The Radial Velocity Variability of the K-giant Gamma Draconis: Stellar Variability Masquerading as a Planet
我们提出了从2003年到2017年对Gamma Dra进行的精确恒星径向速度测量。2003 - 2011年的数据显示出连贯的、长寿命的变化，周期为702 d。这些变化与行星伴星的存在是一致的，它的轨道特性是在演化恒星周围发现的典型巨行星。对依巴谷测光、Ca II S指数测量和这段时间内的谱线形状测量的分析表明，行星的径向速度没有变化，这似乎“证实”了行星的存在。然而，2011 - 2017年的径向速度测量似乎反驳了这一点。从2011年到2013年，径向速度变化几乎消失，只在2014年恢复，但有明显的相移。总径向速度的变化与~ 10.6年时间尺度上的振幅变化一致，也与666 d和801 d两个周期之间的拍频效应一致。这两个信号似乎都不太可能来自一个双行星系统。一个简单的动力学分析表明，只有1- 2%的机会，这两颗行星是稳定的。相反，我们认为，这种多周期性的行为可能代表了一种新形式的恒星变化，可能与振荡对流模式。如果这种内在的恒星变化在K巨星周围很常见，并归因于行星伴星，那么这些恒星中行星的出现率可能比想象的要低得多。
2018-01-16 astro-ph.SR
Modelling of variability of the chemically peculiar star phi Draconis
背景：恒星大气中较重化学元素的存在影响恒星的光谱能量分布（SED）。这些元素的不均匀表面分布，再加上通量重新分布和恒星自转，通常被认为是化学奇特（CP）星变化的主要原因。目的：我们的目标是建立CP星PHI Dra的光度变化模型，基于重元素表面分布不均匀的假设，并将其与观测到的恒星变化进行比较。我们还打算确定的过程中，最显着的光度变化。研究方法：我们使用网格的TLUSTY模型大气和SYNSPEC代码模拟从不同的化学成分的PHI Dra的各个表面元素出现的辐射通量。我们整合新兴的通量在可见光表面的恒星在整个旋转周期的不同阶段，合成理论光变曲线的恒星在几个光谱波段。结果：在可见光区和近紫外区的合成光变曲线与观测到的恒星光变曲线非常一致。缺乏可用的远紫外测量的恒星排除了任何结论，我们的模型在这个光谱区域的正确性。我们还获得了194个新的PHI Dra的BVRI观测，并将其旋转周期改进为P=1.716500（2）。结论：我们表明，元素的不均匀分布，流量重新分配，和旋转的恒星是完全能够解释恒星的可见光和近紫外光区的变化。磁通再分布主要是由硅的束缚-自由转变和铁的束缚-束缚转变引起的。
2015-10-05 astro-ph.SR
Spectroscopic view on the outburst activity of the symbiotic binary AG Draconis
利用爱沙尼亚塔尔图天文台1.5米望远镜获得的500多个光谱，对黄色共生星AG Dra光谱中发射线的变化进行了超过14年（1997 - 2011年）的研究。所涵盖的时间间隔包括2006年开始的AG Dra的主要（冷）爆发。主要发现如下：（i）从光发射谱线的变化可以区分AG Dra的冷爆发和热爆发：（ii）在冷爆发期间，$λ\,6825$处的OVI喇曼散射发射谱线几乎消失：（iii）低激发发射谱线在冷爆发期间没有明显变化，但在热爆发时变化很大，并且随轨道运动而变化;（iv）AG Dra的变化与原型共生星Z的变化相似，这表明为后者提出的“组合新星”模型也可能是AG Dra爆发行为的原因。
2015-12-10 astro-ph.SR
EX Draconis: Using Eclipses to Separate Outside-In and Inside-Out Outbursts
我们提出了一个在TESS周期14和15期间在吸积白矮星EX Dra的食的研究。在这个数据集中出现的两次爆发期间，日食在日食深度/日食外通量空间中经历了一个滞后循环。在每一种情况下，执行循环的方向强烈地表明在吸积盘的内边缘附近触发并向外传播的爆发。这反过来又表明，在EX Dra的爆发是“内向外”的爆发;事件预测的矮新星吸积盘以前的流体动力学研究，并证实了光谱在其他一些吸积白矮星系统。因此，我们建议，在日食深度/出日食通量空间执行的循环的方向被用来作为一个测试，以区分“内出”和“外在”爆发在其他食矮新星的现象，一个可靠的和纯粹的光度测试，以区分这些现象。
2020-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field topology, chemical spot distributions and photometric variability of the Ap star phi Draconis
多星phi Dra的主要组成部分是北天最明亮的磁性化学特殊恒星之一。在这里，我们报告的旋转光度变化，二元性，磁场几何形状，和表面化学斑点结构的这颗星的综合研究结果。基于一年的TESS几乎连续的空间观测，我们导出了精确的测光旋转周期为1.71650213（21）d，并发现由于光的时间旅行效应，恒星光变曲线与127.9-d双星轨道的相位发生调制。我们修正了双星轨道的参数，并检测了次级的光谱贡献。的层析成像映射技术被应用到平均强度和圆偏振配置文件来自Narval高分辨率spectropolarimetric观测。该分析产生了全球磁场拓扑的详细地图以及Si、Cr和Fe丰度的表面分布。磁映射表明，表面场结构的phi Dra是占主导地位的畸变偶极分量的峰值场强为1.4千克和大的不对称性之间的极。化学地图显示，在围绕磁赤道和旋转赤道交叉点的一系列斑点中，Cr、Fe和Si（在较小程度上）增强。这些化学斑点的几何形状与局部场强或场倾斜度不直接相关。
2022-01-07 astro-ph.SR
Revisiting BV & BW Draconis: Detailed Study of Intriguing Multiple System
Astronomical Observatory Institute, Faculty of Physics and Astronomy, A. Mickiewicz University（波兹南米科维奇大学物理与天文学学院天文台研究所）
本研究针对天龙座BV与BW星系统，利用新测光与光谱数据构建模型，确认该系统双星对的食时刻变异性，发现BW星表面存在星斑及行为可能与周期变化相关。
2026-08-07 astro-ph.SR
Magnetic field and radial velocities of the star Chi Draconis A
我们提出了高分辨率光谱偏振观测的光谱二智德拉。光谱中的主要组成部分赤子星A的谱线显示出可变的塞曼位移，这证实了早期关于这颗恒星表面存在弱磁场的建议。在我们观测的大约2年的时间基准内，磁场的纵向分量BL表现出从-11.5 +/- 2.5 G到+11.1 +/- 2.1 G的变化，周期大约为23天。考虑到Chi DraA在文献中的旋转速度和在这项工作中新测量的旋转速度，这种变化可以在磁场是全局稳定的假设下用恒星旋转来解释。我们的径向速度（RV）的高分辨率的I-光谱的Chi Dra A的新的测量细化的轨道参数，并揭示从轨道曲线的RV的持续偏差。我们怀疑，这些偏差可能是由于当地的磁场产生的斑点，脉动，或一个行星大小的行星绕系统的影响。
2017-09-26 astro-ph.SR
Resolving different sources of fast X-ray variability of the dwarf nova RU Peg in quiescence
我们分析了由XMM-Newton拍摄的矮星新星RU Peg的X射线光变曲线，持续时间为46300 s。功率密度谱具有复杂的形状，包含两个红噪声和两个白噪声分量，表明存在两个湍流区。我们开发了一个统计的“玩具模型”来研究光变曲线的变化所产生的不稳定的湍流吸积流从内盘。我们的结果与圆盘截断半径最大为0.8 x 10^9 cm的结果一致。我们发现，任何在内部盘的粘性质量吸积的波动是可见的紫外和X射线的变化具有相同的中断频率的功率密度谱。这个过程会产生低频变异性。第二次破裂表明存在一个更快的X射线变化分量，它必须由另一个过程产生，可能位于内盘和白矮星之间。
2013-11-29 astro-ph.SR
Photometric variability of the nova-like object V380 Oph in 1976-2016
我们结合了对类新星变星V380 Oph的摄影、光电和CCD观测，得到了一个跨越40年时间范围的光变曲线。虽然V380 Oph的典型高态亮度为R~14.5，但在1979年（B_pg~17.5）和2015年（R~19）发现的两个低亮度事件证实了它被归类为VY Scl型“反矮星新星”。对2002年至2016年期间获得的光电和CCD V和B观测的傅立叶周期分析显示，存在两个周期0.148167 d和4.287 d，这可能与负超级峰和盘进动有关。我们还比较了在相同的板与虹膜显微光度计和平板扫描仪获得的测量结果，并发现在摄影测光的预期精度的协议。
2016-05-04 astro-ph.SR
Orbital and stochastic far-UV variability in the nova-like system V3885 Sgr
分析了FUSE卫星高时间分辨的时间标记光谱数据，建立了类新星激变变星双星V3885 Sgr的远紫外吸收线特征。我们确定的时间行为的低（Ly_beta，CIII，NIII）和高（SIV，PV，OVI）离子种类，并突出显示相应的轨道相位调制的变化，在这些线。平均而言，吸收槽是蓝移，由于低速盘风流出。吸收线中的非常快速（~ 5分钟）的波动是孤立的，这是随机密度变化的指示。计算了FUV谱线的多普勒层析图，为气流与吸积盘相互作用的结构提供了证据。我们的结论是，线的深度和速度的变化作为轨道相位的函数是一致的不对称性，其起源于一个线发射，本地化的磁盘流相互作用区域。
2011-10-12 astro-ph.SR
Recurrent and symbiotic novae in the OGLE data
我们分析了两个银河系复发新星（V745 Sco和V3890 Sgr）和一个大麦云云对象（新星LMC 1990 b）观察了几年的光学引力透镜实验（OGLE）巡天的长期光学测光。我们没有发现与先前声称的V745 Sco的轨道周期的变化。这将使基于该值的先前发现无效（例如，距离确定）。这个物体的静止变化主要是由红巨星二级的半规则脉动（周期为136.5和77.4 d）。新星LMC 1990 b的光度测定揭示了2010年的一次未被注意的爆发和类似日食的平静期变化，周期为1.26432（8）d。光度学特性使该对象与U Sco非常相似。最后，我们描述了两个可能的共生新星，V5590 Sgr和OGLE-2011-BLG-1444的爆发。V5590 Sgr的伴星是一颗脉动周期为236 d的Mira星。
2014-07-18 astro-ph.SR
A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, {\upsilon} Andromedae and 42 Draconis
研究系外行星的宿主恒星对于建立围绕各种类型恒星的系外行星之间的联系以及了解恒星和系外行星各自的演化至关重要。利用干涉测量数据得到的边缘变暗直径（LDD），我们确定了四颗系外行星宿主星的基本参数。我们对F4主序星天鹅座θ星特别感兴趣，开普勒最近揭示了它的类太阳振荡，这是这类恒星所没有预料到的。此外，最近的光度和光谱测量与SOPHIE和OHP（OHP）显示的准周期径向速度\sim 150天的证据。这种径向速度周期性变化的模型预测，要么是一个复杂的行星系统围绕恒星运行，要么是一个新的和未知的恒星脉动模式。我们用VEGA/CHARA（Mount Wilson，California）在几个三望远镜配置中对天鹅座θ、仙女座14、仙女座{ \upsilon }和天龙座42进行了两年的干涉观测。我们测量了精确的肢体变暗的直径，并根据经验定律推导出它们的半径、质量和温度。我们获得了14 And，{ \upsilon } And和42 Dra星的新的精确的基本参数.我们还获得了最小精度为\sim 1.3%的边缘变暗直径，导致14 And b，{ \upsilon And b和42 Dra b的最小行星质量分别为Msini=5.33 \pm 0.57，0.62 \pm 0.09和3.79 \pm 0.29 MJup。θ Cyg的干涉测量显示了至今仍无法解释的显著的直径变化。我们建议，这些差异的干涉数据的…
2012-08-19 astro-ph.SR
Multiwavelength Campaign Observations of a Young Solar-type Star, EK Draconis. III. Comparison between Starspot Mapping, Zeeman Doppler Imaging, and Multiwavelength Variability
Hitotsubashi University（一桥大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Hakubi Center for Advanced Research, Kyoto University（京都大学博雅研究高级中心）；Department of Physics, Kyoto University（京都大学物理学系）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Department of Physics, The Catholic University of America（美利坚天主教大学物理学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan, NINS（日本国立天文台科学部）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理与行星学研究所在）；Department of Physics, American University（美国大学物理学系）
本研究通过多波段观测分析EK Dra的星斑与磁场关系，揭示了日冕喷射与超闪焰的关联，并量化了活跃恒星的XUV辐射对系外行星大气演化的意义。
2026-02-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Differences in the fast optical variability of the dwarf nova V1504 Cyg between quiescence and outbursts detected in Kepler data and simulations of the rms-flux relations
分析了开普勒望远镜拍摄的SU UMa型矮新星V1504 Cyg的光学光变曲线，以研究其快速光变（闪烁）。我们计算了两个不同阶段的活动，即平静和定期爆发的功率密度谱和均方根通量关系。在这两个活动阶段的多分量功率密度谱与两个突破频率。均方根-通量关系仅在静态数据中才明显。然而，虽然所有爆发数据的收集没有显示这种变化，但在大多数情况下，每个单独的爆发都显示出这种变化，使均方根值大致保持在相同的间隔内。此外，还对从超级周期开始、中间和结束时采集的平静期和定期爆发的光变曲线子样本进行了相同的分析。每个光变曲线子样本显示相同的多分量功率密度谱。在超循环的中断频率的稳定性，可以确认为所有的频率，除了在爆发期间的高中断频率，这表明可变性，但与相当低的置信度。最后，低断裂频率可以与几何上薄的盘或其内边缘相关联，而高断裂频率可以源自内部几何上厚的热盘。此外，我们的统计方法来模拟闪烁的光变曲线，我们表明，V1504 Cyg的爆发闪烁的光变曲线需要一个额外的恒定通量水平来解释所观察到的均方根通量行为。因此，在爆发期间，应该存在另一个非湍流辐射源。
2015-05-20 astro-ph.SR
The recurrent nova RS Oph - simultaneous B and V band observations of the flickering variability
我们进行了48.6小时（在28个晚上）的同时B和V波段观测的闪烁变化的经常性新星RS Oph在平静。在我们观察期间，系统的亮度在13.2 > B > 11.1之间变化，颜色在0.86 < B-V < 1.33范围内变化。我们发现，RS~Oph变得更蓝，因为它变得更亮，然而，热分量变得更红，因为它变得更亮（假设红巨星是不变的）。在所有的运行过程中，RS Oph在B波段表现出幅度为0.16 - 0.59 mag的闪烁。对于闪烁源，我们发现它的颜色为-0.14 < B-V < 0.40，温度范围为7200 < T_fl < 18900，平均半径为1.1 < R_fl < 6.7 R_sun。我们没有发现闪烁的温度和亮度之间的相关性。然而，我们确实发现了B波段幅度和闪烁源的平均半径之间的强相关性（相关系数0.81，显著性1.1x10^{-7}）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。闪烁的持续存在表明白矮星正在为下一次爆发积极地吸积物质。
2018-07-04 astro-ph.SR
NSV 1907 - A new eclipsing, nova-like cataclysmic variable
NSV 1907，以前在变星表中被列为不规则变星，在卡特琳娜巡天周期变星表中被归类为大陵型食双星。我们已经确定了NSV 1907作为一个紫外线（UV）明亮的来源，使用GALEX空间望远镜的测量，并检测到明显的日食外的变化，从卡特琳娜巡天的档案测光数据，这激发了更密切的检查对象。获得了光谱和广泛的多色光度观测，从中我们推断NSV 1907是一颗深度食、类似新星的激变变星。除了轨道变化（周期为P ~ 6.63小时的深食）外，还观察到平均亮度的变化和不规则的短期变化（闪烁）。在相位φ ~ 0.5处存在一个次极小值，这表明伴星对系统的光通量有重要贡献。我们发现可能的证据正弦变化的周期为P ~ 4.2 d，我们解释为节的吸积盘的岁差周期。CSS或我们的光度监测期间均未检测到爆发或VY Scl样亮度下降。由于它的光谱特征和观测到的变化模式，我们建议NSV 1907作为一个新的中等明亮的长周期SW Sextantis星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2016-08-26 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 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
Spectroscopic and photometric observations of Symbiotic Nova PU Vul during 2009-2016
一组新的低分辨率光谱和UBVJHKL光度观测的共生新星PU Vul。这对双星在1977年共生新星爆发后仍在进化，现在它处于星云阶段。发现1977年以后的第三个轨道周期的光变曲线变化较大。现在，PU Vul的光变曲线呈正弦波（U波段振幅约为0.7等），这是典型的共生星静止状态。由于冷组分脉动而引起的亮度变化现在在VRI光变曲线中清晰可见。脉动幅度从V波段的0.5等增加到I波段的0.8等。这两种类型的可变性，以及一个非常缓慢的变化，由于1979年爆发后的演变热组分的物理参数，影响系统的光谱能量分布。发射谱线的变化是非常复杂的。只有氢线通量随轨道相位变化。第三个轨道周期的一个重要特征是OVI，6828 A拉曼散射线的首次出现。我们用Zanstra方法测定了He Ⅱ 4686谱线的热组分温度。我们的估计是大约150000 K的光谱在2014年获得的轨道最大值附近。在脉动极小值附近导出的VO光谱指数对应于PU Vul冷分量的M6光谱类。
2018-03-15 astro-ph.SR
A TESS View of Post-Eruption Variability in the Novae V1405 Cas,V1716 Sco, and V1674 Her
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔希林国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）；Advanced Technologies Research Institute, Faculty of Materials Science and Technology in Trnava, Slovak University of Technology in Bratislava（布拉迪斯拉发斯洛伐克技术大学特伦材料科学与技术学院先进技术研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（帕多瓦天文台）；Department of Astronomy, University of Wisconsin（威斯康星大学天文学系）
研究利用开普勒数据分析三颗新星爆发后的轨道和白矮星自转周期变化，发现V1405 Cas的自转周期及快速自转减缓率，揭示磁力驱动的X射线发光机制，挑战传统双星演化模型。
2026-03-17 astro-ph.SR
2MASS J01074282+4845188: a new nova-like cataclysmic star with a deep eclipse
我们提出的VRI测光和低分辨率光谱的对象2MASS J01074282 + 4845188。月食的V形，颜色指数的相位变化以及食前驼峰的存在，静止和闪烁使我们可以得出结论，它是一颗像新星一样的灾难性恒星。这是由观察到的宽发射Halpha线支持的。其单一的轮廓与一个相对狭窄的FWHM，但大FWZI是典型的新星样变量的SW性别亚型。观测到的深蚀使新发现的激变星2MASS J01074282 + 4845188成为未来研究的有趣对象。
2011-06-10 astro-ph.SR
Life after eruption - II. The eclipsing old nova V728 Scorpii
最近通过光度学和光谱学观测发现了老新星V728 Sco，这是在新星爆发150年后。的光谱特性指向一个高倾角的系统与一个相对较低的传质速率。本文证明该天体是一个轨道周期为3.32小时的食系统。它增强了长期的变异性，可以解释为“发育不良”的矮新星型爆发。利用食入和食出的时间，我们可以计算出中心天体的半径。后者比白矮星要大得多，我们认为它有一个热的内盘。模型的行为后新星的影响进行了讨论。
2013-02-22 astro-ph.SR
The rms-flux relation in accreting white dwarfs: another nova-like variable and the first dwarf nova
本文报道了在两个吸积的白矮星双星系统：V1504 Cyg和KIC 8751494中探测到的均方根通量线性关系。均方根-通量关系将光变曲线的绝对均方根（rms）变化与其平均通量联系起来。分析的光变曲线是用开普勒卫星在58.8秒的节奏下获得的。均方根通量关系以前只在另一个激变变量MV Lyr中检测到。这一结果加强了普遍存在的线性均方根通量关系作为吸积引起的变化的一个特征属性，因为它已被观察到在几个黑洞双星，中子星双星和活动星系核。此外，它在V1504天鹅座的检测是第一次均方根流量的关系已被检测到在一个矮新星型CV在平静。这一结果，加上以前的研究，因此指向一个共同的物理起源的吸积引起的变化，独立的大小，质量或类型的中央吸积致密物体。
2015-01-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical Flickering of the recurrent nova RS Ophiuchi: amplitude - flux relation
我们报告了共生周期新星RS~Oph在五个波段（$UBVRI$）静止时的闪烁变化的观测结果。我们发现的峰-峰闪烁幅度（$ΔF$）和热分量（$F_{\rm av}$）的平均通量之间的相关性的证据。相关性非常显著，相关系数为0.85，$p$值为~ $\sim 10^{-20}$。结合所有波段的数据，我们发现RS~Oph的$UBVRI$闪烁与$ΔF \propto F^k_{\rm av}$类型的关系，其指数为$k = 1.02 \pm 0.04$。因此，变化幅度和热分量的平均通量之间的关系符合线性。闪烁的均方根幅度平均为$F_{\rm av}$的8%（$\pm2$百分比）。探测到的相关性类似于在吸积黑洞/中子星和激变变星中发现的相关性。并对可能的原因进行了简要的讨论。这些数据可应作者的要求提供。
2015-05-21 astro-ph.SR
Difference between the optical flickering colours of cataclysmic variables and symbiotic recurrent novae
我们进行了同时观察3个波段（UBV）的闪烁变化的经常性新星RS Oph和T CrB在静止。使用新的和已发表的数据，我们比较的颜色闪烁的灾难性的变量和共生经常新星。我们发现在这两种类型的吸积白矮星的闪烁源的颜色之间的差异。对于（U-B）与（B-V）图上的$(U-B)_0$颜色和$p \approx 3 \times 10^{-5}$分布，检测到的差异与$ p-value \approx 2 \times 10^{-6}$具有高度显著性。并简要讨论了可能的物理原因。这些数据可应作者的要求提供。
2015-02-10 astro-ph.SR
Discovery of a new classical nova shell around a nova-like cataclysmic variable
IPHASXJ 210205 +471015是一个可能的行星状星云，其形态和光谱与围绕矮新星的经典新星壳ATCnc惊人地相似。为了研究它的真实性质，我们获得了高分辨率的窄带[O III]和[N II]图像和深GTC OSIRIS光谱。该星云显示出一个明显富含氮的[N II]-明亮结弧，而[O III]-明亮的弓形激波正在整个ISM中发展。诊断线比表明，冲击与弧和弓激波。这个星云的中心恒星已经通过其光度变化被识别出来。这个源的时间分辨光度和光谱数据揭示了一个4.26小时的周期，这是由于一个双星系统。它的光谱与RWSex非常相似，后者是一颗类似UXUMa新星（NL）的激变变星（CV）。基于这些结果，我们认为IPHASX J210205+471015是在平静态CV-NL系统周围观察到的经典新星壳层。
2018-03-14 astro-ph.SR
Possible dwarf nova on the Digitized Sky Survey plates
我报告在天蝎座发现了一颗新的明亮的变星。它很可能是恒星OGLE BUL-SC23 396060，位置（J2000.0）：RA 17：57：59.75，DEC-31：38：07.4。幅度范围为14.4（B）- 21.7（V）。在60年前制作的两张数字化帕洛玛巡天照相底片上，可以看到可能的爆发。该天体在AAVSO VSX中被登记为一颗变星，名称为罗曼诺夫V1，编号为UG：variability type。
2018-09-10 astro-ph.SR
Identification of SRGt 062340.2-265715 as a bright, strongly variable, novalike cataclysmic variable
我们报告的识别和后续的瞬态SRG 062340.2-265715检测与船上的Spektrum-Roentgen-Gamma任务的仪器。G=12.5对应物的光谱学将其确定为距离为495 pc的新星激变变星（CV）。一个非常显著的TESS周期为3.941小时，初步确定为双星的轨道周期，但两年后用TESS重新观测该物体时，没有发现。较新的高节奏TESS数据显示准周期振荡约25分钟，而基于地面的测光表明周期性的变化在32分钟。位于非常稀疏的地区的颜色星等图，涉及X射线和光学的大小和颜色，新的对象可能是X射线underlighting磁CV，中间极性，或overlighting磁CV。由于缺乏唯一识别的自旋和轨道周期，无法进行最终分类。该系统产生X射线的位置L（X，bol）= 4.8 x 10^{32} erg/s，由于其在长时间和短时间尺度上的高度可变性，仍有待了解。
2021-06-28 astro-ph.SR
A Far-UV Variability Survey of the Globular Cluster M80
我们已经在M80的核心区域寻找了可变的来源，使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机拍摄的远紫外线数据。我们发现三个来源在我们的数据中表现出强烈的变化迹象。其中之一是源TDK1，我们认为它是一颗RR型天琴座恒星，在我们的观测期间达到了最大亮度。光变曲线显示，在约5小时的过程中，一个>3 mag的FUV增亮，估计峰值亮度约为16.7 mag，随后下降到约20 mag。WFPC 2获得的存档光学数据证实，TDK 1在所有波段都是可变的。TDK 1的SED与温度T（eff）= 6700 K、半径R= 4.2 R（太阳）的恒星相当吻合，这与它是一颗RR型天琴座的说法一致。根据另外两颗变星的光度和光变特征，我们认为TDK2可能是一颗周期约为55分钟的凤凰SX星，TDK3可能是另一颗天琴座RR星。最后，我们简要地讨论了FUV对应的两个以前已知的变量在M80，经典新星T斯科和矮新星DN1。
2010-03-23 astro-ph.SR
BV photometric observations of the flickering of the dwarf nova RX And
本文报道了矮新星RX和的两个波段（B和V）的夜内光变的测光结果。这些观测是在2022年11月至12月的三个晚上在罗真国家天文台的50/70厘米施密特望远镜上进行的。观测结果表明，当恒星处于暗态（m_V=13.5）时，B波段的闪烁幅度约为0.5mag，而当恒星处于亮态（m_V=10.9）时，闪烁幅度要小得多（小于0.1mag）。高态的质量吸积率估计为$1.2 \times 10^{-9}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ .结合我们的数据和GAIA距离，我们发现在RX~和光谱类型K6 V-K7 V的质量施主。这些数据可应作者的要求提供。
2023-03-15 astro-ph.SR
UBVRI observations of the flickering of the dwarf nova RX And
我们报告的闪烁变化的矮新星RX和五个波段（UBVRI）的两个晚上的观测。在2019年10月25日，恒星的亮度为$B\approx 13.9$等，闪烁的幅度为0.47等，我们估计闪烁源温度$T_{fl} = 10700 \pm 400$ K和半径$R_{fl} =0.046 \pm 0.004$ $R_\odot$。在2020年1月2日，这颗恒星的亮度约为3等（$B \approx 10.7$），闪烁的幅度明显较低（0.07等），我们推导出闪烁源$T_{fl} = 9600 \pm 700$ K和半径$R_{fl} = 0.098 \pm 0.009$ $R_\odot$。结果表明，恒星的3个星等增亮使闪烁源的半径增加了一倍。这些数据可应作者的要求提供。
2021-04-26 astro-ph.SR
Precise Measures of Orbital Period, Before and After Nova Eruption for QZ Aurigae
对于普通的经典新星御夫座QZ（1964年爆发），我们报告了1912- 2016年的1317个星等，包括在爆发前很久在档案摄影板上检测到的四次日食。我们对喷发前和喷发后的轨道周期都有准确和可靠的测量，我们发现轨道周期减少了，在整个喷发过程中的分数变化为-290.71+-0.28ppm，轨道必然会变小。此外，我们还发现，从1912- 1981年，在日食和喷发之外的光变曲线在B=17.14附近是平坦的，此后，平均光变曲线开始衰减到B=17.49，变化很大。QZ Aur是一个强有力的反例，反对冬眠模型的灾变变量的演变，该模型要求所有新星的周期在爆发期间增加。在喷发过程中，由于喷出物的质量不平衡，很容易导致周期的大幅度下降，这在不对称的新星壳层中很常见。
2019-05-02 astro-ph.SR
Flows and Shocks: Some Recent Developments in Symbiotic Star and Nova Research
在过去的十年左右，基于多波长数据，我们对共生双星和新星爆发的理解有了一些令人惊讶的发展。例如，共生恒星的白矮星上没有燃烧的外壳，通过它们的X射线发射，紫外线过剩和紫外线变化已经被揭示出来。这些纯粹由吸积提供动力的共生星的光学发射线比那些燃烧外壳的恒星弱得多，因此更难发现。然而，它们可能像燃烧外壳的共生星一样多。有趣的是，这两种类型的共生恒星都能够驱动强烈的外流，导致碰撞风X射线发射和空间分辨喷流。对于新星爆发，最令人惊讶的发现是它们能够加速粒子，费米探测到的新星是短暂的GeV伽马射线源。对于激变变星中的新星爆发，这意味着内部冲击，在缓慢、密集的外流和快速的外流或风之间。冲击波的其他特征包括热X射线和非热无线电发射，在新星的早期阶段，很大一部分光发射可能是由冲击波驱动的。射电（V959 Mon）和HST（V959 Mon和T Pyx）在各自爆发的几年内拍摄到的新星壳的图像表明，新星的喷出物通常可能由赤道环和双极流出物组成。
2017-02-20 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
Rms-flux relation and fast optical variability simulations of the nova-like system MV Lyr
类新星系统（激变变星的子类）MV Lyr的随机变化（闪烁）产生了一个复杂的功率密度谱，有四个中断频率。Scaringi等人（2012年）分析了MV Lyr的高节奏开普勒数据，这些数据几乎连续600多天，为研究宽频率范围内的多组分功率密度谱（PDS）提供了独特的机会。我们模拟了这种变化与我们的统计模型的基础上，通过离散的湍流体与指数分布的尺寸尺度的圆盘角动量输运。使用了两种不同的模型，一个完整的圆盘（从白矮星发展到外径约10^10 cm）和一个径向薄的圆盘（距离白矮星约10^10 cm的环），模仿了圆盘的外缘。我们成功地解释了两个最低的观察到的断裂频率假设为0.5和0.9倍的主罗氏瓣和α参数为0.1-0.4的光盘半径的典型值。观测到的最高断裂频率也被建模，但具有相当小的吸积盘，半径为主罗氏瓣的0.3倍，α值为0.9，与Scaringi（2014）之前的发现一致。光变曲线呈现出典型的均方根-通量比例线性关系和对数正态分布。由于湍流过程产生的波动，通过光盘传播的质量吸积，这证实了一般的知识，典型的均方根通量关系主要是由这些波动产生。一般来说，较大的叠加耀斑产生较高的均方根值，这与较大的流量所表示的较高的质量吸积率是一致的。
2014-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hunt for the mHz variability in the TESS and XMM-Newton observations of nova-like cataclysmic variables
本研究利用TESS与XMM-Newton数据搜寻类新星激变变星的mHz级光变，发现新的光学拐点频率集中在1 mHz附近，揭示其与吸积盘中心相关，并探讨了该频率的演化特征及与白矮星质量相关性的检验结果。
2025-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
OGLE-BLG504.12.201843: A possible extreme dwarf nova
我们提出了现有的光学光度学和新的光谱学的候选激变变星OGLE-BLG 504.12.201843的分析。如前所述，该天体的轨道周期为0.523419天，爆发长达一年，平均周期为973天。使用数字化的照片档案，我们表明，最早的记录爆发发生在1910年。我们认为这个天体是一个具有极端性质的U Gem型矮新星。在爆发系统的轨道变化显示了吸积盘的明显迹象，爆发可能起源于吸积盘。在静止期，该天体在爆发前600多天缓慢增亮，增亮幅度高达PDMATHAMN波段的PDMATHAMM等，并在$I$波段出现振幅为$\lesssim 0.2$等的小耀斑。我们将逐渐变亮解释为吸积盘的光度和温度的增加，这在理论上是预测的，但在DNe中很少看到。小耀斑的起源仍然无法解释。光谱显示巴耳末吸收线在平静和爆发，这可能与明亮的二级恒星或冷吸积盘。在爆发期间，出现了半高宽约为450 km s $^{-1}$的发射线，但它们缺乏典型的双峰轮廓。我们认为，无论是这些线起源于盘风或轨道倾角低，后者是一致的约束从系统的轨道变化。由于其极端的性质和特点，OGLE-BLG 504.12.201843是进一步后续研究的极好对象。
2022-10-03 astro-ph.SR
Unraveling Year-Long Radial Velocity Variations in Red Clump Region -- I: Comprehensive analysis of a K0 Giant star, 2 Draconis
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与地球深部研究中心）；Department of Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学天文系）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球行星科学系）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；Astrobiology Center, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所天体生物学中心）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台）；Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台昴星团望远镜）；Okayama Branch, Subaru Telescope, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（国立自然科学研究所日本国家天文台冈山分支昴星团望远镜）；Nishi-Harima Astronomical Observatory, Center for Astronomy, University of Hyogo（兵库县立大学天文中心西播磨天文台）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究研究所）
研究2 Dra恒星一年期径向速度变化的起源，通过分析恒星活动、仪器效应和行星伴星的可能性，提出可能的解释。
2026-01-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Curious Case of ASAS J174600-2321.3: an Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?
恒星ASAS J174600-2321.3被发现表现出特殊的光度变化（明显的亮度约为4等（V），光度快速下降，内在脉动）。它被拒绝作为RCB候选人在最近的调查光谱的理由。我们已经收集并提出了所有可用的数据，从公共天空调查，测光目录，和文献。通过对这些数据的分析，我们确定ASAS J174600-2321.3是一个长周期食双星（Porb = 1011.5天）。主星可能是一颗白矮星，目前正处于爆发状态，其光谱特征是一颗变红的早期F型超巨星;而副星则是一颗光谱型为晚期M的巨星。我们讨论了所观察到的增亮，这是有关的主要成分的可能来源。ASAS J174600-2321.3是一颗食共生双星，可能是一颗NC型的共生新星，目前正在爆发中。然而，需要进一步的光度和光谱数据来证实这一点。
2015-01-21 astro-ph.SR
Searching for the 1 mHz variability in the flickering of V4743 Sgr: a Cataclysmic Variable accreting at a high rate
目标：一些研究得很好的激变变星（CV）显示出快速变化的离散特征频率;最突出的是log（f/Hz）$\simeq$-3附近。因为我们仍然只有少量的统计数据，我们得到了一个新的观察，以测试这是否是CV的一般特征，特别是如果质量转移发生在一个典型的矮新星爆发的高速率，在所谓的“高状态”。方法：我们分析了静止新星和中间极V4743 Sgr的光学开普勒数据。这个系统中有一颗白矮星通过处于高态的圆盘吸积。我们计算了功率密度谱，并寻找断裂或特征频率。我们的目标是评估闪烁的mHz频率是否是一般特征。结果：V4743 Sgr在log（f/Hz）$\simeq$-3处具有明显的断裂频率。这种检测将mHz特征频率是高状态CV的一般特征的概率从69%增加到91%。此外，我们提出的可能性，变异是由类似的机制，在新星样系统MV Lyr，这将使V4743 Sgr独特。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A dwarf nova in the globular cluster M13
球状星团中的矮新星似乎是罕见的，在157个已知的银河系球状星团中只有13个被探测到。我们报告了在M13中发现的一颗新的矮新星，这是迄今为止在球状星团中发现的第14颗矮新星。使用2米福克斯望远镜北，我们进行了一个搜索的恒星在M13显示变化超过一年（2005-2006年）的时间尺度上的天和月。这导致了一个矮新星的检测显示几个爆发。钱德拉X射线源与这颗矮新星重合，并显示出与矮新星预期一致的光谱和可变性，从而支持了这一鉴定。我们在哈勃太空望远镜ACS/WFC存档的图像中搜索了一个对应的图像，发现了至少11个候选者，其中我们只能描述7个最亮的，包括一个3 sigma H-alpha过剩和一个微弱的蓝色恒星。当更多的矮新星被预期时，一颗矮新星的探测可能表明我们对全球银河系灾难性变量的知识太有限了。矮新星的比例可能比星表中的要低，或者它们的占空比一般来说要小得多，这是一些星群合成模型和最近的野外观测所提出的。
2011-05-06 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
The symbiotic binary ZZ CMi: intranight variability and suggested outbursting nature
我们提出的光度和光谱观测的共生星ZZ CMi。我们检测夜间的变化-闪烁和U波段的平滑变化。在U波段，闪烁的幅度约为0.10-0.20等。在B波段的可变性较低，振幅小于0.03马格。我们还检测到的H-α和H-β发射线的可变性，并找到一个流出的速度约为120-150公里/秒的指示。结果表明，ZZ CMi是一个吸积动力的共生体，包含一个M4-M6 III冷组分和一个类似于复发新星和喷流喷射共生星的白矮星。[The数据可查阅www.astro.bas.bg/ZSRz/ZZCMi/ZZCMi.tar.gz]
2021-10-01 astro-ph.SR
Searching for the mHz variability in the TESS observations of nova-like cataclysmic variables
本研究利用TESS卫星观测数据，在15个类新星激变变星的功率密度谱中搜寻到约1mHz的聚集拐点频率，结合白矮星质量关联与倾角效应，支持该频率源于内盘区域的三明治模型假说。
2024-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quiescent Superhumps Detected in the Dwarf Nova V344 Lyrae by Kepler
开普勒是美国宇航局在恒星宜居带内寻找地球大小行星的天文台，它的计时能力和灵敏度与激变变量中吸积盘变化的时间尺度和幅度很好地匹配。这种仪器组合提供了一个前所未有的机会，以高精度，统一的数据测试和完善恒星吸积范例，不包含限制地面观测的昼夜或季节间隙。我们提出了一个3个月，1分钟的节奏开普勒光曲线V344天琴座，一个微弱的，很少研究的矮新星开普勒领域内。光变曲线在五次完全正常爆发和一次超级爆发期间采样V344 Lyr。令人惊讶的是，在超级爆发期间发现的超级驼峰在接下来的静止状态和正常爆发期间继续被检测到。超峰周期超过假定轨道周期的分数表明，在一个系统中，吸积盘的半径变化必须小于2%，以保持整个超峰扩展情节的潮汐进动相对较高的二元质量比。如果暂时被确定为轨道周期的静止信号是一个负的超级峰，由逆行旋进的吸积盘产生，相对于双星轨道平面倾斜，则盘半径的限制较少。
2010-06-09 astro-ph.SR
KIC 9832227: Using Vulcan Data to Negate The 2022 Red Nova Merger Prediction
KIC 9832227是一颗接触双星，其11小时的轨道周期在快速变化。基于其周期的明显指数衰减，这两颗恒星预计将在2022年初合并，导致罕见的红新星爆发。幸运的是，KIC 832227在2003年被发现，作为NASA艾姆斯前开普勒火神项目的一部分，以寻找凌日系外行星。我们发现，火神定时测量不同意以前的指数衰减模型。这促使我们重新评估其他早期的非开普勒数据集，北天变率调查（NSVS）和广角行星搜索（WASP）调查。我们发现WASP时间与先前的预测非常一致，但NSVS日食时间相差近一个小时。火神和NSVS日食时间与指数衰减模型的巨大分歧迫使我们拒绝合并假设。虽然周期变化在接触双星中很常见，但KIC 9832227周期变化的物理原因仍然无法解释;第三颗恒星的情况是不太可能的。这项研究表明，火神光度计收集的数据是非常有价值的扩展基线测量的变星在开普勒领域。
2018-09-08 astro-ph.SR
Swift observations of the 2015 outburst of AG Peg -- from slow nova to classical symbiotic outburst
共生星通常包含表面有准稳定壳燃烧的白矮星。然而，在大多数共生体中，这种燃烧的起源尚不清楚。然而，在共生的慢新星中，它与过去的热核失控有关。2015年6月，共生的慢新星AG Peg被发现，这是自1850年以来的第二次光学爆发。这次爆发的持续时间和幅度都比以前的爆发要短得多，而且它包含了多个峰值--就像经典共生星如Z和Z中的爆发一样。我们报告了2015年6月至2016年1月期间对AG Peg进行的Swift X射线和紫外线观测。X射线通量在几天的时间尺度上变化很大，特别是在接近光学极大值的四天内，当X射线变得明亮而柔和时。这种强烈的X射线变化又持续了一个月，之后X射线随着光通量的下降而变硬。整个爆发过程中紫外线通量都很高，这与白矮星上的准稳定壳燃烧相一致。由于白矮星周围的吸积盘通常不会产生可探测的X射线（由于边界层的康普顿冷却），X射线可能来自喷出物中的激波。由于X射线的光电吸收变化不明显，因此X射线的变化可能与受冲击材料的性质直接相关。AG Peg从一颗缓慢的共生新星（推动了1850年的爆发）转变为一颗经典的共生星，这表明至少有一些共生星的外壳燃烧是之前新星的残余燃烧。
2016-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
Wind Variability in BZ Camelopardalis
在2005-2006年的9个晚上获得了类新星激变变星（CV）BZ Cam的光谱序列，以研究已知在这颗恒星中经常发生的风活动事件的时间发展。我们证实了过去的结果，P-Cygni吸收成分的线大多从一个较高的膨胀速度演变到较低的速度作为一个插曲的进展。我们还经常在Halalpha线剖面中发现蓝移的发射分量，其速度和持续时间强烈表明它们也是由于风。我们认为，从大到小的膨胀速度的进展是由于风浓度的速度较高的部分移动超出了磁盘的连续光的边缘第一，留下一个净红移的剩余吸收剖面。我们还利用HeI 5876 AA谱线核心的径向速度导出了BZ Cam的新轨道星历，发现P = 0.15353（4）。利用这一周期，发现BZ Cam的风事件集中在发射线源的下共轭附近。这一结果证实，在新星般的CV的风往往是相位相关的，尽管令人费解的暗示，这种风缺乏轴对称。我们认为，辐射驱动的风在BZ凸轮收到一个初始的推动作用的气体已被解除以上磁盘的吸积流与磁盘的相互作用，从而施加闪烁的时间尺度上的风事件，以及导致轨道调制的风由于非轴对称的流/磁盘相互作用。
2013-01-03 astro-ph.SR
Life after eruption - III. Orbital periods of the old novae V365 Car, AR Cir, V972 Oph, HS Pup, V909 Sgr, V373 Sct and CN Vel
我们提出了时间序列的光度和光谱数据的七个老新星。它们被用来推导V365 Car（5.35小时）、AR Cir（5.14小时）、V972 Oph（6.75小时）、HS Pup（6.41小时）、V373 Sct（3.69小时）、V909 Sgr（3.43小时）和CN Vel（5.29小时）的轨道周期。它们的加入使新星的轨道周期数增加了约10%。V909 Sgr的食性质得到了证实，在另外三个例子（V365 Car，Ar Cir和V373 Sct）中，我们检测到了显著的光度轨道变化，其振幅在R中>=0.2等。由此产生的周期分布进行了简要讨论。此外，我们提供了新的测量先前模糊的坐标为AR Cir和CN Vel和一个新的可能W UMA变量在该领域的V909 Sgr的识别。V972 Oph的光谱呈现出一个向红的H α发射特征，我们暂时将其与CII 6578/6583双重峰识别。它表明，这条线起源于二进制，而不是在一个壳，据我们所知，这是第一次，它已被检测到在这样的质量在一个激变变量（CV）。我们认为，这条线在CV中可能更常见，但它可以很容易地被这些系统典型的宽Halpha发射所掩盖。仔细检查其他新星的线条轮廓确实可以发现V365 Car，CN Vel和AR Cir中的扩展红色机翼。在后一个系统中，另外还检测到了一个吸收对应物，因此在这种情况下，双极流出似乎是一个更可能的情况，而不是CII发射。
2013-10-01 astro-ph.SR
On the Change of the Inner Boundary of an Optically Thick Accretion Disk around White Dwarfs Using the Dwarf Nova SS Cyg as an Example
本文介绍了我们对天鹅座SS星系（一个含有白矮星的吸积双星系统）光通量非周期变化的研究结果。这里介绍的主要观测数据集是用安装在RTT-150望远镜上的ANDOR/iXon DU-888光度计获得的，它可以实现高达8 ms的时间分辨率（对于CCD光度计）。源通量变化的功率谱揭示了非周期变化包含了双星系统中光学厚流内边界的信息。我们发现，在辐射热光变曲线的最大值处，光学厚的吸积盘的内边界接近于白矮星表面，即，在瞬时吸积率的峰值时，白矮星积盘被截断，而在低态时，吸积盘被截断的距离为8.5e9 cm ~10 R_{WD}。我们认为可以通过研究吸积白矮星的功率谱参数来追踪双星吸积盘内边界的位置。特别是，这允许估计吸积物体的质量。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of Five Southern-Hemisphere Cataclysmic Binary Stars
该研究对南半球五颗少被研究的激变双星进行观测分析，明确了各天体的类型、轨道周期等关键参数，揭示其光谱及变率特征，为激变双星研究提供新数据。
2025-11-16 astro-ph.SR
Novalike Cataclysmic Variables are Significant Radio Emitters
来自非磁性激变变星（CV，吸积的白矮星）的无线电发射可以允许详细研究这些附近的，众多的和非相对论性的紧凑吸积物中的外流和可能的吸积流。然而，到目前为止，在无线电中检测到的CV很少。我们已经进行了一个VLA试点调查的四个密切和光学明亮的novalike CV在6 GHz，检测三个，从而使这些系统的无线电检测的数量增加了一倍。在两个时期中都检测到RW Sex、V603 Aql和旧的新星TT Ari，而未检测到V1084 Her（$3σ$上限为7.8 $μ\rm{Jy}\,\rm{beam}^{-1}$）。这些观测清楚地表明，以前的调查的灵敏度通常太低，无法检测到这些物体，并且非磁性CV确实可以是重要的无线电发射器。这三个探测到的源显示出一系列特性，包括在短期（$\sim$ 200 s）和长期（天）时间尺度上的耀斑和可变性，以及高达100\%的圆偏振水平。光谱指数的范围从陡峭到倒置; TT Ari在$\sim$ 6.5 GHz处显示光谱转换，而V603 Aql的光谱指数在观测之间的一周内从$α=0.54\pm0.05$变平为$0.16\pm0.08$（$F_ν\propto ν^α$）。这一系列的性质表明，在非磁性CV中，不止一个发射过程可以负责无线电发射。在这个例子中，我们发现，个别系统是一致的光学厚同步辐射，回旋同步辐射或回旋脉塞发射。
2015-05-29 astro-ph.SR
A photometric study of the nova-like variable TT Arietis with the MOST satellite
在秒和几十年之间的所有时间尺度上的变异性是激变变星（CV）的典型特征。TT Ari是最亮和研究最多的CV之一，它是一个类似新星的变星，属于VY Scl子类，其特征是光变曲线中偶尔出现低态。它也被称为高态的永久超峰，表现出“正”（P_S > P_0）和“负”（P_S < P_0）的超峰，其中P_S是超峰的周期，P_0是轨道周期。2007年，加拿大空间望远镜MOST几乎连续观测了TT Ari约230小时，时间分辨率为48秒。在这里，我们分析这些数据，获得一个占主导地位的“负”超级驼峰信号的周期P_S = 0.1331天，平均振幅为0.09兆。强烈的闪烁振幅高达0.2兆和峰到峰的时间尺度为15-20分钟的周期变化叠加。我们没有发现其他作者报道的周期在15分钟左右的显著准周期振荡的迹象。我们讨论了已知的超级驼峰行为的TT阿里在过去的五十年中，并得出结论，我们的周期值是在上限的所有迄今为止确定的“负”超级驼峰期间的TT阿里，之前和之后的MOST运行。
2013-07-11 astro-ph.SR
