M太阳能的下限，以及质量比为0.019的下限。Gaia 14 aae是已知的第三颗食AM CVn的恒星，也是第一颗被WD完全食的恒星。利用氦WD模型，我们估算了吸积体的有效温度为12900 ± 200 K。这三次爆发事件发生在4个月内，而在过去8年的卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS; Drake等人，2009年）、Pan-STARRS-1和ASAS-SN数据中没有看到其他爆发活动。这表明，这些事件…
2015-07-16 astro-ph.SR
Constraining the Physics of AM Canum Venaticorum Systems with the Accretion Disk Instability Model
Levitan等人最近的工作扩展了AM CVn星的长期光度数据库。特别是，它们的爆发特性与轨道周期密切相关，如果采用盘不稳定性模型进行爆发，则可以对次级和初级之间的长期传质速率进行约束。我们利用观测到的AM CVn系统爆发行为的范围作为轨道周期的函数，对质量转移速率与轨道周期P的关系进行限制。我们推断速率约为5 x 10^{-9} Msun/yr（P/1000 s）^{-5.2}。我们表明，这样得到的函数形式是一致的复发时间轨道周期关系发现Levitan等人使用一个简单的理论复发时间。此外，我们预测，一旦更长的轨道周期系统有更完整的观测，它们的爆发持续时间对轨道周期的陡峭依赖将大大平坦化。
2015-02-04 astro-ph.SR
NSV 1440: First WZ Sge-type Object in AM CVn stars and candidates
在2015年和2017年，AM CVn候选者NSV 1440显示出具有WZ Sge型矮新星（DNe）特征的超级爆发。通过与富氢激变变星（CV）的类比，我们可以将这些爆发解释为“双超爆发”，它由第一次超爆发与早期超峰和第二次超爆发与普通超峰组成。该物体在主要的超级爆发后也显示出多次重新变亮。早期的超级驼峰在AM CVn恒星和候选者中从未被观测到，因此NSV 1440是第一个被证实的WZ Sge型AM CVn候选者。我们从2015年的超级爆发中获得了0.0252329（49）d的早期超级峰周期和0.025679（20）d的增长（阶段A）超级峰周期。我们把早期的超级峰周期看作是轨道周期。通过使用这些周期，我们估计了质量比$q = $ 0.045（2）。这个数值表明NSV 1440确实是一颗AM CVn型恒星，而它的伴星是一颗半简并恒星。
2019-01-31 astro-ph.SR
A Distinct Type of Standstill in Ultra-Compact White Dwarf Binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；Jagiellonian University（雅盖隆大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究分析了3个AM CVn型双星系统的超爆发后行为，发现其中两个出现独特的类停滞相，超驼峰可在该阶段持续存在，该现象与此前观测到的停滞不同。
2026-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The physical properties of AM CVn stars: new insights from Gaia DR2
AM CVn双星是轨道周期在5-65分钟范围内的贫氢致密双星，被预测为持续引力波辐射的强源。使用盖亚数据发布2，我们提出了41个已知的56个系统的自行车和自行。与使用HST精细制导传感器确定的视差相比，我们发现原型恒星AM CVn比以前认为的要近得多。这解决了模型难以解释的高光度和质量吸积率。利用Pan-STARRS 1数据，我们确定了AM CVn星的绝对星等。有证据表明，捐赠恒星的质量和半径比预期的白矮星更大，或者捐赠恒星不是白矮星。使用已知的AM CVn恒星的距离，我们发现了强有力的证据，大量的AM CVn恒星仍有待发现。由于该值设置了LISA的引力波信号的背景，因此引起了广泛的兴趣。我们确定的质量传递速率为15 AM CVn星，并发现大多数有一个显着大于预期的速率从标准模型。这进一步证明了施主星的尺寸比预期的要大。
2018-10-15 astro-ph.SR
Most EL CVn systems are inner binaries of hierarchical triples
尽管它们对现代天文学的重要性，我们并不完全了解包含至少一颗白矮星的近距离双星是如何从主序星双星形成的。EL CVn双星的发现，紧密前白矮星与A/F主序星的同伴，现在提供了独特的可能性，以测试模型的紧密紧凑的双星形成。双星演化理论预测，这些EL CVn型恒星来自轨道周期短于3天的非常接近的主序星双星。如果这是正确的，几乎所有的EL CVn恒星应该是层次三元组的内部双星，因为超过95%的非常接近的主序星双星（所谓的祖先系统）被发现是层次三元组。在这里，我们提出了SPHERE/IRDIS观测的五个EL CVn二进制，发现在所有的第三个对象，如预测。我们的结论是EL CVn系统的内部二进制的层次三元组，确实下降非常接近的主序列二进制经历稳定的质量传递。
2020-10-07 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-TYPE Star Lambda Andromedae
测定了单线色球活动RS CVn型星λ And（HD 222107）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素和同位素的丰度，包括12 C，13 C，N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出T eff=4830 K，log g=2.8，[Fe/H]=-0.53，[C/Fe]=0.09，[N/Fe]=0.35，[O/Fe]=0.45，C/N=2.21，12 C/13 C = 14。RS CVn型恒星的12 C/13 C比值是首次确定的，它的低值暗示了额外的混合过程可能开始作用于红巨星光度函数凸点以下的低质量色球活动恒星。
2010-09-05 astro-ph.SR
On the evolution of the magnetic field of Ap star $α^2$ CVn
对Ap星纵向磁场的新的高精度测量结果表明，某些恒星存在全球磁场的长期内禀变化。我们认为，这种变化是明显的，在Ap星$α^2$ CVn的时间尺度为$\sim$ 10年，这是从文献数据的分析结果。因此，这样的观测意味着，Ap星的磁场演化速率比以前认为的要高得多。
2016-06-30 astro-ph.SR
The Formation of EL CVn-type Binaries
EL CVn型双星包含一颗A型矮星和一颗非常低质量（$\sim 0.2M_\odot$）的氦白矮星前体（pre-He WD）。最近的调查和观测已经发现了其中的几十个，并表明一些前He WD具有多周期脉动，开辟了使用星震学研究这些恒星内部结构的可能性。我们已经研究了EL CVn型双星的形成，以了解其形成的物理过程，并给出银河系中这群恒星的性质和空间密度。我们使用一个简单的分析表明，EL CVn二进制文件不能产生快速的共同信封演变，因为这个过程导致合并的组件时，一个巨人有这样一个低质量的核心。我们发现，EL CVn型双星可以产生长期稳定的质量转移之间的低质量恒星在紧密的双星系统。我们已经全面研究了这一形成渠道和特性的人口EL CVn型二进制从超过65,000运行的二进制演化与主恒星质量之间的0.9和$2.0M_\odot$，并假设组成适合人口I星。理论演化轨迹、质量比和WD质量周期（$M_{\rm WD}-P$）关系与观测基本一致。我们的结论是，还有更多的EL CVn型双星有待发现，这些双星将主要是低质量系统的老恒星星族。
2017-03-21 astro-ph.SR
Activity cycles in RS CVn type stars
我们从南半球的参考书目中收集了121颗RS CVn型恒星，以寻找其活动周期，涵盖了大范围的光度和自转周期。对于列表中的每个系统，我们都从全天自动巡天（ASAS）获得光度数据，并使用我们自己的光度数据进行补充，这些光度数据是通过光学机器人天文台（ORO）获得的。我们分析这些数据与广义Lomb-Scargle周期图，以确定每个系统的旋转周期和可能的活动周期。我们发现102个系统的旋转周期和91个系统的活动周期。从统计分析的结果，我们发现，巨星的行为不同于亚巨星和主序星，有一个很好的相关性之间的旋转周期和光度。
2021-11-10 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 29 Draconis
测定了单线色球活动RS CVn型恒星天龙座29（HD 160538）的光球参数和化学组成。根据北欧光学望远镜获得的高分辨率光谱，研究了22种化学元素的丰度，其中包括12 C、13 C、N和O等关键元素。用MARCS模型大气进行的微分线分析给出Teff=4720 K，log g=2.5，[Fe/H]=-0.20，[C/Fe]=-0.14，[N/Fe]=0.08，[O/Fe]=-0.04，C/N=2.40，12 C/13 C =16。低的12 C/13 C比值暗示，低质量色球活动恒星的额外混合过程可能比恒星演化理论预测的更早开始。
2011-05-09 astro-ph.SR
Stokes IQUV mapping of $α^2$ CVn & other Ap stars using ESPaDOnS and NARVAL
使用ESPaDOnS和Narval高分辨率分光偏振仪获得了7颗明亮Ap星的新谱线偏振观测结果（Silvester et al. 2012）。该数据集的目的是为这些Ap星生成一系列表面磁场和表面化学图。我们提出了新的磁性地图的Ap星$α^2$ CVn使用这些新的数据和MDI反演代码INVERS10。$α^2$ CVn是第一颗在两个独立时期使用高分辨率相位分辨偏振光谱$IQUV$观测的Ap星，因此使我们能够深入了解表面磁结构在十年时间尺度上的稳定性。我们表明，新的地图给出了一个磁场结构与以前的地图一致，由Kochukhov和Wade（2010）从较低质量的MuSiCoS光谱十年前，场拓扑结构不能描述的偶极或四极场。
2013-10-19 astro-ph.SR
Chemical Composition of the RS CVn-type Star 33 Piscium
本文研究了低磁活动单线RS CVn型双星33 Psc的22种化学元素丰度，包括关键元素和同位素（12 C/13 C、N和O）。在北欧光学望远镜上观测了高分辨率光谱，并用MARCS模式大气进行了分析。测定了以下主要参数：T_eff = 4750 K，log g = 2.8，[Fe/H] =-0.09，[C/Fe] =-0.04，[N/Fe] = 0.23，[O/Fe] = 0.05，C/N = 2.14，~（12）C/~（13）C = 30，显示了一次疏浚混合特征，没有额外混合。
2011-06-29 astro-ph.SR
Evolved cataclysmic variables as progenitors of AM CVn stars
我们的模型激变变量（CV）与太阳金属量捐助者（$X=0.7,\:Z=0.02$），演变形成AM CVn星通过演变CV形成通道使用各种角动量损失机制的磁制动（$\mathrm{AML_{MB}}$）。我们发现，在我们的双发电机（DD）模型的时间尺度$\mathrm{AML_{MB}}$是短于以前使用的经验公式。由于DD模型的时间尺度较短，形成AM CVn星的初始条件参数空间较大。我们对通过Evolved CV通道形成的AM CVn星的预期数量进行了分析，发现AM CVn星的数量大约是之前报道的$3$的两倍。我们发展这些系统的详细与剑桥恒星演化代码（STARS），并表明，进化CV填充一个区域的轨道周期$P_\mathrm{orb}\geq5.5\,\mathrm{hr}$。我们发展我们的捐助者超出他们的轨道周期最小值，并发现一个显着的数字成为极端H耗尽系统。这使得它们与从He星和白矮星（WD）通道演化而来的系统在光谱中没有H的情况下无法区分。我们还比较了质量，质量转移率的捐助者，和轨道周期与观测。我们发现，在YZ LMi和V396 Hya等系统中，供体的状态和H的缺乏与我们的建模轨迹相匹配，而CR Boo和HP Lib等系统与我们的建模轨迹相匹配，如果它们的实际供体质量位于观测质量范围的低端。
2023-01-30 astro-ph.SR
EL CVn-type binaries - Discovery of 17 helium white dwarf precursors in bright eclipsing binary star systems
恒星1 SWASP J024743.37-251549.2是最近发现的一颗双星，其中一颗A型矮星遮蔽了一颗破裂的红巨星（WASP 0247 - 25 B）的残骸。残骸处于一种罕见的观测状态，在成为一个几乎完全由氦组成的非常低质量的白矮星之前，它以几乎恒定的光度进化到更高的有效温度，即，它是前He-WD。我们已经使用WASP光度数据库，找到17个食双星的轨道周期P=0.7至2.2天，类似的光变曲线1 SWASP J024743.37-251549.2。这群恒星中唯一一颗先前被确认为变星的是最亮的一颗，EL CVn，我们采用它作为这类食双星的原型。EL CVn型恒星的特征光变曲线显示，一颗较小、较热的A型矮星会发生全食，而一次日食的深度与主食相当。我们对其中6个系统进行了新的光谱观测，以证实这些双星中A型恒星的伴星质量非常低（大约0.2太阳质量）。这包括EL CVn的伴星，以前不知道它是前He-WD。EL CVn型双星系统将使我们能够非常详细地研究非常低质量白矮星的形成，特别是在那些前He-WD星显示出类似于最近在WASP 0247 - 25 B中发现的非径向脉动的情况下。
2013-10-17 astro-ph.SR
Superfast Line Profile Variations in the Spectra of OBA Stars III: A0 Star $α^2\,$CVn, New Results
这项工作是早型星光谱谱线轮廓超快变率研究的继续。光谱中的线轮廓变化（LPV）是一颗化学性质特殊的A0 Vp恒星$α^2\,$ CVn，使用2020年1月6日的观测结果进行了研究，该观测是在俄罗斯科学院（RAS）的特殊天体物理观测台（SAO）使用配备MSS光谱仪的6米BTA望远镜进行的。检测到H $_β$、Fe I，II和Cr I，II线的规则短期周期性变化，周期范围为$\sim\!$ 4至$\sim\!$ 140分钟。所有观测结果都确定了恒星的磁场。在整个观测期间测得的平均纵向磁场分量约为$\approx$ 600\，G，这接近于从众所周知的磁场相位曲线中预期的值。
2020-11-02 astro-ph.SR
A cautionary tale of interpreting O-C diagrams: period instability in a classical RR Lyr Star Z CVn mimicking as a distant companion
我们提出了一个全面的研究Z CVn，RR天琴座明星，显示其脉动周期的长期周期性变化。一个可能的解释建议从O-C图的形状是光的旅行时间效应，我们彻底检查。我们使用了原始的光度和光谱测量，并使用跨越一个多世纪的最大时间来研究周期演变。如果二进制假设是有效的，Z CVn的轨道周围的黑洞与最小质量的$56.5$ $\mathfrak{M}_{\odot}$在一个非常广泛的（$P_{\rm orbit}=78.3$年）和偏心轨道（$e=0.63$）。我们讨论的概率形成的黑洞-RR天琴座对，虽然我们发现这是可能的，有没有观测证据的黑洞的方向Z CVn。然而，对二进制假设的主要反对是系统径向速度曲线模型和光谱观测的比较，清楚地表明，Z CVn不能绑定在这样一个二进制。因此，脉动周期的变化可能是恒星固有的。这一发现代表了RR型天琴座星中一种新型循环周期变化的发现/确认。通过对测光数据的分析，我们发现周期为22.931 d的Blazhko调制在振幅上具有很强的优势。相位调制的强度变化，目前几乎无法检测到。我们还估计了ZCVn的光度物理参数，并使用逆Baade-Wesselink方法研究了它们在Blazhko周期期间的变化。
2017-10-18 astro-ph.SR
An investigation of GSC 02038-00293, a suspected RS CVn star, using CCD photometry
我们提出的差分，时间序列测光的GSC 02038-00293，一个可疑的RS CVn二进制，使用的数据收集与开放大学的PIRATE机器人望远镜位于天文台马略卡岛之间的2010年5月10日和6月13日。GSC 02038-00293在V波段获得了一个完整的轨道周期循环，在B和R波段获得了一个部分循环，轨道周期为0.4955 +/- 0.0001天。这一周期与先前公布的数值非常一致，但与全天自动巡天发现的0.330973天有很大差异。我们认为GSC 02038-00293是一颗短周期食RS CVn星，仅从我们的数据，我们计算出的星历表为JD 2455327.614 + 0.4955（1）x E。我们还发现，以前观察到的六至八年的周期的星斑活动，占的行为的第二个最低的是接近六年，有可检测的变红在这两个最低。
2012-06-02 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ Magnetic Doppler Imaging of Ap stars II: Next Generation Magnetic Doppler Imaging of $α^2$ CVn
我们提出了更新的磁场地图的化学奇特的B9 p星$α^2$ CVn创建使用一系列的时间分辨观测获得的高分辨率分光偏振仪ESPaDONS和Narval。我们将这些新的磁场图与基于MuSiCoS分光偏振仪记录的光谱的原始磁多普勒成像图进行比较，并在十年前进行。这些新的地图推断线轮廓在所有四个斯托克斯参数使用磁多普勒成像代码INVERS10。随着新的线表现出斯托克斯$IQUV$签名，我们有一个独特的见解如何派生的磁表面结构可能会受到影响的原子线选择反演。我们报告新的磁性地图的$α^2$ CVn创建使用强铁线（直接可比的MuSiCoS地图），弱铁线和铬线，所有这些都产生一个磁场结构大致与以前获得的一致。然后，我们推导出一个更新的磁性结构图$α^2$ CVn的基础上完整的样品的Fe和Cr线，我们认为产生一个更有代表性的模型的磁拓扑结构的$α^2$ CVn。与先前的映射一致，这个新更新的磁图显示了一个类似偶极的场，其具有复杂的子结构，不能用简单的低阶多极几何来解释。我们的新地图表明，无论原子线或物种的选择，重建的磁场是与先前公布的一致，这表明重建的字段是一个现实的代表磁场的$α^2$ CVn。$α^2$ CVn是第一颗获得多幅高分辨率磁图的Ap星，为大尺度和小尺度磁场的稳定性提供了重要的观测证据。
2014-02-12 astro-ph.SR
Most Rotational Variables Dominated by a Single Bright Feature are $α^2$ CVn Stars
研究通过光谱确认14颗ATLAS UCBH自转变星中10颗为Ap/Bp星，表明这类由单一亮斑主导的变星大多属于 $α^2$ CVn 星。
2024-01-18 astro-ph.SR
Modeling the Photometric Variability of Alpha$^2$ CVn with a Dynamical Magnetosphere
猎犬座α（Alpha $^2$ Canum Venaticorum，简称AM CVn）是一颗强磁星，具有特殊的化学特征和周期性变化，长期以来一直被认为是由于磁性元素通过光球层扩散，导致恒星表面的化学斑点。然而，最近对其他磁热恒星的研究与表面上方的磁层云一致。在这里，我们采取了一种新的方法来建模AM CVn与简化的动态磁层（DM）和倾斜，偏移磁偶极子重现其过境系外行星调查卫星（TESS）的变化。我们的偶极子模型也很好地再现了Silvester，Kochukhov和Wade（2014）的AM CVn磁表面图。它的紫外线变化，从IUE档案光谱，也是与传统的红化模型。我们进一步讨论了磁层对系统中其他可观测量的影响，得出结论认为它不太可能存在于AM CVn中。
2022-07-21 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Lithium and CNO abundances in northern RS CVn stars
本研究通过高分辨率光谱分析北天RS CVn型恒星的锂与CNO丰度，发现磁活动可能使低质量活动恒星的额外混合启动更早，同时发现富锂巨星V*OP And的丰度特征对锂增丰起源提出了新问题。
2025-10-22 astro-ph.SR
Evidence of a Mira-like tail and bow shock about the semi-regular variable V CVn from four decades of polarization measurements
偏振是理解恒星大气和星周环境的有力工具。Mira和半规则变星已经被观测了几十年，其中一些已知是偏振可变的，然而，半规则变星V Canes Venaeros显示出异常大的，无法解释的偏振量。我们提出了十年的光学偏振观测与HPOL仪器，补充发表的意见，跨越约四十年的总间隔V CVn。我们发现，V CVn显示大的偏振变化范围从1 - 6%。我们还发现，在过去的40年中，测量的位置角V CVn几乎一直是恒定的，这表明一个长期的，稳定的，不对称的恒星结构。我们认为，这种不对称性是由恒星风弓形激波和尾部的存在造成的，与恒星的大空间速度一致。
2014-07-21 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
New Candidates for AM Canum Venaticorum Stars among ASAS-SN Transients
我们研究了2020年5月12日至9月9日期间全天超新星自动巡天（ASAS-SN）发现的34颗矮新星候选者的Zwicky瞬态设施（ZTF）光变曲线，发现了6颗AM CVn型候选者。所有的物体都在衰落的尾巴上显示出短暂的爆发（超级爆发后的再亮）。两个天体（ASASSN-20 eq，ASASSN-20 la）显示出双超爆发。三个天体（ASASSN-20 jt，ASASSN-20 ke和ASASSN-20 lr）显示了短的超爆发（5-6 d）。光变曲线中的这些特征可用于区分AM CVn型候选物与富氢系统。与富氢系统相反，一些物体在再亮或褪色的尾部阶段没有显示出红色过量。我们解释这是由于氦盘中较高的电离温度。有两个天体有很长的超周期：ASASSN-20 gx（8.5年）和ASASSN-20 lr（7年）。我们提供了一个方案，用于识别AM CVn型候选人的光变曲线特性的基础上。
2021-07-15 astro-ph.SR
Spectrophotometric Variability of the Magnetic CP Star alpha2 CVn
研究了经典磁CP星α 2 CVn在1150 - 3200 A紫外光谱区的分光光度变化。这项研究是基于存档的国际紫外线探测器在旋转周期的不同阶段获得的数据。恒星在3015到3138 A光谱区域的亮度在旋转期间是恒定的，这意味着在这些波长上存在所谓的“零波长区域”。此外，光变曲线的振幅在λλ1660和1900 A处达到最小值。在这颗恒星的“伪连续”中，单色光的曲线随着波长的变化而改变形状。λ< 2505 A的所有光变曲线具有类似的形状，但λ> 2505 A的单色光曲线显示最小相移从λ2505 A处的0.0到λ2993 A处的0.3。
2011-08-12 astro-ph.SR
V474 Car: A Rare Halo RS CVn Binary in Retrograde Galactic Orbit
我们报告的发现，恒星V474车是一个非常活跃，高速晕RS CVn系统。这颗恒星最初被认为是船底座中的一颗可能的前主序星，因为它的恒星活动增强，自转快速（10.3天），Li增强，绝对星等高于主序星。然而，它的极端径向速度（264公里秒$^{-1}$）表明，这个系统不同于任何以前已知的MS前系统。我们对CTIO 4-m的阶梯光栅光谱进行了详细的光谱分析，发现V474 Car是一个轨道周期与光度旋转周期相似的光谱双星，并且金属含量很低（[Fe/H] $\simeq -$ 0.99）。这颗恒星的银河系轨道是极度偏心的（e $\simeq$ 0.93），其近星系角只有银河系中心的$\sim$ 0.3千秒差距，其近星系角的偏心率和小度仅超过本地F/G型场星的$\sim$ 0.05%。观测到的特征与V474 Car是一颗高速、贫金属、潮汐锁定的色球活动双星（CAB）相一致，即一个晕RS CVn二进制，只有少数这样的标本之一已知。
2011-02-08 astro-ph.SR
The Nature of the Light Variation of the Unique Binary DK CVn
我们介绍了2007年和2008年DK CVn的BVR观测。我们分析了系统的BVR光变曲线，得到了系统的参数。使用“q-搜索”方法，我们测得系统的质量比（q）为0.55。当第一组分的温度为4040 K时，第二组分的温度为3123 K。几个耀斑被检测到，耀斑等效持续时间与耀斑总持续时间的分布建模使用单相指数关联函数为这些耀斑。模型的参数表明，耀斑是相同的紫外鲸鱼座恒星检测到的。我们还证明了在出蚀的变化必须由一些冷点（S）的组件之一。发现这颗恒星有两个活跃的星带，星斑主要形成在这两个星带中。因此，这项研究揭示了DK CVn应该是一颗色球活动双星。
2012-06-24 astro-ph.SR
Follow-up on three poorly studied AM CVn stars
本文报告了三颗研究不足的 AM CVn 型双星的后续测光与光谱观测，精确测定了它们的超峰或轨道周期，明确证实了其中两颗的系统属性，并讨论了已知 AM CVn 星样本在赫罗图中的分布。
2025-01-27 astro-ph.SR
The envelope of the semiregular variable V CVn
V CVn是一颗半规则变星，V波段振幅为$\approx2$ mag.这颗星具有异常高的偏振变化振幅：高达6%.它还表现出通量和偏振部分之间显著的反相关，以及偏振角的基本恒定性。为了弄清楚这些特征的性质，我们使用Sternberg天文研究所的2.5米望远镜在以550，625和880 nm为中心的三个波段上使用差分散斑偏振法观察了该物体。这些观测是在分布于三个脉动周期的20个日期上进行的。我们探测到一个由三个区域组成的非对称反射星云，它围绕着恒星，典型的距离为35 mas。星云的组成部分以与恒星相同的周期改变它们的亮度，但具有显著和不同的相移。我们讨论了几个假设，可以解释这种行为。
2019-06-03 astro-ph.SR
Chromospherically active stars: Chemical composition of photospheres in 20 RS CVn stars
本研究通过分析20颗RS CVn星的高分辨率光谱，发现处于红巨星分支凸起以下的恒星碳同位素比值降低，证明磁活动可触发额外混合过程。
2025-03-31 astro-ph.SR
The frequency-independent radio luminosity -- orbital/rotational period relation of RS CVn stars
本研究利用 SRSC 和 TESS 数据，发现 RS CVn 双星射电光度与轨道/自转周期在 144-3000 MHz 内呈无频率依赖的线性相关，且与双星间距强相关，表明射电辐射主要源于双星相互作用，挑战了传统机制模型。
2025-09-12 astro-ph.SR
SDSS J183131.63+420220.2: AM CVn star showing ER UMa-type behavior and long standstill
基于 ATLAS 与 ZTF 数据，研究确认 SDSS J183131.63+420220.2 为兼具 ER UMa 与 Z Cam 特征的氦矮新星，并约束 AM CVn 吸积盘热稳定极限。
2023-07-18 astro-ph.SR
Star-spot distributions and chromospheric activity on the RS CVn type eclipsing binary SV Cam
使用高分辨率光谱和高质量的多色测光的时间序列，我们重建的RS CVn型快速旋转食双星，SV凸轮（F9 V + K4 V）的主要组成部分的表面地图。我们使用我们最高质量的光谱测量质量比q为0.641（2），并获得主要成分的表面亮度图，其中主要显示位于60-70度纬度之间的高纬度斑点，平均填充因子约为35%。这也表明了R波段光变曲线反演，受到严格的数值试验。H-α谱线的谱减法揭示了次级组分的强活性。在次极小值附近探测到的过量H-α吸收暗示了存在部分遮蔽主星的冷物质。Ca II IRT过量发射的通量比表明，与星斑相关的色球谱区的贡献是占主导地位的，即使在通过的类似的吸收功能。
2018-06-05 astro-ph.SR
TYC 8380-1953-1: Discovery of an RS CVn binary through the XMM-Newton slew survey
本文报道了通过XMM-牛顿回转巡天发现的色球活动（RS CVn型）双星TYC 8380-1953-1，并介绍了我们的光学和X射线跟踪结果。由于软波段（$0.2 - 2$ keV）的通量限制为$6 \times 10^{-13}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，XMM-牛顿转换具有与ROSAT全天巡天相似的灵敏度，从而可以通过其长期变化来识别感兴趣的源。两种不同类型的恒星源在浅层X射线巡天中被探测到：年轻恒星（包括主序前恒星和主序星）和色球活动双星（BY Dra和RS CVn型系统）。在这种巡天中发现恒星并通过光学跟踪研究其性质，对于确定它们在银河系中的空间分布和尺度高度是有价值的。我们的分析表明TYC 8380-1953-1是一个双线分光双星，两个组成部分具有相似的光谱类型（可能是K 0/2+K3/5）和光度。TYC 8380-1953-1具有RS CVn系统的典型日冕温度（$kT \sim 1.15$ keV）和在$0.3-10$ keV能量带的X射线亮度高于$4 \times 10^{31}$ erg\，s $^{-1}$，是X射线亮度最高的RS CVn双星之一。
2012-05-22 astro-ph.SR
High-Speed Photometry of Gaia14aae: An Eclipsing AM CVn That Challenges Formation Models
AMCVn型系统是超紧凑的，缺氢的吸积双星，具有简并或半简并的施主。这些系统的演化历史可以通过限制其施主恒星的性质来探索。我们提出了高速测光的Gaia 14 aae，一个AM CVn的双星周期为49.7分钟，第一个AM CVn的中央白矮星是完全由施主星日食。该系统的光变曲线的建模允许最精确的测量到目前为止的AM CVn的施主质量，并且仅依赖于几何和经过充分测试的物理假设。我们发现质量比$q = M_2/M_1 = 0.0287 \pm 0.0020$和质量$M_1 = 0.87 \pm 0.02 M_\odot$和$M_2 = 0.0250 \pm 0.0013 M_\odot$。我们将这些属性与AM CVn形成的三个建议通道进行比较。我们测得的施主质量和半径不适合的收缩，是预测的AM CVn捐助者的后裔在长轨道周期的白矮星或氦星。我们测量的施主属性落在参数空间的区域中，在该区域中，系统从氢为主的激变变量是预期的，但这样的系统应该显示光谱氢，这是没有看到在Gaia 14 aae。因此，该系统的演变历史并不清楚。我们认为氦燃烧的恒星或演化的激变变星是最有可能的祖先，但这两种模型都需要额外的过程和/或微调，以适应数据。此外，我们计算一个更新的星历表，它纠正了以前公布的星历表中的异常时间测量。
2018-02-01 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Periods of Six Ultracompact Accreting Binaries
超紧凑吸积双星系统每个都由一个恒星残余物组成，该恒星残余物从一个紧凑的供体恒星吸积富含氦的物质。这类双星包括两个相关的子类，AM CVn型双星和氦激变变星，两者的中心恒星都是白矮星。本文对轨道周期在40- 70 min范围内的六颗吸积双星进行了分光光度研究，包括相位分辨VLT光谱和高速ULTRACAM光度测量。其中四个是AM CVn系统，两个是氦激变变星。对于其中四个双星，我们能够确定轨道周期（其中三个是光谱）。SDSS J1505+0659的轨道周期为67.8分钟，比之前认为的要长，也比任何已知的AM CVn双星都要长。我们在SDSS J1505+0659中发现了一个WISE红外过量，我们认为这是第一次直接探测到非直接撞击双星中的AM CVn施主星。SDSS J1505+0659的质量比与白矮星供体一致。CRTS J1028-0819的轨道周期为52.1分钟，是所有氦激变变星中周期最短的。MOA 2010-BLG-087与一颗K级恒星共线，这颗恒星在它的光谱中占主导地位。ASASSN-14 ei和ASASSN-14 mv都显示了在超级爆发之后的显著数量的回波爆发（分别为13和10个回波爆发）。ASASSN-14 ei在其超级爆发后的几年中显示出更高的爆发率，这可能是由于吸积率的增加。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
KOI-1003: A new spotted, eclipsing RS CVn binary in the Kepler field
利用开普勒太空望远镜的高精度测光，已经观测到数千颗有恒星和行星伴星的恒星。有伴星的恒星的表征并不总是简单的，并且可能受到系统和恒星对光变曲线的影响。在这里，通过对恒星黑子和日食的详细分析，我们将KOI-1003确定为一颗新的活跃的RS CVn恒星--这是第一颗用开普勒数据确定的恒星。这个密近双星系统的开普勒光变曲线显示了该系统的主凌日、次食和两个持续活动双星的星点演化。系统的轨道周期和自转周期几乎相等，表明轨道和主星的自转几乎同步（$P_\mathrm{orb} = 8.360613\pm0.000003$天; $P_\mathrm{rot} \sim 8.23$天）。通过假设次级星位于主序星上，我们认为该系统由一颗$1.45^{+0.11}_{-0.19} \ M_\odot$亚巨星主序星和一颗$0.59^{+0.03}_{-0.04} \ M_\odot$主序星伴星组成。我们的工作给出了$4400 \pm 600$ pc的距离和年龄的$t = 3.0^{-0.5}_{+2.0}$陀螺仪，参数是与以前的研究，包括恒星作为成员的疏散星团NGC 6791不一致。
2016-10-03 astro-ph.SR
Nonradial and radial period changes in the Delta Scuti star 4 CVn I. 700+ nights of photometry
非径向振荡器的周期和振幅变化的性质目前尚不清楚。因此，重要的是要检查这些变化之间的相关性与大量的同时激发脉动模式的恒星。然而，小振幅需要广泛的高精度测光覆盖多年。我们提出了702个夜晚的高精度测光的演变三角洲盾牌变量4 CVn从2005年至2012年获得的专用望远镜。我们检测到64个频率，其中38个可以被识别为组合和谐波。组合频率的相对振幅类似于在44 Tau中发现的那些，并且没有显示共振模式耦合的证据。显著的周期和幅度的变化被检测到的主导模式。已知的顺时针和逆时针模式显示具有相反符号的周期变化，而径向模式仅显示小的周期性周期变化。对于每种模式，周期变化在八年内是恒定的，范围从（1/P）dP/dt = -16到+13ppm。另一方面，振幅变化在不同的脉动模式之间没有表现出系统的行为。的行为，轴对称和逆行模式表明在旋转分裂的八年不断减少。
2016-05-05 astro-ph.SR
The active RS CVn-type system SZ Pictoris
我们研究的光谱二进制SZ Pictureso，南方RS CVn型系统的短期和长期的变化。我们使用中分辨率阶梯光谱在CASLEO跨越18年，光度数据从ASAS数据库V波段和光学机器人天文台（BVRI波段）类似的时间间隔。我们将合成光谱分离为对应于两个组成部分的光谱，并能够确定准确的轨道参数，特别是4.95天的轨道周期。我们还观察到一个光度调制的轨道周期的一半，由于恒星的椭圆率。我们还发现了周期活动的~ 2030天，无论是在测光和Ca II流量的第二个恒星的系统。
2019-10-25 astro-ph.SR
