Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 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
Balmer decrements as a new diagnostic for period-bounce Cataclysmic Variable stars
Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）
通过分析短周期反弹前和周期反弹激变变星的巴尔默递减，发现周期反弹星具有更陡的递减，并建立诊断图以有效区分两类星体。
2026-06-08 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from Sloan Digital Sky Survey V -- the search for period bouncers continues
本文报告了 SDSS-V 对激变变星的光谱分析，新识别并确认了多颗 CVs，发现其轨道周期分布无明显周期空缺，且周期反弹星空间密度极低，表明 CVs 演化末期可能摧毁供体星或解耦停止质量转移。
2023-09-11 astro-ph.SR
A Study of Cataclysmic Variables from the eFEDS Survey
本文利用eFEDS与SDSS交叉匹配发现并研究17颗激变变星，通过光度与径向速度分析确认轨道周期，并结合Gaia距离等数据约束白矮星与伴星质量。
2025-11-10 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
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
Periodic X-ray Sources in the Galactic Bulge: Application of the Gregory-Loredo Algorithm
我们提出了一个系统的研究周期性X射线源的限制窗口（LW），一个$\sim$ 70 arcmin的$^2$领域的代表内银河系的隆起和目标的$\sim$ 1毫秒钱德拉观测。采用适合于不规则采样X射线数据的Gregory-Loredo算法，在23个离散源中检测到25个周期信号，其中15个信号是新发现的，两个源显示出双周期。根据它们的周期范围、X射线亮度、光谱特性和具有自旋调制特征的相位折叠光变曲线，23个周期源中的绝大多数被归类为磁激变变星（CV）。同时，存在被视为周期性源的非磁性CV的缺乏，这可以理解为是由于对食源的低检测效率。在合理的假设下的几何形状的磁CV和一个大的模拟X射线光变曲线，我们估计的比例磁CV在银河系内部的隆起是$\lesssim$ 23%，这是类似于在太阳附近。与太阳附近已知的CV范围相比，LW中明显缺乏长周期（$\gtrsim$ 3.3小时）CV。我们认为，这可能是一个年龄的影响，在这个意义上说，CV的内部隆起是更先进的系统，并大大缩小了他们的轨道。
2020-08-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了855个由卡塔利娜实时瞬态巡天（CRTS）探测到的灾难性变量候选者，其中至少有137个已被光谱证实，705个是新发现的。这些来源是通过对五年数据的分析确定的，来自一个覆盖四分之三天空的区域。我们研究的幅度分布的矮新星CV发现CRTS爆发期间，并发现，在平静，他们通常是两个幅度较暗相比，SDSS确定的光谱CV样本。然而，SDSS足迹中几乎所有的CRTS CV都有ugriz测光。我们分析的CV的空间分布，并发现证据表明，许多系统的比例高度超出预期的银河系薄盘人口。我们比较了新发现的CRTS CV与以前已知的CV人群的爆发率，没有发现它们之间存在差异的证据。然而，我们发现了轨道周期分布系统差异的重要证据。我们讨论了低于轨道周期最小值的CV，并认为更多的是尚未确定的完整的CRTS CV样本。我们交叉匹配的CV档案X射线目录，发现大多数系统是矮新星，而不是磁性CV。
2014-04-14 astro-ph.SR
SDSS unveils a population of intrinsically faint cataclysmic variables at the minimum orbital period
我们讨论的137激变变量（CV），其中包括在斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据库，并已被精确的轨道周期测量的属性。其中92个系统是SDSS的新发现，并在过去几年中进行了更详细的跟踪。45个系统先前被确定为CV，因为检测到光学爆发和/或X射线发射，随后从SDSS光谱学中重新确定。的SDSS CV的周期分布显着不同，从所有以前已知的CV，特别是它包含一个显着的积累系统的轨道周期范围80- 86分钟。我们确定这一功能作为难以捉摸的“周期最小尖峰”CV人口模型预测，解决了长期存在的矛盾紧凑的二进制演化理论和观测。我们发现，这种尖峰几乎完全是由于大量的CV具有非常低的吸积活动确定的SDSS。这些系统的光谱主要是由白矮星光球层的辐射所控制，并且很少或没有显示出来自供体恒星的光谱特征，这表明它们是质量非常低的伴星。我们确定这些低光度CV在周期最小值的平均绝对星等为<M_g>=11.6+-0.7。SDSS CV样本与汉堡类星体巡天和帕洛玛格林巡天中发现的CV的比较表明，SDSS的深度是发现大量本质上微弱的短周期系统的关键因素。
2009-05-21 astro-ph.GA 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
SDSSJ001153.08-064739.2, a cataclysmic variable with an evolved donor in the period gap
激变变星中的二级星遵循一个定义良好的周期-密度关系。因此，CV中的典型施主星通常是光谱类型为M的低质量星。然而，有几个CV被观测到含有二级恒星，这些恒星的温度太高，无法推断出它们的质量。这种特殊的配置可以解释，如果在这些系统中的施主恒星在它们达到接触之前经历了显着的核演化。在本文中，我们提出SDSSJ001153.08-064739.2作为属于这种特殊类型的CV的另一个例子，并详细讨论了它的进化历史。我们进行了光谱和光度观测，并利用可用的Catalina实时瞬态巡天光度计测量SDSSJ 001153.08 -064739.2的轨道周期为2.4小时，并估计了白矮星（Mwd>0.65Msun）和施主星（0.21Msun<Mdon<0.45Msun）质量，质量比（q = 0.32 ± 0.08），轨道倾角（47度< i < 70度），推导出精确的轨道星历（T0 = 2453383.578 + E x 0.10028081），并报告检测到爆发。我们发现，SDSSJ001153.08-064739.2是最极端的情况之一，在这种情况下，施主恒星显然太热了。因此，SDSSJ 001153.08 -064739.2不仅是一个包含演化施主星的特殊CV，而且是一个在周期间隙内吸积的CV。有趣的是，目前观察到的这些奇特CV样本中，大约有一半位于轨道周期几乎相同的周期间隙中。
2014-06-02 astro-ph.SR
The Space Density of Post-Period Minimum Cataclysmic Variables
双星演化理论预测，星系中激变变星（CV）的数量主要是由与亚恒星伴星吸积的白矮星组成。为了检验这些预测，有必要确定这些系统，如果吸积的特征变得太弱而无法检测到，这可能很困难。识别这种“死”简历的唯一机会是利用它们的接近二进制性质。因此，我们在斯隆数字巡天（SDSS）条纹82区域寻找明显孤立的白矮星，这些白矮星经历了暗伴星的食。我们在SDSS或帕洛玛瞬时工厂数据集中，在条纹82内通过光度测量选择的2264颗白矮星候选者的样本中，都没有发现这样的日食。这个空结果允许我们为死CV的空间密度$ρ_0$设置一个严格的上限。为了确定这个极限，我们使用了蒙特卡罗模拟，通过银河CV分布的简单模型来折叠我们的选择标准。假设一个$T_{WD}=7,500$ K，那么死亡CV的空间密度的2 $σ$极限是$ρ_0 \lesssim 2 \times 10^{-5}$ pc $^{-3}$，其中$T_{WD}$是这种系统中白矮星的典型有效温度。
2017-09-07 astro-ph.SR
Evolutionary Period Changes For 52 Cataclysmic Variables, and the Failure For the Most Fundamental Prediction of the Magnetic Braking Model
本研究通过分析52个激变变星的周期变化数据，发现磁制动模型的基本预测全部失败，偏差常达数量级，表明其角动量损失假设根本错误。
2024-04-18 astro-ph.SR
Post-common-envelope binaries from SDSS. XI: The white dwarf mass distributions of CVs and pre-CVs
我们已经知道很长一段时间，许多测量的白矮星（WD）的质量在激变变量（CV）显着超过平均质量的单个WD。这被认为与观测偏差有关，但最近在大量CV中对WD质量的高精度测量正在挑战这种解释。我们审查了测量的WD质量的CV，确定WD质量分布的广泛样本的后共同信封二进制文件（PCEBs）是代表当前CV人口的祖先（前CV），并比较两种分布。我们计算的CV形成时间的PCEB在我们的样品中，通过确定后共同信封（CE）和主序列演化的二元系统，并定义一个前CV是一个PCEB，演变成一个半分离的配置与稳定的质量转移内小于银河系的年龄。可能的观测偏差影响WD质量分布的前CV和CV样品进行了讨论。CV之间的平均WD质量= <Mwd>0.83 \pm 0.23 Msun，远大于CV前的平均WD质量<Mwd>=0.67 \pm 0.21 Msun。选择效应不能解释CV中观察到的高WD质量，我们在这里提出了两种可能的解释，这两种解释都意味着对CV进化的标准模型的重大修订：要么大多数CV形成于轨道周期间隙之上（其需要高WD质量以引发稳定的质量传递或热时间尺度质量传递的前一阶段），或者CV中WD的质量通过吸积而增长（这与经典新星模型的预测非常不一致）。这两种选择都可能意味着CV有助于Ia型超新星的单简并祖先。在CV中发现的He芯WD的数量（<=10%）与在pre-CV中的He芯WD的数量（<=17 ± 8…
2011-08-23 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables observed during K2 Campaigns 0 and 1
在K2任务的前两次活动中观察到15个激变变量（CV）。本文详细分析了这八个表现出不同特征的CV。在这8颗恒星中，在SU Uma恒星QZ Vir和RZ Leo的已知轨道周期以及我们新确定的轨道周期1 RXS J 0632 +2536和WD 1144+011中，静止期间的调制是明显的。周期图分析表明，Vir星的静态光变曲线存在多周期调制，轨道周期和超峰周期共存。其他3个CV在静止期的相位轨道光变曲线显示出宽（约半周）和浅（< 0.5等）的食特征。除了这些调制，它们的静态光变曲线还揭示了几个瞬态事件：1 RXS J 0632 +2536的系统光突然减少，QZ Vir的低水平耀斑样事件，RZ Leo的短暂增亮事件和WD 1144+011的轨道调制暂时消失。两颗已知的矮新星UV Gem和TW Vir以及CV USNO-B1.01144-00115322和CSS 130516：111236.7+002807都有爆发，其中包括1次完全爆发、3次不完全正常爆发和2次完全超级爆发。一次不完整但典型的正常爆发证实了USNO-B1.01144-00115322的矮新星识别。UV Gem的一次完整的正常爆发可能提供了轨道周期，因为它的调制比以前观察到的超级驼峰周期短。TW Vir和CSS 130516：111236.7+002807的超爆发，以及它们对应的超峰周期，表明这两个天体都是SU Uma星。CSS…
2016-03-12 astro-ph.SR
The orbital period changes for novae
针对激变变星轨道周期变化观测与标准演化理论冲突的问题，研究通过建模三种新星爆发物质损失机制，发现双星驱动物质损失可解释大部分普通激变变星的观测，长周期演化伴星系统可能需Frank喷流机制补充。
2025-07-30 astro-ph.HE 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
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
The incidence of magnetic cataclysmic variables can be explained by the late appearance of white dwarf magnetic fields
本研究假设白矮星磁场在固定年龄晚期出现，通过BSE种群合成和MESA轨迹模拟，成功再现了磁性激变变星的观测比例，并解释了吸积周期反弹者数量较少的原因。
2025-05-30 astro-ph.SR
Galactic Model Parameters and Space Density of Cataclysmic Variables in Gaia Era: New Constraints to Population Models
利用重新估算的{ \it Gaia} DR 3的三角函数建立了激变变量的空间分布、银河系模型参数和光度函数。本研究中的1，587个CV的数据样本声称适合于银河系模型参数估计，因为距离是基于三角函数的，并且在创建样本时考虑了{ \it Gaia} DR 3光度完整性限制。根据分析，所有CV的标度高度从248 $\pm$ 2增加到430 $\pm$ 4 pc向更短的周期附近的周期间隙的下限，突然下降到300 $\pm$ 2 pc的最短的轨道周期CV。所有CV和磁性系统的指数标度高度分别为375 $\pm$ 2和281 $\pm$ 3 pc，比以前的观测研究中提出的要大得多。样品中所有CV和磁性系统的局域空间密度分别为$6.8^{+1.3}_{-1.1}\times$ 10 $^{-6}$和$2.1^{+0.5}_{-0.4}\times10^{-6}$ pc $^{-3}$。我们的测量加强了1-2个数量级的CV空间密度预测的人口合成模型和观测之间的差异。这种差异可能是由于CV调查未检测到的对象，例如具有非常低的$\dot{M}$的系统和处于周期间隙中的系统。比较了白矮星的光度函数和所有CV的光度函数，发现CV的500倍光度函数与白矮星的光度函数非常吻合。我们的结论是，本研究中的估计和数据样本可以自信地用于进一步的CV分析。
2023-02-22 astro-ph.GA 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
Disentangling Cataclysmic Variables in Gaia's HR-Diagram
激变变星（Cataclysmic Variable，CV）是一种相互作用的双星，至少由三个控制其颜色和大小的成分组成。使用盖亚，我们在这里调查的影响，这些二进制文件的物理性质对他们的位置在赫兹-罗素图（HR图）。CV平均位于主序星和白矮星区之间，最大密度位于$G_{BP}-G_{RP} \sim 0.56$和$G_{abs} \sim 10.15$。我们发现轨道周期与颜色和绝对亮度的趋势：随着周期的减少，CV变得更蓝和更暗。我们还确定了HR图中的各种CV子类型的位置，并讨论了分离CV的可能位置，通过轨道周期间隙。
2019-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Empirical consequential angular momentum loss can solve long standing problems of CV evolution
观测到的激变变星的轨道周期分布、从观测中得到的空间密度以及观测到的轨道周期最小值几十年来都与理论预测不一致。最近，发现CV中的白矮星（WD）质量大大超过了单个WD的质量，这也与理论预期相反。我们在这里声称，所有这些问题都是相关的，可以解决，如果CV与低质量的白矮星被驱动到动态不稳定的质量转移，由于相应的角动量损失（CAML）。事实上，假设CAML随着白矮星质量的减少而增加，可以使二元人口模型的预测与CV人口的观测特性相一致。我们推测，一个共同的信封，如低质量的WD的CV演化后，新星爆发可能是我们的经验处方CAML背后的物理过程。
2015-12-10 astro-ph.SR
The Galactic Kinematics of Cataclysmic Variables
根据人口类型和轨道周期，使用最近更新的系统速度，自行和松弛计算的空间速度的CV的运动学特性进行了研究。通过剔除34个空间速度误差最大的系统，提高了所收集空间速度数据的可靠性。在精制样品中的216个CV显示出具有$53.70 \pm 7.41$ km s $^{-1}$的分散度，对应于$5.29 \pm 1.35$ Gyr的平均运动学年龄。人口类型的CV确定使用他们的银河系轨道参数。根据星群分析，在样本中发现了7个老薄盘、9个厚盘和1个晕CV，表明太阳邻域中94%的CV属于银河系的薄盘成分。平均运动学年龄$3.40 \pm 1.03$和$3.90 \pm 1.28$ Gyr分别为周期间隙以下和以上的非磁性薄圆盘CV。在间隙下方和上方的速度分散之间没有有意义的差异。非磁性薄盘系统的速度分散的以下和以上的间隙分别为$24.95 \pm 3.46$和$26.60 \pm 4.18$ km s $^{-1}$。这一结果不符合CV的标准形成和演化理论。CV组在不同轨道周期间隔的平均运动学年龄随轨道周期的缩短而增大。这与CV进化的标准理论是一致的。发现轨道周期变化率为$dP/dt=-1.62(\pm 0.15)\times 10^{-5}$秒/年$^{-1}$。
2015-02-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Galactic model parameters of cataclysmic variables: Results from a new absolute magnitude calibration with 2MASS and WISE
为了确定激变变星（CV）的空间分布、银河系模型参数和光度函数，利用新建立的周期-光度-颜色（PLC）关系，建立了一个包含2 MASS和WISE光度计$J$、$K_{s}$和$W1$带星等以及系统轨道周期的$J$带星等限制样本263个CV。假设该CV样品在距离方面是均匀的，因为新的PLC关系是用新的或重新测量的三角函数校准的。我们的分析表明，CV的标度高度是增加向更短的周期，虽然选择效应的周期短于2.25小时显着降低的标度高度：标度高度的系统从192 pc增加到326 pc的轨道周期从12到2.25小时减少。样本中所有CV的$z$ -分布与标度高度为213 $^{+11}_{-10}$ pc的指数函数拟合良好。然而，我们建议，在太阳附近的CV的标度高度应该是$\sim$ 300 pc，并使用sech $^2$功能导出的标度高度也应考虑在人口合成模型。太阳附近的CV空间密度为5.58（1.35）$\times 10^{-6}$ pc $^{-3}$，这是在以前推导的空间密度范围内，与人口模型的预测不一致。通过对白矮星的光度函数与CV的光度函数的比较分析，发现白矮星的光度函数除以350-450的因子，可以得到最佳拟合。
2014-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
No cataclysmic variables missing: higher merger rate brings into agreement observed and predicted space densities
长期以来，激变变星（CV）的预测和观测空间密度至少相差一个数量级。CV演化的标准模型预测，绝大多数CV应该是周期跳跃者，其空间密度最近被测量为$ρ\lesssim 2 \times 10^{-5}$ pc $^{-3}$。我们使用更新版本的二进制恒星演化（BSE）代码进行人口合成的CV单和双星演化。我们发现，最近建议的经验处方的相应角动量损失（CAML）的预测和观察到的CV和周期反弹的空间密度的协议。为了进一步理解CV进化，理解经验CAML背后的物理机制至关重要。我们对BSE代码的更改也提供了详细信息，这将使社区能够准确地模拟相互作用的双星系统中的质量转移，其中退化物体从低质量主序星施主星吸积。
2018-06-14 astro-ph.SR
The orbital period analyses for two cataclysmic variables: UZ Fornacis and V348 Puppis inside Period Gap
获得了极区UZ天炉座白矮星的4个最新CCD食时和类SW性新星V348船尾座的6个更新CCD中食时。对周期间隙内的两个CV进行了详细的O-C分析。在新的O-C图中发现，天炉座UZ和船尾座V348的轨道周期分别以$2.63(\pm0.58)\times10^{-11} s\;s^{-1}$和$5.8(\pm1.9)\times10^{-12} s\;s^{-1}$的速率增加。然而，从二级到大质量白矮星的保守质量转移不能解释观测到的两个CV的轨道周期增加，这被认为是较长周期调制的一部分。此外，天炉座UZ的O-C图显示了一个可能的周期性变化，周期为$\sim23.4(\pm5.1)yr$。为解释所观察到的天炉座UZ周期性变化，晚型次级磁场活动周期机制和光走时效应被认为是两个可能的原因。不仅调制周期23.4 yr符合\cite{lan99}的经验关系，而且估计的部分周期变化$ΔP/P\sim7.3\times10^{-7}$也表现出类似于周期间隙以下的CV的行为。另一方面，光走时效应的计算表明，当第三天体的轨道倾角大于$16^{\circ}$时，UZ天炉座的第三天体可能是一颗高置信度的褐矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
Time-resolved optical observations of five cataclysmic variables detected by INTEGRAL
欧空局的伽马射线望远镜INTEGRAL探测到的本质上更为罕见的激变变星（CV）比在较低能量下进行的调查所发现的要多。具体来说，大部分的CV是INTEGRAL源，由异步极性和中间极性（IP）组成。IP分类已被提议用于INTEGRAL发现的大多数CV，但在许多情况下，对这些系统知之甚少。为了解决这个问题，我提出了通过INTEGRAL观测发现的五个CV的时间分辨光学数据。其中三个新的CV（IGR J15094-6649、IGR J16500-3307和IGR J17195-4100）在高速测光中发现了白矮星的自旋调制，但另外两个CV（XSS J12270-4859和IGR J16167-4957）没有显示出磁性的证据，应该被认为是未分类的系统。光谱轨道周期（P_orb）的测量也给出了IGR J15094-6649，IGR J16167-4957，IGR J16500-3307，和IGR J17195-4100。
2009-01-19 astro-ph.SR
Unveiling the period-bounce population of cataclysmic variables: Spectroscopic and time-domain follow-up of eROSITA-selected candidates
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 Potsdam（波茨坦大学）；University of Warwick（华威大学）；Penn State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Utah（犹他大学）
本研究对213个eROSITA选定的周期反弹星候选体开展光谱及时域后续观测，确认24个新激变变星，证实其符合周期反弹星特征，或使已确认的周期反弹星数量增约50%，并发现大量周期反弹星或仍隐藏在白矮星星表中。
2026-09-17 astro-ph.SR
Nova-produced Common Envelope: Source of the Non-solar Abundances and an Additional Frictional Angular Momentum Loss in Cataclysmic Variables
大部分激变变星（CVs）揭示了非太阳的丰度。一个完整的简历列表，其中包括那些已经检查这些丰度。这些非太阳丰度的三个可能的来源是在红巨星共同信封阶段，一个演变的主序列的次级和新星处理的材料吸积。利用次级恒星的横截面来改变逃逸新星物质的对流区的丰度，一直是考虑新星处理物质的致命障碍。在其他研究中被忽略的关键因素是，白矮星上的热核逃逸会导致强烈的传播激波，不仅会蒸发物质，还会产生大量的非喷射物质，形成一个共同的包层。这个新星产生的普通包层包含大量的非太阳物质。我们证明，二次有能力和时间重新吸积足够的这种材料，以获得一个显着的非太阳对流区。这个包层与双星的相互作用将产生一个相对的角动量损失，它可以是CV白矮星平均质量、WD质量吸积率、周期最小值、轨道周期分布和CV空间密度问题所需的相应角动量损失。这种相互作用将减少轨道周期，这可能导致最近观察到的新星爆发周期突然减少。一个简单的，快速的二次演化模型，包括扫了新星产生的材料和增加对流区域的开发和应用到个人简历。
2021-03-25 astro-ph.SR
Searching for nova shells around cataclysmic variables -- II. A second campaign
我们报告我们的第二次运动，寻找老新星壳周围的灾难性的变量（CV）。我们的目的是测试理论，即新星爆发导致循环的质量转移率的CV。这些传质周期改变了CV在喷发期间的行为。我们检查了47个物体的H-alpha图像，在任何目标周围都没有发现新的外壳。结合我们的最新结果与我们以前的活动（Sahman et al. 2015），以及Schmidtobreick et al.（2015）和Pagnotta & Zurek（2016）的搜索，我们估计质量转移周期的新星阶段持续约3,000年。
2021-12-13 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 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
The age of cataclysmic variables: a kinematical study
利用现有的天体测量和径向速度数据，计算了激变变星（CV）相对于太阳的空间速度，并研究了CV各子群的运动学性质。虽然系统速度（$γ$）的观测误差很高，但传播误差通常小于计算的频散。通过对传播不确定性对计算空速影响的分析，剔除传播不确定性最大的系统，对可用样本进行了精化，从而提高了空速频散的可靠性。在空间速度的色散为$51\pm7$ km s $^{-1}$的情况下，发现当前精化样本（159个系统）中的CV具有$5\pm1$ Gyr平均运动学年龄。从样品中去除磁性系统后，发现非磁性CV（134个系统）的平均运动学年龄为$4\pm1$ Gyr。根据周期隙以下和以上的非磁性系统的$52\pm8$和$45\pm7$ km s $^{-1}$色散所暗示的$5\pm1$和$4\pm1$陀螺运动学年龄，周期隙以下的CV比周期隙以上的CV更老，这与CV的标准演化理论一致.间隙上方和下方系统的年龄差异小于标准理论的预期，表明低质量和高质量次级星系统的角动量损失时间尺度相似。假设各向同性分布，计算周期间隙以下和以上的非磁性CV的$γ$速度分散$σ_γ=30\pm5$ km s $^{-1}$和$σ_γ=26\pm4$ km s $^{-1}$。
2009-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from SDSS. VIII. The Final Year (2007-2008)
本文完成了一系列的激变变量（CV）确定从斯隆数字巡天I/II。给出了33个CV的坐标、震级和谱。在这33个天体中，有8个是在SDSS之前已知的（CT Ser、DO Leo、HK Leo、IR Com、V849 Her、V405 Peg、PG 1230 +226和HS 0943 +1404），还有9个是最近通过各种光度测量发现的。在SDSS以来确定的系统中，有两个极候选者，两个中间极候选者和一个包含脉动白矮星的候选者。我们的后续数据证实了论文VII中的一个极地候选人，并确定了三个新发现的CV的暂定周期。一个完整的总结表的285个CV与光谱从SDSS I/II，以及链接到一个在线表格的所有已知的CV从光度和光谱，将继续更新，作为未来的数据出现。
2011-09-28 astro-ph.SR
Photometric masses for long period CVs: the case study of CSS131106
University of Ferrara（费拉拉大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利群岛天体物理研究所）；University of Hamburg（汉堡大学）；Homer L. Dodge Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma（俄克拉荷马大学霍默·L·多德物理与天文系）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学与美国国家标准与技术研究院联合JILA实验室）
通过高精度光度观测确定CSS131106的系统参数，发现白矮星质量比和倾角，揭示其供体星异常小且冷的特性，但未找到合理解释。
2026-03-18 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
Minute-Cadence Observations of the LAMOST Fields with the TMTS: IV -- Catalog of Cataclysmic Variables from the First 3-yr Survey
本文基于TMTS首个3年期巡天数据，展示了64颗激变变星（CVs）的连续光变曲线，揭示了多种短时标光变特征，为CV系统的子型分类和物理过程理解提供了关键观测线索。
2024-08-22 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 formation of Cataclysmic Variables: the influence of nova eruptions
前激变变星（pre-CV）的理论和观测人口占主导地位的系统与低质量的白矮星（WD），而WD质量的CV通常是高的。此外，CV的空间密度被发现是显着低于理论模型。我们调查的影响新星爆发的形成和（初始）演化的CV。特别是，我们计算的质量转移的稳定性的情况下，所有的物质上的WD吸积是在经典的新星失去了，和部分的能量来喷射的材料来自一个共同的信封一样的相互作用与同伴。此外，我们研究了质量喷射的不对称性的影响，这可能导致轨道中的小偏心率。我们发现，一个共同的信封，如喷射显着降低了质量传递的稳定性，特别是对于低质量WD。类似地，不对称质量损失的影响对于短周期系统可能很重要，对于低质量WD更是如此，但由于轨道圆化，可能在下一次新星爆发之前很久就消失了。在这两种情况下，传质速率都增加了，这可能会导致系统的可观察（也许已经观察到）结果，这些系统确实存活下来成为CV。然而，在得出明确的结论之前，需要对新星喷出物和伴星之间的相互作用以及稍微偏心的CV的演化进行更详细的调查。
2015-11-24 astro-ph.SR
A systematic search for orbital periods of polars with TESS. Methods, detection limits, and results
本研究利用TESS两分钟 cadence光变曲线搜索217颗激变变星的轨道周期，验证了探测结果与文献值的一致性，分析了噪声特性，提出周期探测可靠性评估方法，明确了TESS星等≳17时探测可靠性下降的探测极限。
2025-10-10 astro-ph.SR
A New Sub-Period-Minimum CV with Partial Hydrogen Depletion and Evidence of Spiral Disk Structure
我们提出了CSS 120422：111127+571239（= SBS 1108 +574）的时间分辨光谱学和光度学，最近发现的SU UMa型矮新星，其55分钟的轨道周期远低于CV周期最小值~78分钟。与大多数其他已知的CV相比，它的光谱特征是He I发射的强度与巴尔末线相当，这意味着氢丰度小于长周期CV的0.1-但仍然比AM CVn星高至少10倍。总之，短的轨道周期和显著的氦氢比表明，“CSS 1204”的质量转移开始于施主恒星的主序星寿命结束时，这意味着该系统可能是Podsiadlowski，Han和Rappaport（2003）描述的AM CVn祖先。此外，Halpha线的多普勒断层图像揭示了两个不同的增强发射区域。虽然一个是流盘碰撞的结果，另一个可能是由于螺旋盘结构时，在外盘的材料实现了2：1的轨道共振相对于施主产生的。
2013-01-31 astro-ph.SR
Revisiting the extremely long-period cataclysmic variables V479 Andromedae and V1082 Sagitarii
研究 V479 And 和 V1082 Sgr 的形成与演化，发现其供体星通过热时间尺度质量转移形成，表明磁制动在 CVs 中的角动量损失更强。
2025-09-04 astro-ph.SR
The Secondary Stars of Cataclysmic Variables
我回顾了我们所知道的捐助恒星的激变变量（CV），特别是集中在这些二元组件和整体长期演化CV之间的密切联系。我首先简要概述了CV演化的“标准模型“，并解释了为什么这个模型旨在解释的关键观测值-周期间隙和周期最小值-与这些系统中的二级恒星的性质密切相关。相对于孤立的等质量主序星，CV供体预计会略微膨胀，这种“供体膨胀”现在已经被观测证实。经验施主质量-半径关系在M_2 = 0.2 M_sun处也显示出不连续性，它巧妙地分离了长周期和短周期CV。这有力地证实了CV进化的基本中断磁制动场景。经验M_2-R_2关系可以与恒星模型相结合，构造出完整的、半经验的CV施主序列。此序列提供沿标准CV演变轨迹的“正常”CV秒级的所有物理和光度特性。观测到的施主性质也可以用来重建CV之后的完整演化轨迹，即作为轨道周期的函数的传质速率和角动量损失速率。这样的重建表明，在周期间隔以下的角动量损失率太高，不能仅仅由引力辐射驱动。
2011-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
On the space density of X-ray selected cataclysmic variables
在过去，各类激变变星（CV）的空间密度只能受到弱约束。原因是完整的X射线通量限制样本中的对象数量较少，并且难以导出到CV的精确距离。前一种限制仍然存在。在这里的影响盖亚弛豫和隐含的距离上的空间密度的X射线选择完整的，通量有限的样品进行了研究。在文献中描述了样品，非磁性CV的那些是基于ROSAT（RBS-ROSAT Bright Survey & NEP -- North Acroptic Pole），中间极的那些源于Swift/BAT。所有的CV似乎都比以前认为的要罕见，尽管新的值都在过去研究的误差范围内。在90\%置信度下，非磁性CV空间密度的上限为$ρ_{\rm RBS} < 1.1 \times 10^{-6}$ pc $^{-3}$和$ρ_{\rm RBS+NEP} < 5.1 \times 10^{-6}$ p $^{-3}$，对于假定的尺度高度为$h=260$ pc的长周期中间极，在120 pc的尺度高度为$ρ_{\rm IPs} < 1.3 \times 10^{-7}$ p $^{-3}$。过去，大多数到IP的距离都被低估了。空间密度的上限仅在CV的X射线光度不低于样本的最低光度成员的情况下有效。这些结果需要通过更大的样本量加以巩固，不久将通过灵敏的X射线全天空调查加以确定，这些调查将在Spektrum-X-Gamma飞行任务中使用eROSITA进行。
2018-08-24 astro-ph.HE 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
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 astro-ph.SR
A dense $\mathbf{0.1 M_{\rm \odot}}$ star in a 51-minute orbital period eclipsing binary
在一千多个已知的激变变星（CV）中，白矮星是从富氢恒星吸积而来的，只有十几个变星的轨道周期低于75分钟。要达到这些短周期的一种方法是，在与白矮星相互作用之前，施主恒星必须经历实质性的核演化，预计这些天体将过渡到氦吸积。这些过渡型CV被认为是氦CV的祖先。然而，没有已知的过渡CV预计将达到一个轨道周期短到足以占大多数的氦CV人口，离开这个进化途径的作用不清楚。在这里，我们报告观测ZTF J1813+4251，一个51分钟的轨道周期，完全食双星系统，由一颗恒星组成，其温度与太阳相当，但密度大100倍，由于其富含氦的成分，吸积到一颗白矮星上。相位分辨光谱、多波段光变曲线和宽带光谱能量分布使我们能够获得对两种组分的质量、半径和温度的精确和鲁棒的约束。演化模型显示，ZTF J1813+4251注定会成为氦CV双星，轨道周期在20分钟以下，使ZTF J1813+4251成为氦CV双星和富氢CV之间先前缺失的一环。
2022-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterising high and low accretion states in VY Scl CVs using ZTF and TESS data
本文利用 ZTF 和 TESS 数据分析了 VY Scl 激变变星的高低吸积态转换，发现系统状态分布差异，并探讨了颜色变化、周期性及现有理论模型。
2024-11-12 astro-ph.SR
1000 cataclysmic variables identified from DESI spectroscopy
研究从DESI光谱中识别激变变星，利用机器学习技术搜索光谱，识别出众多CVs，包括新的亚型，确认了候选体并获取轨道周期，给出空间密度估计，还增加了一类特殊CVs的数量。
2026-07-28 astro-ph.SR
Cyclical period changes in cataclysmic variables: a statistical study
本研究通过统计分析21颗激变变星的周期变化数据，发现第三体假说无法解释其周期循环变化，而磁活动假说与标准演化图景和观测结果一致。
2024-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Volume Limited Sample of Cataclysmic Variables from $\mathit{Gaia}$ DR2: Space Density and Population Properties
我们提出了第一个体积有限的样本的激变变量（CV），使用欧空局$\mathit{Gaia}$空间任务的第二次数据发布（DR 2）提供的准确的检索选择。该样本由$150\,$ PC中的42个CV组成，包括使用$\mathit{Gaia}$数据发现的两个新系统，并且完成了$(77 \pm 10)\,$ %。我们使用这个样本来研究银河系CV人口的内在属性。特别是，我们得到的CV空间密度，$ρ=(4.8^{+0.6}_{-0.8}) \times10^{-6}\,\mathrm{pc}^{-3}$，是低于大多数二进制人口合成研究的预测。我们还发现了一个低比例的周期反弹CV，百分之七，和一个平均白矮星质量的$\langle M_\mathrm{WD} \rangle = (0.83 \pm 0.17)\,\mathrm{M}_\odot$。这两项发现都证实了以前的结果，排除了影响这些测量的观察偏差的存在，正如过去所建议的那样。所观察到的周期反弹CV的分数远低于理论预测，至少是5倍，并且仍然是当前理解CV演化的开放性问题之一。相反，平均白矮星质量支持角动量损失的额外机制的存在，这些机制已经在最新的演化模型中得到了解释。在$150\,$ pc样本中，磁性CV的比例非常高，达到了$36\,$ %，这与CV祖先的分离群体中缺乏磁性白矮星形成了鲜明的对比，并强调了磁性系统的演化必须包括在下一代群体模型中…
2020-05-06 astro-ph.SR
Cataclysmic variable evolution and the white dwarf mass problem: A Review
虽然激变变星（CV）演化理论能够解释几个观测方面，但几十年来观测和理论预测的轨道周期分布，最小周期的位置和CV的空间密度之间存在很大的差异。此外，在过去的十年中已经表明，在CV中观察到的平均白矮星（WD）质量显著高于单个WD或CV分离的祖星的平均质量，并且CV中没有在其直接分离的祖星中观察到的氦核WD。这极大地激发了我们对CV形成和进化理论的修正。为了解释观测到的高平均WD质量和没有氦核WD的系统，开发了一个新的CV角动量损失的经验模型。同时，这个模型似乎有助于解决上述理论与观测之间的所有分歧。此外，它还为我们提供了一个非常可能的解释，说明没有伴星的低质量WD的存在。在这里，我们将回顾CV演化的标准模型，以及数十年来模拟和观测之间存在的分歧及其可能的解决方案和/或改进。我们还将总结最近证实的分歧有关的平均WD质量和氦核WD的CV之间的分数，以及经验模型的发展，使我们能够解决所有的分歧，讨论可能涉及的物理。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
