Reversing the verdict: Cataclysmic variables could be the dominant progenitors of AM CVn binaries after all
本研究针对AM CVn双星无法由激变变星演化而来的传统观点，通过MESA代码结合CARB强磁制动模型开展双星演化模拟，证明该路径可自然形成低表面氢丰度的AM CVn双星，且能解释相关观测样本，推翻了此前的两点质疑。
2023-08-21 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
PHL 1445: An eclipsing cataclysmic variable with a substellar donor near the period minimum
本文介绍食矮新星PHL 1445的高速三色测光。PHL 1445的轨道周期为76.3分钟，刚好低于激变变星的最小周期~82分钟。平均四次日食揭示了白矮星和亮点的日食。我们通过拟合参数化的日食模型来确定系统参数的平均光曲线。我们得到质量比q = 0.087 ± 0.006，倾角i = 85.2 ± 0.9度。发现原始和供体质量分别为Mw = 0.73 ± 0.03 Msun和Md = 0.064 ± 0.005 Msun。通过多色测光，我们测定了白矮星的温度Tw = 13200 ± 700 K，距离220 ± 50 pc。PHL 1445的进化状态是不确定的。我们可以排除一个明显进化的捐赠者，但不是一个轻微进化的捐赠者。与褐矮星供体的形成是合理的;虽然褐矮星在质量转移开始时需要不超过6亿年，需要一个极低的质量比（q = 0.025）的祖系统。PHL 1445加入SDSS 1433，是一个次周期最小的CV，有一个亚恒星施主。两个这样的系统的存在提出了另一种可能性，即当前对固有散射和/或周期最小值位置的估计可能是错误的。
2015-04-29 astro-ph.SR
An evolved donor star in the long-period cataclysmic variable HS 0218+3229
上下文我们目前的时间分辨光谱学和测光的HS 0218+3229，一个新的长周期激变变量中发现的汉堡类星体调查。它是少数几个可以动态测量恒星组成部分质量的系统之一。目标。我们结合时间分辨光谱学和R波段光度学的分析，目的是测量白矮星和施主星的质量和轨道倾角。方法.用K型矮模板对光谱进行互相关，得到施主星的径向速度曲线。对加宽的模板进行最佳减法以测量转动加宽并约束供体的光谱类型。最后，一个椭球模型拟合的R-波段光变曲线上的双星系统的轨道倾角的约束。结果HS 0218+3229的轨道周期为0.297229661 ± 0.00000001 d（7.13351186 ± 0.0000002 h），施主星径向速度曲线的振幅为K2 = 162.4 ± 1.4 km/s。对椭圆形光变曲线进行建模，得出轨道倾角在i = 59 ± 3度范围内。在零临边暗化和连续临边暗化条件下，转动增宽分别为82.4 ± 1.2 km/s和89.4 ± 1.3 km/s。这颗恒星的光谱类型很可能是K5，对R波段光的贡献约为80-85%。我们的分析得出质量比为0.52 < q < 0.65，白矮星质量为0.44 < M1（Msol）< 0.65，施主星质量为0.23 < M2（Msol）< 0.44。结论.我们发现HS 0218+3229中的施主星相对于它的光谱类型来说质量明显不足。因此，它很可能在质量转移开始之前就经历了…
2009-01-26 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
On the Effect of Explosive Thermonuclear Burning on the Accreted Envelopes of White Dwarfs in Cataclysmic Variables
在激变变星中某些吸积的白矮星的大气层中探测到太阳系上丰度的重元素，再加上产生这些元素所需的高温，需要爆炸性热核燃烧。在CV中，任何先前质量更大的二级恒星在经历流体静力学CNO燃烧时，中心温度都太低，无法产生这些元素。有证据表明，至少有一些激变变量包含捐助者secondaries已被反复新星喷出物污染，并将这种材料转移回白矮星。这种情况下，不排除通道中，以前更大质量的捐助星进行CNO处理系统进行热时标质量转移。祖细胞的CV的影响进行了讨论。
2014-06-20 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
Resolution of a paradox: SDSS J1257+5428 can be explained as a descendant of a cataclysmic variable with an evolved donor
本研究通过双星演化模拟，证实SDSS J1257+5428可由带演化供体的激变变星演化而来，解答了其存在悖论，同时为多类致密双星前身星的强磁制动假说提供支持。
2025-03-20 astro-ph.SR
Abundance Derivations for the Secondary Stars in Cataclysmic Variables from Near-Infrared Spectroscopy
我们从近红外光谱中获得41个激变变量（CV）的金属丰度。我们使用覆盖0.8 $μ$ m $\leq λ\leq$ 2.5 $μ$ m带通的合成光谱来确定具有K型供体的CV的[Fe/H]值，同时还导出其他元素的丰度。利用M-矮星的$K$带谱的[Fe/H]定标，我们得到了最短周期CV中秒周期的T $_{\rm eff}$的更精确值，并检验了它们是否存在碳亏损。一般来说，CV中的施主星具有亚太阳的金属丰度。我们确认了大量系统的碳赤字。轨道周期为$>$ 5 hr的CV最有可能具有不寻常的丰度。我们确定了四个CV与CO排放。我们利用相位分辨光谱来确定U宝石中施主的质量和半径。U Gem中的副恒星似乎比光谱类型的主序星具有更低的{ \it视}重力。将此结果应用于其他CV，我们发现，晚于预期的光谱类型观察到许多CV捐助者主要是倾斜的影响。所有的磁性CV，除了低吸积率极性MQ Dra，有捐助者与太阳下的金属丰度。我们发现，两个系统与不寻常的光谱，EI PSC和QZ Ser，有大量的过量钠，和极端赤字的碳。氢丰度降低的合成光谱最能解释这两个天体的光谱。
2016-09-30 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
Sodium enhancement in evolved cataclysmic variables
本文通过光谱观测21颗演化型激变变星，发现其供体星钠丰度普遍增强约一个数量级，并结合MESA双星演化模型证实该增强源于供体星主序末期核心的NeNa循环核燃烧，为研究中质量恒星内部核合成产物提供了新途径。
2023-06-20 astro-ph.SR
K-Band Spectroscopy of (Pre-)Cataclysmic Variables: Are Some Donor Stars Really Carbon Poor?
我们提出了一个新的样本的$K$波段光谱观测CV：非磁性和磁性以及目前和前CV。这个多样化的样本的目的是解决最近的说法，即矮新星中的二级恒星是碳缺乏的，已经通过比当前范式预测的更进化的进化变得如此。我们的新观测结果，以及以前的文献结果，跨越了广泛的轨道周期和CV类型。一般来说，矮新星中的第二颗恒星表现出微弱的CO吸收，而极星和前CV供体星的光谱类型似乎有正常的CO吸收。然而，这并不是普遍的。在矮新星SS Aur和冬眠的CV QS Vir中存在正常的CO吸收，而在长周期极地V1309 Ori云中完全缺乏CO吸收。一个摘要的文献指向非太阳丰度，包括增强NV/CIV比。看来，一些CV有非太阳丰度的材料吸积到白矮星上，这表明一个进化的二级恒星，而其他CO排放的吸积盘可能发挥作用。然而，造成CV中CO吸收异常的确切机制或因素组合尚不清楚。
2010-02-18 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
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
Evolution of cataclysmic variables under different magnetic braking prescriptions
School of Physical Science and Technology, Xinjiang University（新疆大学物理科学与技术学院）；Department of Nuclear Physics and Astronomy, Institute of Engineering Physics, Samarkand State University（撒马尔罕国立大学工程物理学院核物理与天文学系）
本研究通过模拟不同磁制动假设计算下CV演化，发现中间假设计算与观测一致，而强制动模型产生脱离阶段，自洽模型则难以形成周期间隙。
2026-02-05 astro-ph.SR
Informing the Cataclysmic Variable Donor Sequence from Gaia DR2 Color-Magnitude and Inferred Variability Metrics
短周期激变变星（spCV），其轨道周期低于周期间隙（$P_{orb}$ < 2 hr），提供了对CV演化模型的深入了解，并且可以作为引力波（GW）的强发射器。为了识别新的spCV候选者，我们将已知CV的目录与Gaia第二次数据发布（DR 2）中具有强大重复性的来源进行交叉匹配。我们发现和拟合的颜色-绝对幅度图（CMD）的位置和$P_{orb}$的这些CV之间的明显单调关系，显示在DR 2。为了补充这种关系，我们开发了一种方法，用于识别具有较大光度变化的源，这是spCV的一个特征。使用所有可用的Gaia光变曲线，我们构建了一个机器学习的回归模型，仅基于DR 2中存在的时间平均协变量来预测已知spCV的CMD轨迹中来源的变异性度量。使用这种方法，我们确定了3,253个候选spCV，其中$\sim$ 95%是以前未知的。对这些候选者的存档SDSS光谱的检查表明，$>$ 82%可能是spCV：比以前的光变曲线搜索明显更高的恢复率，偏向于活性系统。我们在利克天文台获得了9个新系统的光谱，证实所有的天体都是CV系统。我们测量$P_{orb}$ 7系统使用档案盖亚和Palomar瞬态工厂光变曲线，其中3个没有以前的$P_{orb}$测量。我们使用CMD- $P_{orb}$关系来推断这些系统对即将到来的LISA任务的可探测性，并发现6个源可能是相干的LISA验证二进制，估计SNR > 5在4年的…
2020-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A J-band detection of the sub-stellar mass donor in SDSS J1433+1011
我们提出的时间分辨J带光谱的短周期激变变量SDSS J143317.78+101123.3。我们检测到的吸收线从亚恒星施主星在这个系统中，这有助于38 +/- 5%的J-波段光。根据J波段吸收线的相对强度，我们估计施主星的光谱类型为L2 +/- 1。这些数据是第一次光谱检测确认的亚恒星捐助者的激变变量，光谱类型是一致的，从半经验的演化模型。使用斜映射，我们已经能够推导出估计的径向速度的施主的Kd = 520 +/- 60公里/秒。这个值与通过日食光变曲线的光度拟合发现的质量测定的预测一致，尽管精确度要低得多。
2013-03-04 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
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
Radio Observations of Magnetic Cataclysmic Variables
NSF的Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）在三个观测学期（13 B，15 A和18 A）期间对122个磁激变变星（MCV）进行了观测。我们报告的33颗恒星的无线电探测通量范围6- 8031 μ Jy。28颗恒星是新的射电源，使无线电探测到的MCV数量增加到40多个。一个令人惊讶的结果是，大约四分之三（33颗恒星中的24颗）的探测显示出高度圆偏振的短时间无线电发射，这是电子回旋脉泽发射的特征。我们认为，这种发射起源于较低的日冕的施主星，而不是从两个恒星之间的区域。脉泽发射使一个更直接的估计的平均日冕磁场的捐助者的明星，我们估计为1--4千克假设磁填充因子为50%。一个双样本Kolmogorov-Smirnov检验支持这样的结论，即轨道周期在1.5-5小时之间的无线电探测到的MCV的分布函数与所有MCV的分布函数相似。这一结果意味着快速旋转（Pspin < 10天），完全对流的恒星可以维持强磁发电机。这些结果支持了Taam & Spruit（1989）的模型，即在Porb = ~3小时时穿过完全对流边界的角动量损失的变化是由于施主星的磁场结构从低阶多极场到高阶多极场的变化。
2020-06-15 astro-ph.SR
Can friction of the nova envelope account for the extra angular momentum loss in cataclysmic variables?
结果表明，在周期缺以下激变变星的角动量损失率约为引力辐射的2.47倍，这表明除了引力辐射外，还有另外的激变变星机制。已经提出了几种可能的机制，但没有一种得到证实。在这项工作中，我们研究是否AML所造成的摩擦之间的扩大新星信封和捐助者的明星可以占所需的AML率。采用不同的包络扩展速度，计算了典型初始参数下CV的演化。我们的研究结果表明，这种摩擦相互作用不太可能解决额外的AML问题，除非膨胀速度非常低。因此，应该有一个更有效的AML机制，在CV的演变中发挥作用。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Missed 2020 Superoutburst of the Eclipsing WD-BD Cataclysmic Variable SDSS J1433+1011
激变变星SDSS J143317.78+101123.3（P=0.054241 d（78.1分））被怀疑是一颗可能属于WZ Sge型的矮新星，但至今没有发现爆发。检查ATLAS调查的新数据显示，2020年9月爆发至少6个星等，从而证实了该物体的矮新星性质与褐矮星次级。其他项目和个别观察员在爆发前几天停止了对这一目标的监测。这一发现加强了专业测量人员和业余爱好者观测曙暮光区的价值。
2021-03-30 astro-ph.SR
Cataclysmic variables around the period-bounce: An eROSITA-enhanced multi-wavelength catalog
本研究结合eROSITA的X射线巡天数据与多波段文献数据，构建了包含192个周期极小值附近激变变星的目录，并开发了评分卡系统，成功识别出80个新候选体和5个新的周期反弹星，将其已知种群数量增至22个。
2024-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Joint SRG/eROSITA + ZTF Search: Discovery of a 97-min Period Eclipsing Cataclysmic Variable with Evidence of a Brown Dwarf Secondary
通过联合SRG/eROSITA和ZTF巡天发现了一颗新的食双星激变变星SRGeJ0411，其轨道周期约97.5分钟，供体星质量和温度特征表明它是一颗拥有棕矮星伴星的周期反弹星。
2024-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The intermediate polar cataclysmic variable GK Persei 120 years after the nova explosion: a first dynamical mass study
我们提出了一个完整的动力学研究的中间极性和矮新星激变变量GK Per（新星英仙座1901年）的基础上的多站点光学光谱和$R$波段测光活动。演化施主星的径向速度曲线具有半振幅$K_2=126.4 \pm 0.9 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$和轨道周期$P=1.996872 \pm 0.000009 \, \mathrm{d}$。我们将施主星的投影旋转速度改进为$v_\mathrm{rot} \sin i = 52 \pm 2 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，它与$K_2$一起提供施主星与白矮星的质量比$q=M_2/M_1=0.38 \pm 0.03$。我们还确定了系统的轨道倾角，通过模拟的相位折叠椭球光变曲线，并获得$i=67^{\circ} \pm 5^{\circ}$。在$68$ %置信水平下，得到的动力学质量为$M_{1}=1.03^{+0.16}_{-0.11} \, \mathrm{M}_{\odot}$和$M_2 = 0.39^{+0.07}_{-0.06} \, \mathrm{M}_{\odot}$。白矮星的动力学质量进行比较，通过建模的下降光曲线的$1901$新星事件和X射线光谱学的估计。最匹配的质量估计来自新星光变曲线模型和X射线数据分析，该分析使用了静止时和矮新星爆发时阿尔芬半径之间的比值。
2021-09-16 astro-ph.SR
Discovery of two new polars evolved past the period bounce
研究发现两个长周期磁激变变星，其供体为越过周期反弹点的低温褐矮星，低X射线光度和高空间密度为演化模型提供了新证据。
2025-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium White Dwarfs in Cataclysmic Variables
双星演化预测了一群氦核（M < 0.5 Msol）白矮星（WD），它们正在缓慢地吸积来自低质量主序星或褐矮星施主的富氢物质，轨道周期小于4小时。目前已知银河系中有四个双星在几个Gyr内达到这样的质量转移状态。尽管这些预测和观测的祖双星，仍然没有安全的情况下，氦核心WD之间的质量转移激变变量（CV）。这使我们计算出一旦吸积开始以角动量损失设定的Mdot <1 e-10 Msol/yr的速率进行，He WDs的命运。我们指出，冷的He核温度（Tc <1 e7 K）和低的Mdot导致在热核逃逸开始时积累~ 1 e-3 Msol的富氢物质。Shara和他的合作者注意到，这些巨大的累积质量可能会导致异常长的经典新星（CN）事件。对于一个典型的0.2 Msol的供体星，这样的双星只能产生几百个CNe，使得这些事件在所有CNe中非常罕见。我们计算的再加热的吸积WD，允许在静止的矮新星的WD有效温度的测量值进行比较，并提高WD地震可能是最好的方式来确认存在的He WD的可能性。我们还发现CN爆发后出现了一个非常长（> 1000年）的稳定燃烧阶段，这可能解释了RX J 0537 -7034（P_orb = 3.5 hr）和1 E 0035.4-7230（P_orb = 4.1 hr）等神秘的短轨道周期超软源。
2009-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Semi-empirical Mass-loss Rate in Short-period Cataclysmic Variables
激变变星中施主星的质量损失率在短周期激变变星的演化过程中具有重要意义。观测到的施主比相同质量的孤立单星要大，这被认为是质量损失的结果。利用CV的经验质量-半径关系，以及施主的有效温度T_2、轨道周期P和光度随恒星半径变化的同系近似，我们得到CV的半经验质量损失率M2_dot随P的变化，导出的M2_dot为~10^（-9.5）~（-10）Msun/yr，P > 90 min时对P的依赖性较弱，P < 90 min时迅速向最低值下降，符合P-T_2关系。由于由质量损失引起的与热平衡的强烈偏离，半经验M2_dot与之前的数值模型所建议的相比，与P显著不同，并且具有不太明显的转向行为。半经验P-M_2_dot关系与引力波发射引起的角动量损失一致，并强烈地表明0.075 Msun < M_2 < 0.2 Msun的CV秒数小于2 Gyrs。当应用于选定的食变星时，我们的半经验质量损失率与由白矮星的有效温度T_1导出的吸积率吻合得很好，这表明M2_dot可以用来可靠地从T_1推断T_2。基于半经验M2_dot，之前被识别为反弹后CV的SDSS 1501和1433系统尚未达到最小周期。
2010-08-05 astro-ph.SR
BV photometry of the cataclysmic variable LY UMa
Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文学研究所和国家天文台）；Department of Physics and Astronomy, Shumen University ”Episkop Konstantin Preslavski”（舒门大学“埃皮斯科普·康斯坦丁·普雷斯拉夫斯基”物理与天文学系）
通过对矮新星候选体LY UMa的BV波段测光，结合GAIA距离数据，确定其质量供体类型及星等，同时测得邻近活动星系核Mrk 153的V波段星等，验证了其激变变星属性。
2026-08-27 astro-ph.SR
The X-ray Properties of Cataclysmic Variables
激变变星是一类特殊的X射线双星，它将物质从施主星转移到致密的恒星吸积体（白矮星）。它们构成了一个实验室，用于研究吸积物理学、机制和盘理论，以及外流动力学和与周围介质的相互作用。我们对CV发射的X射线的理解在过去十年中有了很大的提高，船上的仪器现在是X射线望远镜。我们有一个更好的理解的边界层和吸积冲击，使用高灵敏度的仪器和/或光栅X射线光谱达到高光谱分辨率产生温度和速度诊断。此外，高时间分辨率利用吸积模式诊断与表征的气体流量在光盘的变化。在这里，我简要回顾了CV的X射线特性，重点介绍了中间极、矮新星和经典/复发新星。
2011-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mechanisms for magnetic braking boost and disruption: the role of irradiation-driven winds and convective turnover time spike in cataclysmic variables
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Kazan Federal University（喀山联邦大学）
本文通过MESA模型研究新星变量中磁刹车增强与破坏的机制，发现对流层尖峰和辐射驱动风对磁刹车参数有显著影响，提出i$τ$SBD MB模型解释了主序星演化特性。
2026-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Long-Period Radio Transient and Cataclysmic Variable ASKAP J1745-5051: Evidence for a 15,000 K White Dwarf and a Sub-Stellar Donor
School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（杜伦大学物理系河外天文中心）；INAF-Capodimonte Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（西班牙高等科学研究委员会））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）
本研究通过构建宽波段SED，证实ASKAP J1745-5051是一个包含15000 K白矮星和亚恒星伴星的磁激变变星，距离约320 pc，表明长周期射电瞬变源可能与激变变星中的“缺失”周期反弹体种群有关。
2026-06-27 astro-ph.SR
Observational studies of highly evolved cataclysmic variables
根据激变变星（CV）的标准演化理论，角动量损失驱动CV从较长的轨道周期演化到较短的轨道周期，直到达到最小周期（\approx 80 min）。大约在这个阶段，供体变得简并，尺寸扩大，并且系统向更长的Porb移动。理论预测，所有CV中有70%应该已经过了最小周期，并有亚恒星施主，但直到最近，还没有这样的系统被发现。我提出了一个CV显示窝藏一个亚矮供体，SDSS J1507+52的证据。由于该系统的Porb异常短，约为65分钟，而且空间速度非常高，因此SDSS J1507+52有两种起源;该系统要么是由年轻的WD/棕矮星联星形成的，要么是晕CV。为了区分这两种理论，我提出了紫外光谱，并找到一个金属性与晕起源一致。接近Pmin的系统预计会有较低的吸积速率。其中一些CV在其光谱中显示吸收，这意味着底层WD暴露。这是一个难得的机会来研究简历中的WD。我介绍了两个新的系统，SDSS J1457+51和BW Scl。尽管接近Pmin的CV应该是暗淡的，但我们发现系统对于它们的Porb来说太亮了。这样的系统是T Pyx --一个具有异常高的吸积率和光度测定的Porb < 2 hr的复发新星。T Pyx比任何其他CV在其周期内亮约2倍。然而，为了确认其演化状态，需要更可靠的时期测定。在这里，我提出了一个光谱研究，确认T Pyx作为一个短周期的CV。在这篇论文中，我将讨论这些系统可能对目前CV进化的理…
2011-05-05 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
A J-band detection of the donor star in the dwarf nova OY Carinae, and an optical detection of its `iron curtain'
P2P测光模型可用于确定食变星的双星参数，具有较高的精度。然而，光度法依赖于一些假设，迄今为止，在文献中很少有这种方法的独立检查。我们目前的时间分辨光谱的P=90.9分钟的日食激变OY船底座上的VLT的X-射手，在其中我们检测到的施主星从K-I线的J-波段。我们测量了施主星K2的径向速度振幅= 470.0 +/- 2.7 km/s，与基于测光方法的预测（470 +/- 7 km/s）一致。此外，在UVB臂的X-射手获得的光谱显示了一系列的Fe I和Fe II线的相位和速度一致的起源吸积盘。这是第一次明确的检测在光学波长的“铁幕”的光盘材料，以前曾报道掩盖了白矮星在这个系统中。这些线的速度并不跟随白矮星，反映了我们在多普勒图像中也看到的外盘的扭曲。这是外盘中相当大的径向运动的证据，以高达90公里/秒的速度朝向和远离白矮星。
2011-11-29 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables in Triples: Formation Models and New Discoveries
本研究利用Gaia数据发现至少10%的激变变星处于三重星系统中，并通过三体模拟揭示约20%的此类系统无需经历公共包络演化即可通过EKL机制形成，凸显了三重星动力学在塑造相互作用双星中的关键作用。
2025-07-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Direct Detection of the L-Dwarf Donor in WZ Sagittae
对激变变星WZ Sge的大量相位分辨$K$波段光谱的分析表明，该系统的副星似乎是一颗L矮星。以前的$K$带光谱发现，WZ Sge的CO泛音带头的发射。我们发现，从$^{\rm 12}$ CO $_{\rm (2,0)}$带头的施主星的吸收创建一个下降的$^{\rm 12}$ CO $_{\rm (2,0)}$发射功能。测量运动的这一功能在轨道周期，我们构建了一个径向速度曲线，给出了速度振幅K $_{\rm abs}$ = 520 $\pm$ 35公里s $^{\rm -1}$，与以前公布的值为这个参数。
2015-11-23 astro-ph.SR
A Speckle-Imaging Search for Close Triple Companions of Cataclysmic Binaries
大多数食灾变双星的轨道周期并不像简单理论所预期的那样经历十亿分之几的线性长期减少。相反，它们在几年到几十年的时间尺度上显示出百万分之几的增加和减少，归因于它们的捐赠者，三重伴侣或两者的磁性效应。为了直接检验三重伴星假说，我们对六个最近和最亮的激变变星进行了散斑成像调查。我们没有发现早于光谱类型M4 V的主序伴星，其分离范围为0.02”-1.2”，对应于2 - 100 AU的预测线性分离和3 - 1000年的周期。我们的结论是，主序星的三重伴星CV不是很常见，但不能排除存在的最微弱的M矮星或密切的褐矮星同伴。
2021-07-29 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
V1082-Sgr: A magnetic cataclysmic variable with a lobe-filling companion star
V1082 Sgr是一颗激变变星，其吸积光度高于$10^{34}$ erg s $^{-1}$，表明质量转移速率高于$10^{-9}M_{\odot}$ yr $^{-1}$。然而，它的K型伴星被认为是其洛希瓣（RL）的填充不足，使得高传质速率成为一个谜。在这项工作中，我们提出了一个可能的模型来解释这种差异。该系统被认为是一个中间极系统，它的K型伴星填充了它的RL。通过X射线连续谱拟合和Fe线通量比测量，估计白矮星的质量为$0.77\pm0.11M_{\odot}$。我们进行了数值模拟，以寻找可能的祖先系统。结果表明，一个在1 - 2天轨道上有1.5 - 2.5个$M_{\odot}$伴星（或在3.2 - 4.1天轨道上有1.0 - 1.4个$M_{\odot}$伴星）的双星，可以自然地演化成一个在0.86天轨道上有$\sim 0.55 \pm 0.11M_{\odot}$、Roche瓣填充伴星的激变变星。施主星的有效温度，质量转移速率，和派生的V带的幅度都与以前的观测结果是一致的。
2019-08-28 astro-ph.HE 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
eROSITA-selection of new period-bounce Cataclysmic Variables: First follow-up confirmation using TESS and SDSS
Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿基米德天体物理研究所）；University of Washington（华盛顿大学）
利用eROSITA数据，通过多波段评分卡筛选出137个周期-弹跳候选者，并确认其中的GALEX J125751.4-283015为新的周期-弹跳双星，增加了6个新系统，使总数达到39个。
2025-09-21 astro-ph.HE 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
New X-ray detections of magnetic period-bounce cataclysmic variables from XMM-Newton and SRG/eROSITA
本研究利用XMM-Newton和SRG/eROSITA数据探测磁周期反弹激变变星的X射线辐射，证实3个候选体的吸积性质并测定相关参数，为后续同类天体证认与双星演化理论研究提供新支撑。
2023-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Photometric Period of the Cataclysmic Variable HV Andromedae
本文介绍激变变星HV And的四个夜晚的时间分辨测光。我们的时间序列分析揭示了3.368 +/- 0.060小时的显著周期，以及一些低频功率。我们解释这个信号，从锯齿波的光变曲线，作为证据的超高真空和。
2011-11-01 astro-ph.SR
Radial-velocity study of the post-period minimum cataclysmic variable SDSSJ143317.78+101123.3 with an electron-multiplying CCD
利用高速低噪声的电子倍增CCD相机QUCAM 2对激变变星SDSSJ 143317.78 +101123.3进行了高时间分辨率光谱观测。Littlefair等人使用光变曲线拟合技术测量了SDSSJ 143317.78 +101123.3中的二级恒星的质量，并获得了M2=0.060+/-0.003 Msun的值，使其成为在激变变星中首次真正检测到棕矮星质量供体的三个之一。在本文中，我们提出了一个动态测量支持这一重要结果。我们从H α发射线的翅膀运动测量了白矮星的径向速度半振幅，得到K_1 =34+/-4 km/s，与Littlefair等人预言的K_1 =35+/-2 km/s的值非常一致。的模型。
2009-05-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Classifying optical (out)bursts in cataclysmic variables: the distinct observational characteristics of dwarf novae, micronovae, stellar flares and magnetic gating
本研究针对激变变星光学增亮事件分类模糊的问题，通过时间尺度和能量参数区分不同爆发类型，证实微新星与磁门控爆发为独立现象，构建了诊断分类图，并在新发现的中介激变变星上验证了方法有效性。
2024-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Population Synthesis of Cataclysmic Variables: I. Inclusion of Detailed Nuclear Evolution
我们已经进行了广泛的人口综合研究的合奏性质的现今人口的激变变量（PDCV），考虑到核演化的高质量捐助者接近分叉和动力学不稳定的限制。假设中断的磁制动范例，我们确认了许多与观察到的CV人口的一般功能，并发现巨大的多样性，在其长期的属性。我们预测，Porb > 6小时的非磁性CV中有近一半至少是轻度进化的（即，大于其MS关闭年龄的一半）。这些系统中的一些有助于在周期间隙中观察到的PDCV群体。我们还看到，在“最小周期”检测CV的概率提高了两倍。该尖峰非常窄（约5分钟），并且由于WD质量的光谱以及部分由于供体的演变而衰减。我们的合成意味着，超紧凑CV（如AM CV）的数量应该会迅速下降。我们发现0.05%到1%的PDCV可能是UC，因此CV通道可能不是UC固有群体的主要贡献者（特别是对于Porb < 30分钟）。最后，我们的研究结果的初步分析表明，WD在PDCV经历了一个净增益的质量小于约0.1 Msun的高传质速率的结果，在其早期的演变。
2016-07-21 astro-ph.SR
New insights into the helium star formation channel of AM CVn systems with explanations of Gaia14aae and ZTFJ1637+49
我们模拟了富氦恒星与太阳金属丰度（$X=0.7,\:Z=0.02$）的祖星，通过氦星形成通道演化形成AM Canum Venaticorum系统，旨在解释Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49的观测特性。我们发现，半简并，H-耗尽（$X\leq 10^{-5}$），他丰富的（$Y\approx0.98$）捐助者可以形成一个共同的信封演变（CEE）阶段后，如果使用额外的能源来弹出共同的信封，或不同的形式主义的CEE实施。我们使用剑桥恒星演化代码跟踪了CEE阶段后此类双星系统的演化，当它们由He星和白矮星吸积器组成时，并报告了施主的质量，半径和质量转移率，系统的轨道周期以及Gaia 14 aae和ZTFJ 1637 +49光谱中缺乏氢与我们模拟的轨迹匹配良好，其中，在CEE阶段之后，罗氏瓣溢出不仅由由于引力波辐射（$\mathrm{AML_{GR}}$）引起的角动量损失（AML）控制，而且还由由于施主中的$α-Ω$发电机引起的附加AML控制。这个额外的AML是仿照我们的双发电机（DD）模型的磁制动在捐助者的明星。我们解释说，这个额外的AML只是一个后果，扩展的DD模型从典型的灾难性的变量捐助者演变的捐助者。我们表明，我们的建模轨迹与Gaia 14 aae或ZTFJ 1637 +49匹配，如果系统仅用$\mathrm{AML_{GR}}$建模。
2022-12-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
He-star donor AM CVn stars and their progenitors as LISA sources
AMCVn型超紧激变变星是未来空间引力波探测器如激光干涉仪空间天线（LISA）的重要验证源。我们的模型与He星捐助者的AM CVn星的现今银河系人口。这样的种群早就被认为存在，尽管目前只知道几个候选人。我们采用的混合动力方法的二进制人口合成（BPS）相结合的人口的即时前体的AM CVn星的快速BPS代码与随后的跟踪其演变的一个完整的进化代码的模拟。该模型预测，目前的出生率的氦供体AM CVn星在银河系是$4.6\times 10^{-4}$每年和银河系可能拥有约112000对象的这一类具有轨道周期小于42-43分钟。前景的混乱限制和仪器噪声的LISA防止发现更长的周期系统在引力波。我们发现，在4年的任务中，LISA可以探测到大约500个信噪比（S/N）>5的He星AM CVns。在距太阳1千秒差距内，可能存在多达130个周期在同一范围内的He星AM CVns，如果在电磁波谱中检测到，它们可以作为验证双星。在银河系中，也有大约14800颗AM CVn恒星的直接前体。它们是一个分离的系统，有一颗剥离的低质量He星和一颗白矮星伴星，其中大约75颗可能被LISA在任务期间观测到。
2022-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE 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 Phenomenological Model for the Light Curve of three Quiescent Low-inclination Dwarf Novae and one Pre-Cataclysmic Variable
我们使用光变曲线程序XRBinary模拟了三个低倾角激变变星（CV）：1RXS\，J0632 +2536（J0632+2536），RZ\，Leo，TW\，Vir和CV前WD\，1144 +011的静态K2光变曲线。使用非线性拟合代码NMfit获得优化的光变曲线模型，并通过Phoebe 2.0进行可视化。J0632+2536的盘模型表明，盘边缘的一个热点足以描述其光变曲线，而另外两个矮新星（DN）：RZ\，Leo和TW\，Vir需要两个热点。WD 1144 +011的一个典型的前CV模型具有弱的辐照效应，可以解释它的单峰调制，新观察到的光谱证实了它以前的分类。对DN的综合分析清楚地表明，双峰调制的相位零点发生在次极小值附近，而主峰主要是由盘边缘的热点引起的。静态盘具有平坦的温度分布，功率指数为$\sim0.11$。RZ1，Leo的盘模型意味着一个截短的盘，支持其先前推测的中间极地（IP）分类。除RZ、Leo的IP模型缺少与推断的吸积幕相关的分量外，J0632+2536、TW、Vir和WD、1144 +011的模型与Gaia任务的结果一致。这三颗DN星的质量和半径与CV施主星的半经验关系式一致，但它们的有效温度高于预测值。辐射的捐助星的调查，以解释这种差异。
2018-08-19 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
Population types of cataclysmic variables in the solar neighbourhood
首次计算了太阳附近159颗激变变星的银河系轨道参数，并利用已发表的运动学参数确定了它们的星族类型。星群分析显示，样本中约有6%的激变变星是银河系厚盘组成部分的成员。该值与从星计数分析获得的分数一致。样本中的其余系统被发现位于银河系的薄圆盘组件中。我们的分析显示，在太阳附近没有光环CV。大约60%的厚盘CV的轨道周期低于轨道周期间隙。这一结果与灾变变量的人口合成模型的预测大致一致。利用最可能的厚盘CV的总空间速度色散，得到了13 Gyr的运动学年龄，这与银河系厚盘成分的年龄一致。
2012-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
