Evidence of abrupt changes in the orbital periods of two cataclysmic variables
本研究通过食计时发现两颗正常激变变星HS 2325+8205、EP Dra分别在2011年、2001年出现轨道周期突变且后续行为无异常，该现象目前暂无解释，为激变变星演化研究提供了新观测证据。
2022-12-19 astro-ph.SR
The Eclipsing Cataclysmic Variables PHL 1445 and GALEX J003535.7+462353
PHL 1445是一颗轨道周期为76.3分钟的激变变星。GALEX J003535.7+462353是一颗新的食矮星新星，轨道周期为4.13小时。这两个天体都显示出振幅超过两个星等的深食。
2011-03-30 astro-ph.SR
The Photometric Period and Variability of the Cataclysmic Variable V849 Herculis (PG 1633+115)
我们报告了激变变星V849 Her的时间分辨测光，并测量了0.1414 \pm 0.0030天（3.394 \pm 0.072小时）的周期。我们还介绍了2010年和2011年几个星期的测光，以及美国变星观测者协会从1995年到2011年的光变曲线。光谱、由红外线星等推导出的绝对星等和变率都表明V849 Her是一颗类新星变星。我们观察到的浅（0.5等）低态类似于VY雕塑星的不稳定低态，尽管它们可能在12.462 \pm 0.074天的平均周期内准周期性地重复出现。
2012-02-16 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VII. Four new eclipsing systems
我们提出了九个激变变星由斯隆数字巡天，旨在测量这些系统的轨道周期测光。其中四个天体显示了深蚀，我们可以从中测量它们的轨道周期。还使用LCURVE代码分析了三个食系统的光变曲线，并确定了它们的质量比和轨道倾角。SDSS J075059.97+141150.1的轨道周期为134.1564 +/- 0.0008分，使其成为研究激变变星演化过程的有用天体。SDSS J092444.48+080150.9的周期为131.2432 +/- 0.0014 min，可能是磁性的。白矮星的进入和退出阶段非常深和短，没有明确的证据表明这个物体有吸积盘。SDSS J115207.00+404947.8和SDSS J152419.33+220920.1几乎是同卵双生子，周期分别为97.5 +/- 0.4和93.6 +/- 0.5 min，质量比分别为0.14 +/- 0.03和0.17 +/- 0.03。它们的日食有明确的白矮星和亮点的入口和出口特征，使它们成为详细研究的绝佳候选者。所有四个轨道周期都比在已知的激变变星群体中观察到的2-3小时周期间隔短。
2009-12-01 astro-ph.SR
Study of the Cataclysmic Variable 1RXS J174320.1-042953
我们报告的光度分析研究不足的激变变量蛇夫座1 RXS J174320.1-042953（DDE 11）。报告介绍了布拉德福德机器人望远镜的监测结果，以及蒙特卡蒂尼天文中心获得的时间分辨测光结果。J1743-0429的长期行为表明它是一个磁激变变量（极性），低态和高态之间存在很大差异。由观测得到的轨道周期为0.0866d或2.08hr，接近激变变星周期间隙的下界。
2012-07-26 astro-ph.SR
Unveiling the multiple periodicities of the cataclysmic variable LS Cam
本文分析了LS~Cam在19、20和26扇区的$TESS$测光资料。从扇区19和20获得的功率谱显示出多个周期性-轨道变化（$P_{orb} = 0.14237$天），轻微波动的超轨道变化（$ P_{so} \approx 4.03$天）和永久性负超峰（$P_{-sh} = 0.1375$天）。在扇区26中，存在另外的正超级峰（$P_{+sh} = 0.155$天）。利用文献中的关系式，估计两种组分的质量比和质量分别为$q =0.24$、$M_1 = 1.26M_\odot$和$M_2 = 0.30 M_\odot$。
2021-06-07 astro-ph.SR
The Photometric Periods of the Nova-Like Cataclysmic Variable LQ Pegasi (PG 2133+115)
本文对类新星激变变星LQ Peg进行了时间分辨微分光度学研究和时间序列分析。我们在测光中发现了三个周期，一个周期为3.42 +/- 0.03小时，另一个周期为56.8 +/- 0.01小时。我们将其分别解释为吸积盘的拱点超峰和岁差周期，并预测LQ Peg的轨道周期为3.22 +/- 0.03小时。第三个周期为41.3 +/- 0.01小时，我们认为是吸积盘的节岁差周期。我们还报告了一个持续4分钟的耀斑，其可见光能量为（1.2 +/- 0.3）x 10^36尔格，比最大的太阳耀斑能量高10^4-5倍，与已知能量最高的可见光恒星耀斑相当。我们计算出LQ Peg的绝对星等为MJ = 4.78 ± 0.54，距离为800 ± 200秒差距。
2011-11-01 astro-ph.SR
Emission line tomography of the short period cataclysmic variables CC Scl and V2051 Oph
我们提出了两个短周期激变变量，CC Scl和V2051 Oph的时间序列光谱，以测试多普勒层析成像为基础的方法在约束演化激变变量的轨道参数的效率。我们发现Ca~II三重线提供了优越的诊断，揭示了从质量供体和吸积盘的清晰图像的发射分量。此外，我们使用Monte-Carlo方法来估计的不确定性，从合奏多普勒地图。我们将我们的新方法与传统的径向速度方法进行了比较，并表明它们为系统参数确定提供了一条有效的途径。我们对CC Scl的分析表明，$q=0.08\pm0.03$的质量比较低，其主速度为$K_1=37\pm14$ km/s。该质量比介于周期前和周期后最小值状态之间，但我们的$K_1$解决方案支持周期后最小值系统。我们推导出的V2051 Oph参数（$q= 0.16\pm 0.03$，$K_1=97\pm10$ km/s）与Eclipse解决方案（$q=0.19\pm0.03$）一致，提供了我们的方法的直接验证。
2014-11-13 astro-ph.SR
A Trip to the Cataclysmic Binary Zoo: Detailed Follow-Up of 35 Recently-Discovered Systems
我们报告了35个最近发现的激变变星（CV）的后续研究，其中32个是在大型自动天气巡天中发现的。选择这些物体是为了便于观察。对于34个对象，我们提出了平均光谱和光谱轨道周期，并为一个多，我们给出了一个基于日食的周期。其中32个周期的测定是新的，其中3个是基于超级驼峰周期的改进公布的估计。我们的其余三个测定结果证实了先前公布的时期。其中20颗恒星被确认或怀疑是矮新星，周期短于3小时，但我们也发现了3颗视极星（AM Her星）和6个P > 5小时的系统，其中5个系统的光谱中有可见的次级星，我们可以根据这些恒星估计距离。这个样本的轨道周期分布与以前发现的CV非常相似。
2016-09-07 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
Evolution of a long-period Cataclysmic Variable from the viewpoint of the donor star: the case of SDSS J085210.48+783246.6
Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Instituto de Astronomía（天文研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（INAF-布雷拉天文台）；International Centre of Supernovae (ICESUN)（超新星国际中心（ICESUN））；Yunnan Key Laboratory of Supernova Research（云南省超新星研究重点实验室）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；University of Warwick（华威大学）；Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学）
研究新发现的长周期（17.109小时）激变双星SDSS J085210.48+783246.6，通过确定其基本恒星参数，探讨了核演化与部分包层剥离的次星如何形成超长周期激变双星，并讨论了其进一步演化为双简并双星的可能性。
2026-05-23 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IX. NTT photometry of eight eclipsing and three magnetic systems
我们报告了日食的发现和四个激变变星的第一次轨道周期测量，以及一个已知日食和两个磁系统的第一次轨道周期测量。SDSS J093537.46+161950.8具有1等深食，周期为92.245分钟。SDSS J105754.25+275947.5具有短而深的食，轨道周期为90.44分钟。它的光变曲线没有亮点的痕迹，光谱由白矮星成分主导，这意味着低质量吸积率和非常低质量和冷的次级恒星。CSS J132536+210037显示了1等深食，每一次相隔89.821分钟。SDSS J075653.11+085831.8显示了2等深食，周期为197.154分钟。CSS J112634-100210是卡特琳娜实时凌日调查中发现的食矮星新星，SDSS J092122.84+203857.1是一个轨道周期为84.240分钟的磁系统;它的光变曲线是回旋加速器光束的教科书范例。发现暗磁系统SDSS J132411.57+032050.4的周期为158.72 min，其轨道光变类似于AM Her，并对三个已知的SDSS激变变星给出了改进的轨道周期测量。我们调查的轨道周期分布和部分的SDSS样本内的食系统和所有灾难性的变量与一个已知的轨道周期，与发现的部分已知的CV食是不是强烈依赖于轨道周期。
2014-11-10 astro-ph.SR
GSC 4560--02157: a New Long-period Eclipsing Cataclysmic Variable Star
我们研究了新发现的变星GSC 4560--02157。2013- 2014年进行了CCD测光，2014年6月用6米望远镜获得了光谱。GSC 4560- 02157是一颗短周期（P= 0.265359 d）食变星。它所有平底的一次极小值都大致处于相同的亮度水平，而它的食外亮度和二次极小值的亮度在不同的周期之间变化很大（最大可达0.6米）。此外，食外还存在短期（0.03-0.04天）的小幅度亮度变化。这种行为表明了恒星的灾难性质，并在2014年6月5日拍摄的光谱中得到证实。光谱显示了大量的氢巴耳末系、HeI、HeII的发射。
2014-11-14 astro-ph.SR
TESS light curves of cataclysmic variables I -- Unknown periods in long-known stars
激变变星（CV）表现出大量的变化现象，其中许多需要长而不间断的光变曲线来详细揭示它们自己。TESS提供的长达一个月的数据集非常适合这一目的。TESS还有一个额外的优势，那就是观测到了大量的恒星，其中包括许多CV。在这里，搜索的样本中的CV的novalike和老新星亚型的周期性变化。在15个目标中的10个中，发现了以前未发现的正或负超级驼峰或已知超级驼峰中的不寻常特征。TESS光变曲线表明，在这些类型的CV中出现超级驼峰不是一个例外，而是相当普遍的。对于8个系统，测量了新的或改进的轨道周期值。在TV Col中，人们长期以来一直在寻找的白矮星自旋周期的光学表现形式首次以轨道边带的形式出现。过去在CP Pup中观察到的多个光度周期的奥秘可以通过光变曲线中反映的不规则发生的异常状态来解释。
2022-07-17 astro-ph.SR
TT Arietis - Observations of a Cataclysmic Variable Star with the MOST Space Telescope
利用MOST空间望远镜测量了激变变星白羊座TT（BD+14341）的光度通量。通量的周期性振荡揭示了这个双星系统的轨道周期以及其他特征。我们应用离散傅里叶变换（DFT）的减少数据集检索TT白羊座的频率。对该系统的分析显示，其光度周期为3.19小时。虽然MOST数据具有52.8秒的高节奏，但吸积盘的精细结构并不明显。
2009-06-23 astro-ph.SR
Long-term Periodicities of Cataclysmic Variables with Synoptic Surveys
对已知的银河系激变变星（CV）的长期周期性进行了系统的研究。在1580个已知的CV中，344个源被匹配并从Palomar Transient Factory（PTF）数据存储库中提取。将PTF光变曲线与Catalina实时瞬态调查（CRTS）光变曲线相结合并进行分析。十个目标被发现表现出长期的周期性变化，这是不经常观察到的CV系统。这些长期变化可能是由各种机制引起的，如吸积盘的岁差、等级三星系统、伴星的磁场变化等。我们在这项研究中讨论了可能的机制。如果长期周期小于几十天，则盘旋进周期情景更受青睐。然而，等级三星系统或磁场强度的变化很可能是较长时期的主要机制。
2017-06-21 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
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
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
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
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
Two Long-Period Cataclysmic Variable Stars: ASASSN-14ho and V1062 Cyg
本文报道了激变变星ASASSN-14 ho和V1062 Cyg的光谱学和光度学。两者都是矮新星，光谱主要由它们的次级恒星组成，我们将其分别归类为近似K4和M0.5。它们的轨道周期，主要是由次级恒星的径向速度带确定的，被证明是几乎相同的，分别为350.14 ± 0.15和348.25 ± 0.60分。天鹅座V1062的H-α发射线显示了一个相对尖锐的发射分量，它跟踪次级恒星的运动，这可能出现在次级恒星的辐照面上; TIHS并不常见，可能表明电离辐射通量异常强。这两个系统都表现出双峰轨道调制一致的椭圆形变化，从不断变化的方面的中学。我们对这些变化进行建模，以约束轨道倾角i，并估计基于oni和次级速度幅度K2的近似分量质量。
2019-09-28 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
A Catalogue of Orbital Periods of Cataclysmic Variables and Candidates from TESS Observations
Durham University（杜伦大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本文基于TESS观测数据，系统分析了2544个激变变星系统，编制了轨道周期目录，通过自动化算法和视觉检查验证了910个可靠样本，并与现有目录交叉比对，修正了部分不一致的轨道周期，为激变变星研究提供了更准确的数据支持。
2026-03-13 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
System parameters of three short period cataclysmic variable stars
使用测光ULTRACAM观测三个新的短周期激变变量，我们的主要日食光曲线模型提取的轨道分离，质量和半径的组成恒星。我们发现施主质量为0.060 +/- 0.008太阳质量，0.042 +/- 0.001太阳质量和0.042 +/- 0.004太阳质量，两个是非常低质量的亚恒星施主，一个在氢燃烧极限的2 sigma内。所有三个新系统都接近于Edgge等人（2011）修改的“最佳”模型进化序列。我们简要地重新评估长期以来观察到的供体质量和半径数据之间的差异，和理论CV进化轨迹。通过观察在每个质量下观测到的周期与由Edgge等人（2011）演化序列预测的周期之间的差异，我们定性地研究了在周期间隙以下的模型中缺失的多余角动量损失的形式。我们表明，从CV模型丢失的多余的角动量损失的重要性增长相对于重力损失的周期减少。详细的CV进化模型是必要的，以得出更多的定量结论，在未来。
2021-11-10 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
Observations of three pre-cataclysmic variables from the Edinburgh-Cape Blue Object Survey
我们目前的光变曲线和时间分辨光谱的三个候选人前激变双星EC 12477-1738，EC 13349-3237，和EC 14329-1625。我们确定EC 12477-1738的轨道周期为0.362 d，从而证实了先前报道的值。EC 14329-1625也有类似的周期，P=0.350 d。这两个系统都包含一颗中等温度的白矮星（T = 15000-20000 K）和一颗M3 V二级恒星。第三个前CV，EC 13349-3237，是三个中最年轻的，具有热WD（T ~ 35000 K），也具有最长的周期P=0.469 d。此外，它也是一颗罕见的前CV，拥有一颗相对较早的M1 V型副恒星，最终会在周期间隔以上演化成CV。
2009-08-07 astro-ph.SR
Spectroscopic Orbital Periods for 29 Cataclysmic Variables from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了斯隆数字巡天（SDSS）的29个激变变星的后续光谱，其中22个是由SDSS发现的，另外7个是在SDSS中发现的。Gaensicke等人（2009年）的表格中包括了其中16个天体的周期。虽然大多数系统的周期小于2小时，但只有一个系统的周期在Gaensicke等人（2009）发现的80-86分钟的“尖峰”，11个系统的周期超过3小时，表明本样本偏向于更长周期，更高光度的物体。其中七个天体的光谱类似于矮新星，但显然从未在爆发中观察到，这表明许多具有相对较低变化幅度的灾难性事件仍有待发现。其中一些物体值得注意。SDSS J 07568 +0858和SDSS J 08129 +1911以前已知有深食;除了光谱学，我们使用CRTTS的档案数据来改进它们的周期。对于LV Cnc（SDSS J 09197 +0857），我们给出了一个195（+54，-39）pc的基于视差的距离，它在Porb = 81 m处具有我们样本中最短的轨道周期。SDSS J 08091 +3814显示了在SW Sextantis恒星中发现的光谱相位偏移和相位相关吸收。SDSS J 08055 +0720和SDSS J16191+1351的平均光谱显示了K型辅星的贡献，而SDSS J 080440 +0239显示了早期M星的贡献。我们用这些来限制距离。SDSS J 09459 +2922具有磁系统的典型特征。SDS…
2015-02-07 astro-ph.SR
Period Analysis of Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
本研究利用TESS数据对七个食激变变星系统进行轨道周期分析，通过O-C图限制周期变化，并开发适用于本科教学的时间序列分析技术。
2025-01-21 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
Quiescent photometric modulations of two low-inclination cataclysmic variables KZGem and TWVir
研究了Kepler K2活动0和1中观测到的两个低倾角激变变星KZ Gem和TW Vir的静态周期光度调制。利用相位校正方法成功地探测到了KZ Gem和TW Vir的轨道调制，并改善了它们的轨道周期。通过定义通量比和创建颜色图，进一步分析了两个CV的光曲线形态。KZ Gem显示了椭圆调制，其轨道周期为0.22242（1）天，是更新的RK目录（第7.24版）中所列周期的两倍。有了这个新确定的周期，KZ Gem不再是周期间隙中的CV，而是长周期CV。利用TW Vir的静态光变曲线中稳定性最高的一部分，推导出其改进的轨道周期为0.182682（3）天。KZ Gem的通量比彩图中显示的平坦模式证明了其轨道调制的稳定性，而TW Vir在K2数据集期间显示了可变的轨道调制。在TW Vir中，超级爆发前后静止轨道变化的单峰和双峰性质可能与超级爆发对吸积盘的影响有关。
2017-08-16 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
The Magnetic Nature of the Cataclysmic Variable Period Gap
在激变变星（CV）的背景下，最重要的问题之一是缺乏对周期在2和3.12小时之间的系统的观测，称为周期间隙。周期短于间隙的CV的轨道演化主要由引力辐射控制，而超过间隙的周期则主要由次级恒星的磁制动控制。Spruit & Ritter（1983）表明，当周期接近3小时且二级星变得完全对流时，磁力发电机和制动效率的急剧下降将导致这样的间隙。最近的X射线观测发现，在完全对流和部分辐射的M矮星中，日冕磁能量耗散是相似的，这一理论受到了质疑。在这项工作中，我们使用从文献中挑选的塞曼多普勒成像观测表明，快速旋转的M矮星的表面磁场的复杂性随着旋转周期的减少而增加。Garraffo等人（2018）已经表明，冷恒星的角动量损失效率随着其表面磁场复杂性的增加而强烈下降。我们探讨了Taam & Spruit（1989）的观点，即磁性复杂性可以解释周期隙。通过使用示意性CV进化方法生成合成CV种群，我们表明CV周期间隙可以自然地出现，作为一个结果，在长周期边缘附近的间隙，使其角动量损失率急剧下降的二级恒星磁复杂性的上升。
2018-10-01 astro-ph.SR
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
2009-09-04 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
Follow-up Studies of Five Cataclysmic Variable Candidates Discovered by LAMOST
我们报告了Hou等人（2020）发表的LAMOST中五个激变变量候选者的后续观测结果。LAMOST J024048.51+195226.9是这五颗星中最不寻常的一颗;一颗早期M型的二级星对它的光谱有很大的贡献，它的光谱和光度行为令人想起迄今为止唯一的螺旋桨系统AE Aqr。我们确认在卡特琳娜调查数据中发现的7.34小时周期（德雷克等人，2014）是轨道的。另一个天体，LAMOST J204305.95+341340.6似乎是一个novalike变星V795 Her的近双胞胎，其轨道周期在所谓的2-3小时“间隙”内。LAMOST J035913.61+405035.0显然是一颗食、弱爆发的矮新星，周期为5.48小时。我们的LAMOST J090150.09+375444.3的光谱主要是由一个晚型的次级，并显示出弱，窄的巴耳末发射移动的相位与吸收线，但在较低的振幅;我们没有看到HeII 4686发射明显的在公布的发现光谱。我们再次确认，从卡塔利娜数据的一个周期，在这种情况下，6.80小时，是轨道。LAMOST J033940.98+414805.7产生了3.54小时的径向速度周期，它的光谱似乎是在这个周期范围内的新星变星的典型。从LAMOST光谱选择的样本显然包括一些有趣的灾难性变量，直到现在还没有被认识到，显然是因为它们的光度变化范围相对较小。
2020-07-17 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
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
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
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
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
V498 Hya, a new candidate for a period bouncer Cataclysmic Variable
本研究通过GTC OSIRIS光谱仪对V498 Hya进行后续观测，测得其86.053分钟的光谱周期并估算出白矮星与供体星质量，证实其已越过周期极小值，是罕见的“周期反弹”型激变变星新候选体。
2025-02-03 astro-ph.SR
Minimum Orbital Period of Pre-Cataclysmic Variables
目前已经发现了20多个前激变变星（pre-CV）系统，它们的轨道周期从250分钟到68分钟不等。前激变变星由一颗白矮星或热亚矮星主星和一颗低质量伴星组成，伴星已经成功地喷射出主星的共同包层，但从伴星到主星的质量转移尚未开始。在这个短周期范围内，相当一部分伴星可能是质量为$\lesssim 0.07 \, M_\odot$的褐矮星，或者是MS底部的恒星（$\lesssim 0.1 M_\odot$）。这些短周期前CV的发现提出了一个问题--这类系统最短的可能轨道周期是多少？我们运行了500个棕矮星/低质量主序模型，其中包括质量范围从0.002到0.1 $M_\odot$的{ \tt MESA}。我们发现最短可能的轨道周期是40分钟，相应的褐矮星质量为0.07 $M_\odot$的年龄等于哈勃时间。我们讨论了这些系统过去的演变，通过共同的信封，并建议，许多系统与目前的白矮星的主要可能已经退出了共同的信封与主要作为一个氦燃烧热亚矮星。我们还描述了所观察到的系统，其中包括一个阶段的CV低于传统的周期最小值的未来演变。
2018-08-10 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
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
Detached cataclysmic variables are crossing the orbital period gap
激变变星（CV）演化理论的一个中心假设是需要解释观测到的在2-3 h轨道周期范围内缺乏吸积系统，称为周期间隙。标准模型，即破坏磁制动（DMB），通过假设CV转变为不显眼的分离的白矮星（WD）加主序星（MS）系统，不再像CV，再现了这个间隙。然而，这种标准模型的观测证据目前是间接的，因此这种情况在过去几十年中引起了一些批评。在这里，我们执行一个简单但非常强大的测试，以确定是否存在分离的CV（dCV）。如果理论是正确的，dCV应该在由WD和M4-M6二级恒星组成的分离近距离双星的轨道周期分布中产生一个峰值。我们测量了六个新的周期，这使得这样的二进制与已知的周期低于10小时的样本52系统。在~2-3 h轨道周期范围内的系统的增加被观察到。比较这个结果与二进制人口模型，我们发现，所观察到的峰值不能再现PCEBs单独和dCV的存在需要重现的意见。此外，WD质量分布的差距表明，在这一时期的范围内，即PCEBs和更大规模的dCV，这是没有观察到在较长的时期内的两个群体的证据。因此，我们得出结论，CV确实是跨越鸿沟作为分离系统，这为DMB理论提供了强有力的支持。
2016-01-28 astro-ph.SR
Features of the mass transfer in magnetic cataclysmic variables with fast-rotating white dwarfs
考虑到白矮星的强磁场和快速自转的影响，研究了磁激变变星中的流结构。我们将AE Aqr系统建模为一个独特的物体，该物体的白矮星的旋转周期比双星系统的轨道周期短约1000倍。观测表明，尽管白矮星自转很快，但仍有一部分来自内拉格朗日点的气流进入洛希瓣区。我们分析了防止材料从系统中流出的可能机制。
2013-12-14 astro-ph.SR
Discovery of a Nova-Like Cataclysmic Variable in the Kepler Mission Field
我们宣布在开普勒任务中发现了一颗新的激变变星，KIC J192410.81+445934.9。这个系统是在开普勒领域寻找紧凑型辐射源时发现的。高速测光揭示了相干的大幅度变化，周期为2.94小时。在~1200 s和~650 s的时间尺度上也检测到快速、大幅度的准周期变化。时间分辨光谱覆盖一个半光度周期显示浅，广泛的巴耳末和他我的吸收线与明亮的发射核心，以及强大的他II和鲍文混合发射。径向速度的变化也观察到在巴耳末和他我的发射线是一致的光度周期。因此，我们得出结论，KIC J192410.81+445934.9是在或接近周期间隙的UX UMa类的新星样变量，它可能属于SW Sex系统的快速增长的子类。基于2 MASS测光和伴星模型，我们将到系统的距离下限设定为~500 pc。由于我们的发现数据的限制，需要额外的观测，包括光谱学和偏振测量来确认这个物体的性质。这些数据将有助于进一步了解新星类变星在3-4小时的关键期范围内的行为，标准激变变星演化理论发现的主要问题。该系统在开普勒任务视场中的存在也提供了一个独特的机会，可以在灾难性变量系统上获得无与伦比的长度和精度的连续光度数据流。
2010-04-21 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
Analysis of a Kepler Light Curve of the Novalike Cataclysmic Variable KIC 8751494
我们分析了KIC 8751494的开普勒光变曲线，KIC 8751494是开普勒场中最近发现的一颗新星激变变星。我们探测到一个稳定的周期0.114379（1）d，我们确定这是双星的轨道周期。在0.12245 d附近的较强的光度周期，这已被检测到的地面观测，被发现是可变的，我们确定这一时期是正的超峰期。这个超级驼峰周期显示出短期（10-20天）和强烈的变化，最出乎意料的是，当物体进入一个稍微暗淡的状态。部分超峰过量变化高达~ 30%。周期的变化很好地跟踪了系统亮度的变化。超级峰周期变化的时间尺度太慢，不能解释为由于热盘不稳定性引起的盘半径变化所引起的变化。我们解释了周期的变化是由于压力变化对正超峰周期的影响。这一发现表明，至少在诺瓦利克系统中，压力效应在产生正超级峰的周期中起着非常重要的作用（进动率高达30%）。我们还描述了在Q14运行的开普勒数据的变化周期为0.1071-0.1081 d的负超峰的可能检测。我们还发现，在早期的研究中报告的发射线的速度变化的相位是兼容的SW性别型分类。在此基础上，提出了一种新的基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法，并展示了该方法的优越性。
2013-06-22 astro-ph.SR
The period-gap cataclysmic variable CzeV404 Her: A link between SW Sex and SU UMa systems
背景：我们提出了一个新的研究日食激变变量CzeV404 Her（Porb = 0.098 d），位于周期间隙。目的：确定天体的起源和系统参数，探讨系统的吸积流结构。研究方法：我们对CzeV 404 Her进行了同步的时间分辨光度和光谱观测，应用光变曲线模拟技术和多普勒层析成像方法确定了系统参数，分析了吸积盘的结构。结果如下：我们发现该系统有一个质量较大的白矮星，M_WD = 1.00（2）M_sun，质量比q = 0.16，以及一个相对较热的次级，有效温度T_2 = 4100（50）K。系统倾角为i = 78.8°。吸积盘扩展到潮汐极限半径，并有一个扩展的热点或线区域。在静止或中间状态下，热点或线比盘的其余外部部分更热，但在（超级）爆发中并不完全突出于盘通量。结论：我们认为这个天体代表了SU UMa型和SW Sex型激变变星两个不同类别之间的联系。吸积流结构在磁盘中对应的SW性别系统，但磁盘内的物理条件适合的行为SU UMa型对象。
2021-07-06 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
ASAS-SN 13cl : A Newly-Discovered Cataclysmic Binary with an Anomalously Warm Secondary
最近发现的激变变星（CV）ASAS-SN 13 cl的光谱显示，光谱类型为K4（+-2个子类）的二级恒星贡献了大约一半的可见光。次级恒星的径向速度被调制在轨道周期P_orb = 4.86 hr，速度半振幅K = 246 +-9 km/s，光变曲线呈椭球形变化和明显的掠食。在这个轨道周期，大多数CV中的次级恒星温度要低得多，光谱类型接近M3。因此，α-13cl加入了一小群具有异常温暖的次级恒星的CV，这显然是在次级恒星经历了重大的核演化后发生质量转移时形成的。
2015-02-10 astro-ph.SR
