Roche tomography of cataclysmic variables - VI. Differential rotation of AE Aqr - Not tidally locked!
我们目前的罗氏断层照片的K4 V二级恒星在激变的AE Aqr，重建从两个数据集采取9天，并测量恒星表面的差异旋转。断层图像显示了许多大而冷的星点，包括一个大的高纬度星点和一个突出的附属物。我们发现两个不同的带点周围22 $^{\circ}$和43 $^{\circ}$纬度，并估计一个点的覆盖率为15.4-17%的北半球。在假设类太阳差旋定律的前提下，用两种不同的方法测量了AE Aqr的差旋。第一种方法产生的赤道极圈时间为269 d，第二种方法产生的圈时间为262 d。这表明这颗恒星并没有完全被潮汐锁定，就像之前对CV所假设的那样，而是有一个共同旋转的纬度$\sim 40^{\circ}$。我们讨论的影响，这些意见对恒星发电机理论，以及点遍历第一拉格朗日点的影响可能有吸积率CV以及他们的一些其他观察到的属性。应用熵景观技术确定声发射Aqr的系统参数。对于两个独立的数据集，我们发现M $_1$ = 1.20和1.17 M $_{\odot}$，M $_2$ = 0.81和0.78 M $_{\odot}$，在最佳系统速度γ = -64.7和-62.9 km $^{-1}$时，轨道倾角为$50^{\circ}$到$51^{\circ}$。
2014-07-23 astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of accretion X-rays from QS Vir: cataclysmic or a lot of hot air?
XMM-牛顿观测附近的“前激变”短周期（P_orb = 3.62 hr）双星QS Vir（EC 13471-1258），发现当白矮星从它的M2-4矮星伴星后面经过时，会出现有规律的窄X射线食。X射线辐射提供了白矮星上物质转移和吸积的清晰信号。低分辨率XMM-牛顿EPIC光谱与冷却流模型一致，表明吸积速率为Mdot= 1.7 \times 10^-13 M \odot /yr。在48 pc的距离，QS Vir是第二个最近的吸积激变变星，是迄今为止发现的非磁性系统中吸积率最低的变星之一。如果吸积效率为10%的量级，那么通过风来供给这种吸积需要风的质量损失率为Mdot ~ 2 \times 10^-12 M \odot /年。考虑到M矮星可能的质量损失率，这是不可能的高和纯风吸积不太可能。吸积盘特征的缺乏也给直接洛希瓣溢出带来了一些困难。我们推测，QS Vir是在洛希瓣溢出的边缘，所观察到的质量转移可以补充M矮星上的向上色球流，类似于太阳上的针状物和斑点，逃离洛希表面，随后被扫入白矮星洛希瓣。如果是这样的话，QS Vir将处于一个罕见的进化阶段，只持续了100万年。在主食期间估算的M矮星的X射线光度为L_X = 3 \times 10 ^28 erg/s，这与快速旋转的“饱和”K矮星和M矮星的X射线光度一致。
2012-01-12 astro-ph.SR
High-speed photometry of the eclipsing cataclysmic variable 1RXS J180834.7+101041
我们提出了高速测光覆盖一个日食的激变可变系统1 RXS J180834.7+101041。这些数据被模拟为产生于一个包含一个低质量恒星的近距离双星系统，该恒星充满了洛希叶，加上一个具有吸积盘的白矮星。我们发现它的轨道倾角为77.07 +/- 0.47度，质量比为0.168 +/- 0.016。相对较低的倾角意味着只有吸积盘而不是白矮星被这个系统中的低质量恒星所遮蔽。
2011-01-13 astro-ph.SR
Determination of Size of the Emitting Region in Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
使用球对称近似和更精确的模型的椭圆投影到天球的同伴（红矮星），填充其洛希瓣计算的白矮星的中心和上升和下降的分支的持续时间上的双星系统的参数的日食的相位的依赖关系。对经典食极图OTJ 071126+440405 = CSS 081231：071126+440405中的食参数进行了估计。
2014-11-14 astro-ph.SR
Doppler Tomography in Cataclysmic Variables: an historical perspective
为了纪念灾变变星这一新生领域的半个世纪，本文特别强调了多普勒效应作为天体物理学工具的作用。事实上，多普勒效应在170年前就被发现了，并一直是帮助发展现代天体物理学的最重要工具之一。我们在这里描述和讨论，它的使用在灾难变量，结合另一个重要的工具，断层扫描，首先设计用于医疗目的70年前，帮助设计的天文多普勒断层扫描，只有二十年前开发。讨论是因为第一个跟踪光谱提供了一个一维的分析，这些双星的吸积盘的二维速度剖面的建立，并到现代技术，其中包括罗氏层析成像，时间调制和三维成像。
2012-01-15 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
CSS J134052.0+151341 : A Cataclysmic Binary Star with a Stripped, Evolved Secondary
我报告的光谱和时间序列测光的激变二进制CSS J134052.0+151341。可见光主要由第二颗恒星所控制，我将其归类为K4（+-2子类），但从吸收径向速度导出的轨道周期仅为2.45 hr，这意味着罗氏半径太小，无法包含主序星K。光谱显示在几条谱线中增强的钠吸收，表明表面材料已在高温下处理。CSS J134052.0+151341似乎是一个罕见的激变双星，其中的次级恒星是一颗质量更大的恒星的剥离核心，在核心的大部分核演化发生后开始质量转移。
2013-06-18 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
Roche tomography of CVs
洛希层析成像（英语：Roche tomography）是一种用于绘制双星表面亮度分布的技术，双星表面充满（或几乎充满）它们的洛希瓣，因此旋转和潮汐都扭曲。它建立和发展了用于绘制快速旋转的单星的成功技术，这些技术揭示了星点的存在。到目前为止，它只应用于少数激变变星和少数其他相关系统。本文回顾了这项技术，并提出了这些系统中的大多数点的地图。这篇评论是在贝尔法斯特女王大学的克里斯·沃森和科林·希尔的材料的帮助下撰写的。
2017-02-09 astro-ph.SR
Accretion Disks in Evolved Cataclysmic Variables
本文探讨了短周期类星体中吸积盘的形成条件和结构。我们发现，吸积盘在极端的质量比的系统增长到相应的洛希瓣的大小，是相对凉爽的。相反，由于2：1共振而形成的螺旋臂中的粘度和温度更高，并且它们的贡献起着越来越重要的作用。我们模拟这样的光盘，并产生光变曲线，成功地模拟了观察到的双峰光变曲线的SDSS 1238，SDSS 0804，SDSS 1610和V 455和在平静。
2010-09-30 astro-ph.SR
The short orbital period binary star at the heart of the planetary nebula M 3-1
我们在行星状星云M3 -1的中心发现了一颗轨道周期为3 h5 m的双星，这是已知周期最短的光度可变中心恒星，仅次于V458 Vul。光和径向速度曲线的组合模型显示，这两个分量都接近于Roche瓣填充，强烈表明中央恒星将迅速演变为一个灾难性的变星，可能经历类似于V458 Vul的演变，导致行星状星云完全消散之前的新星爆发。而短的轨道周期和近罗什叶填充性质的两个组成部分，使中心的M3 -1的一个重要的测试案例，以限制形成过程的激变变量，新星，甚至可能是超新星Ia型。
2018-07-30 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
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
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
Voracious vortices in cataclysmic variables: II. Evidence for the expansion of accretion disc material beyond the Roche lobe of the accretor in HT Cassiopeia during its 2017 superoutburst
在我们早期的论文中，我们表明，在多年的观测过程中，矮新星HT Cas在其静止状态下的吸积盘半径没有显着变化。它一直保持较大，接近潮汐截断半径。这一结果与现代对爆发周期中圆盘半径演变的理解不一致。在这里，我们提出了一组新的HT Cas的时间分辨光谱，这些光谱是在2017年超级爆发期间获得的。我们使用多普勒层析成像映射系统中的发射结构，我们与那些检测到的静止。我们利用限制性三体问题的解重新讨论了HT Cas在静止时发射结构的位置和圆盘尺寸。超爆发光谱在外观上与静止光谱相似，尽管大部分发射线的强度降低。然而，高激发线显着加强与巴耳末线相比。许多谱线显示出宽发射和窄吸收分量的混合。超爆发时H $α$比平静时窄得多。其他发射谱线在爆发时也变窄，但没有H $α$那么窄。静止期的H $α$和爆发期的H $β$和HeI谱线的多普勒图主要由断层图像右侧的明亮发射弧所支配，该发射弧位于甚至超过理论截断极限。然而，大部分的H $α$排放在突出具有显着较低的速度。结果表明，HT Cas在其超爆发期间的吸积盘半径已经变热，但保持与静止时相同的大小。相反，我们在白矮星的洛希叶之外探测到了冷气体，这些气体可能是在超级爆发期间从热盘中排出的。
2020-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
FQ Circini: An Ordinary Nova with a High-mass B1 V(n)(e) Companion Whose Decretion Disk Transfers Mass to the White Dwarf via Roche-Lobe Overflow
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Variable Stars South, Royal Astronomical Society of New Zealand（南半球变星，新西兰皇家天文学会）；Centre for Astrophysics, University of Southern Queensland（南昆士兰大学天体物理中心）；Department of Astrophysics, American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆天体物理学系）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Southern African Large Telescope（南非大型望远镜）；University of Southern Queensland（南昆士兰大学）；Vatican Observatory Research Group, University of Arizona（亚利桑那大学梵蒂冈天文台研究组）
FQ Cir是一颗普通新星，其高质量B1 V(n)(e)伴星通过脱壳盘罗奇洛夫溢流向白矮星转移质量，发现了一种新的吸积模式，且其无法成为Ia型超新星。
2026-02-10 astro-ph.SR
Features of the Matter Flows in the Peculiar Cataclysmic Variable AE Aquarii
本文研究了其中一个组分是快速旋转的磁性白矮星的密近双星系统中等离子体流的结构。主要的例子是AE宝瓶座系统;白矮星的自旋周期大约是轨道周期的1000倍，白矮星表面的磁场大约是50 MG。通过数值求解磁流体动力学方程组，分析了该系统的传质过程。这些计算表明，在层流状态下，白矮星的磁场对洛希瓣中物质的速度场没有显著影响，因此磁场不会阻碍磁层周围瞬态盘（环）的形成。然而，白矮星与周围物质之间的能量和角动量交换效率随着物质湍流运动的发展而显著增加，导致其在磁层边界处加速并进一步以高速率逃离系统。系统在层流和湍流模式之间的转变的时间尺度与其安静和活跃相之间的AE、Aqr转变的时间尺度接近。
2016-06-02 astro-ph.SR
Two More Bow Shocks and Off-Center Halpha Nebulae Associated with Nova-like Cataclysmic Variables
本文报告发现两颗类新星激变变星LS Peg和ASASJ2054周围的弓形激波与偏心Hα星云，提出其源于恒星与星际气体云偶然相遇并留下光电离复合的斯特龙根区，展示了小型望远镜长曝光探测极低表面亮度星云的能力。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Silent Majority: The Interacting Post-Common-Envelope Binaries Underlying Cataclysmic Variables
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）
本研究利用Gaia DR3与TESS交叉识别107个后共包层WDMS周期双星，经完备性校正揭示短周期峰和长周期尾，并约束共包层效率及前激变变星种群。
2025-10-20 astro-ph.SR
Magnetic white dwarfs in post-common-envelope binaries
星等有限的样本表明，20- 25%的激变变星包含磁场强度为兆高斯的白矮星，与之形成鲜明对比的是，大约5%的单个白矮星具有类似的磁场强度。此外，缺乏可识别的祖先系统的磁灾变变量导致相当大的挑战时，试图了解这些系统如何形成和演变。在这里，我们提出了一个样本的六个磁性白矮星在分离的双星与低质量的恒星同伴，我们约束的恒星和二进制参数，包括第一次，可靠的质量估计这些磁性白矮星。我们发现它们比分离双星中的无磁白矮星质量更大。这些磁性白矮星的冷却年龄通常超过1 Gyr，并且居住在非常接近罗奇叶填充的系统中。我们的研究结果更符合这些系统是暂时分离的灾变变量，而不是前灾变双星，但我们不能排除后一种可能性。我们发现，这些系统可以显示不寻常的不对称光变曲线，这可能提供一种方法来识别它们在未来的更大的数字。还提出了七个新的候选磁白矮星系统，其中三个具有不对称的光变曲线。最后，我们注意到，几个新发现的磁性系统的档案光谱中没有明确的磁性证据，这意味着这些双星以前已经错过了。然而，仍然明显缺乏年轻的分离磁白矮星系统。
2021-01-29 astro-ph.SR
A stellar constraint on Eddington-inspired Born-Infeld gravity from cataclysmic variable binaries
Eddington启发的Born-Infeld引力理论是对爱因斯坦广义相对论的一个重要修正，它能在经典水平上产生非奇异宇宙学，并避免引力坍缩过程中的终态奇异性。在牛顿极限下，这个理论产生了一个修改后的泊松方程，作为一个结果，其中恒星观测值获得模型相关的修正，相比之下，在低能量极限的广义相对论计算。这反过来又可以用来建立对理论的天体物理约束。在这里，我们得到这样一个约束，使用观测数据从激变变双星。特别是，我们认为潮汐破坏限制的二级恒星的白矮星主要。这颗恒星的洛希瓣填充条件被用来计算恒星观测值的修正引力理论的数值方案。然后，这些对比与通过使用这些对象上的可用数据，通过蒙特卡洛误差级数方法获得的值。这样，我们就能够将理论约束在$5σ$置信水平内。
2021-05-19 astro-ph.SR gr-qc hep-th
Discovery of a pre-cataclysmic binary with unusual chromaticity of the eclipsed white dwarf by the GPX Survey
我们发现了一个相对明亮的食双星系统，它由一颗白矮星和一颗主序星K7组成，具有明显的色球和黑子活动迹象。该系统的光变曲线显示$\sim0.2$等椭圆变率，周期为0.297549 d，白矮星有一次短暂的日全食。根据我们对光谱和光度数据的分析，我们估计了系统的参数。K7V星是潮汐变形的，但没有填满它的洛希瓣（填充因子约为0.86）。轨道倾角为$i=73^\circ.1\pm 0^\circ.2$，质量比为$q=M_2/M_1\approx 0.88$。K7 V恒星的参数是$M_2\approx 0.64$ M $_{\odot}$、$R_2=0.645\pm 0.012$ R $_{\odot}$、$T_2\approx 4070$ K。白矮星的参数是$M_1\approx 0.72$ M $_{\odot}$，$R_1=0.013\pm 0.003$ R $_{\odot}$，$T_1=8700\pm 1100$ K.不同波段的光度观测显示，日食的最大深度是在\textit{SDSS r}滤光片中，这对于一个由白矮星和主序星晚期组成的系统来说是不寻常的。我们怀疑这个系统是一个共同的信封双星演化的产物，和白矮星吸积恒星风从二级恒星（所谓的低吸积率极地，LARP）。
2020-02-19 astro-ph.SR
1RXH J082623.6-505741: a new long-period cataclysmic variable with an evolved donor and a low mass transfer rate
我们发现了1 RXH J082623.6-505741，一个轨道周期为10.4小时的致密双星。模拟广泛的光学光度学和光谱学揭示了一个$\sim 0.4 M_{\odot}$ K型二次转移质量通过低状态吸积盘的非磁性$\sim 0.8 M_{\odot}$白矮星。第二个是过亮的质量和主导的光谱在所有的时代，必须演变，以填补其罗氏叶在这个轨道周期。X射线光度$L_X \sim 1$ - $2 \times 10^{32}$ erg s $^{-1}$来自新的XMM-牛顿和档案观测，虽然高相比，大多数CV，仍然只需要一个适度的吸积率到白矮星的$\dot{M} \sim 3 \times 10^{-11}$到$3 \times 10^{-10} M_{\odot}$年$^{-1}$，低于预期的激变变量与演化的次级。目前还没有观测到矮新星爆发，这与低质量转移率相一致。其他几个具有类似轨道周期的激变变星也显示出出乎意料的低质量转移率，尽管选择效应不利于发现具有这些特性的双星。这表明长周期、低传质速率的激变变量的丰度和演化状态值得额外关注。
2022-06-21 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
ZTF J021804.16+071152.93: a dead cataclysmic variable and potential solution to the missing period bouncers
University of Sheffield（谢菲尔德大学）；University of Hamburg（汉堡大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）
该研究发现了一颗可能的缺失周期反弹解决方案，通过磁化白矮星的磁场导致双星分离，揭示了 cataclysmic 变星的最终命运。
2026-04-28 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
CSS1603+19: a low-mass polar near the cataclysmic variable period minimum
本研究通过多波段时间分辨观测与物理模型分析CSS1603+19，确认其为接近周期最小值、尚未经历周期反弹的低质量AM Herculis型偏振星。
2023-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Planet-Mediated Precision-Reconstruction of the Evolution of the Cataclysmic Variable HU Aquarius
激变变星（英语：Cataclysmic variants，CV）是一颗致密的白矮星从低质量伴星吸积物质而形成的双星。在CV HU Aquarii周围轨道上发现两颗行星为了解该系统的形成和演化提供了不寻常的机会。特别是行星的轨道参数限制了过去，使我们能够通过共同包络阶段重建系统的演化。在这一戏剧性的事件中，主恒星的整个氢包层被喷射出来，在途中经过两颗行星。观测到的HU Aqr行星的偏心率和轨道间距使我们能够限制公共包络参数$αλ= 0.45\pm 0.17$或$γ= 1.77\pm0.02$，并测量公共包络被弹出的速率，结果证明是丰富的。共同包层中的物质以${\dot m} = 1.9\pm 0.3\,\MSun/yr$的速率从双星系统中喷射出来。对HU Aqr初始条件的重建表明，主星的质量为$M_{\rm ZAMS} = 1.6\pm0.2$ \，\MSun \，而伴星$m_{\rm ZAMS} = 0.47\pm 0.04$ \，\MSun \则是$a=25$ -160\，\RSun \（最佳值$a=97$ \，\RSun）双星。这两颗行星的轨道间距分别为$a_a=541\pm44$ \，\RSun \和$a_b=750\pm72$ \，\Rsun \。在共同包层之后，主星变成一颗$0.52\pm0.01$ \，\MSun \，氦白矮星，随后从它的充满罗氏瓣的伴星吸积$\sim …
2012-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
The aftermath of nova Cen 2013 (V1369 Cen)
内容：经典的新星祖先是激变变星，非常古老的新星被观察到与高质量转移率和（相对）长轨道周期系统相匹配。然而，经典新星的后果从未被详细研究过。目的：探索激变变星中经典新星爆炸的后果，并观察双星系统弛豫到静止。研究方法：我们使用多波长时间分辨光学和近红外光谱的明亮，研究经典新星爆发五年后。我们能够解开喷出物的贡献，在这个晚时代使用其以前的特性，分离喷出物排放的二元系统。结果如下：我们确定了双星的轨道周期（P=3.76小时），系统分离和质量比（假设白矮星质量为1.2太阳质量，q>=0.17）。我们发现了一颗被辐射的二级恒星的证据，但没有明确的吸积盘的特征，尽管我们确定了第二个发射线源与白矮星的撞击点有关。这些数据与膨胀的白矮星外壳和白矮星洛希瓣内存在不稳定气体的情况一致。结论：在爆发5年多后，这颗经典新星似乎还没有放松。
2021-03-08 astro-ph.SR
Detection of white dwarf spin period variability in the intermediate polar V2306 Cygni
磁激变变星是由一个致密的物体--一颗白矮星--和一颗充满其洛希叶的红矮星组成的密近双星。这种系统是物理实验室，能够研究磁场对物质流动的影响。它们经常表现出白矮星的自旋上升或下降，而一些系统则表现出更复杂的自旋周期变化行为。我们观测了密近双星系统中白矮星自转周期的变化，以研究磁场的相互作用和吸积过程以及中间极的演化。在我们的中间极地监测计划的框架内，我们在几个观测站获得了测光CCD观测。两个周期的三角多项式拟合用于确定极值时间。进行了（O-C）分析，以研究系统的轨道和自旋周期的变化。利用对天鹅座V2306（以前称为1 WGA J1958.2+3232）的9年观测数据，我们探测到了自旋周期的变化，它显示了白矮星的自旋上升，特征时间为$(53\pm5)\cdot10^4$年。旋转周期的值为$733.33976$秒，形式精度为$0.00015$秒。我们导出了一个改进的系统的轨道周期值为$4.371523\pm0.000009$小时。
2019-07-24 astro-ph.SR
A 9-Hr CV With One Outburst in 4 Years of Kepler Data
在通过开普勒主场光变曲线的视觉搜索过程中，我们发现了一个灾难性的变量（CV），它在四年内只经历了一次为期4天的爆发，上升到静态流量的三倍。在四年的非爆发数据期间，KIC 5608384的开普勒测光显示出椭圆形光变化（“ELV”），振幅为$\sim$ 12%，周期为8.7小时。后续的地基光谱观测得到了高质量的径向速度曲线和相关的质量函数。此外，H $α$发射线存在于光谱中，即使这些是在源可能处于静止时拍摄的。这些发射线至少有一部分被伴星K所遮蔽。我们利用现有的质量函数，ELV振幅，罗奇瓣填充条件，并推断半径的K星导出系统的质量和轨道倾角：$M_{\rm wd} \simeq 0.46 \pm 0.02 \, M_\odot$，$M_{\rm K} \simeq 0.41 \pm 0.03 \, M_\odot$，和$i \gtrsim 70^\circ$。$M_{\rm wd}$的值是在激变变星中任何吸积WD的最低值。我们还运行了使用MESA的二进制演化模型，以推断最有可能的参数的前灾难性的二进制。利用模型演化轨道的质量转移速率，我们得出结论，虽然速率接近吸积盘稳定性的临界值，我们预计KIC 5608384表现出矮新星爆发。我们还得出结论，吸积白矮星最有可能从一个热的亚矮星，最值得注意的是，这是第一个真正的例子，一个祖先的AM CVn二进制已通过CV通道演变。
2019-08-06 astro-ph.SR
Hot donors in cataclysmic variables: The case of EI Psc
本研究通过时间分辨光谱、测光及 MESA 模型分析了短周期矮新星 EI Psc，确定了其白矮星与热次星参数及吸积结构特征，并推断此类系统由低质量白矮星与较高质量次星前身演化而来。
2025-05-28 astro-ph.SR
A first systematic characterization of cataclysmic variables in SRG/eROSITA surveys
本研究系统性表征了eROSITA巡天中激变变体的X射线与光学性质，揭示了各类CVs在诊断图中的平均属性，并发现探测率随数据叠加和距离限制显著提升。
2024-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
The crowded magnetosphere of the post common envelope binary QS Virginis
本文介绍了室女座QS（QS Vir）的高速测光和高分辨率光谱。我们的UVES光谱跨越多个轨道超过一年，并揭示了几个大的双折射的存在，通过前面的M星和它的白矮星的同伴，使我们能够三角测量它们的位置。尽管在几天的时间尺度上显示出微小的变化，但它们持续了一年多，甚至可能持续几十年。一个巨大的日珥从M星延伸出几乎三个恒星半径。罗氏断层扫描显示M星有很多斑点，这些斑点存在时间很长，位置相对固定，最好是在面对白矮星的半球上。我们还确定精确的二元和物理参数的系统。我们发现，14，220 +/-350 K的白矮星质量相对较大，为0.782 +/-0.013 Ms，半径为0.01068 +/-0.00007 Rs，与演化模型一致。潮汐畸变的M星质量为0.382 +/- 0.006Ms，半径为0.381 +/- 0.003Rs，也符合演化模型。我们发现来自白矮星的镁吸收线比预期的要宽。这可能是由于旋转（意味着旋转周期只有~700秒），或由于弱（~ 100 kG）磁场，我们倾向于后一种解释。由于M星的半径仍然在洛希叶内，并且没有证据表明它过度膨胀，我们得出结论，QS Vir很可能是一个即将成为半分离的前激变双星。
2016-03-02 astro-ph.SR
Accretion in the detached post-common-envelope binary LTT 560
在以前的研究中，我们发现，分离后的共同包络二进制LTT 560显示由两个反相组件组成的H α发射线。虽然其中一个明显是由次级晚型主序星的恒星活动造成的，但我们的分析表明，白矮星主星可能是第二个组成部分的起源。然而，数据的低分辨率意味着我们的解释仍然模糊不清。在这里，我们使用时间序列UVES数据比较的径向速度的Halpha发射组件的金属吸收线从主星和次星。我们发现，较弱的成分最肯定起源于白矮星，可能是由吸积造成的。对白矮星光谱的丰度分析得出的吸积率与恒星风引起的次级质量损失一致。第二个也是更强的H α分量是由次级恒星上的恒星活动引起的。由于在我们的时间分辨光谱学中出现了耀斑，所以很可能存在一个活跃的次级。此外，罗氏层析成像表明，在第二颗恒星的前侧和靠近第一个拉格朗日点的重要区域被星点覆盖。最后，我们推导出系统的参数，并将其置于进化的背景下。我们发现，白矮星是一个非常缓慢的旋转，这表明它有一个角动量的演变类似于场白矮星。我们预测，LTT 560将开始质量转移通过罗氏瓣溢出在约3.5 Gyrs，并得出结论，该系统是目前人口的灾变变量的祖先的代表。它很可能会演化成SU Uma型的矮新星。
2011-07-18 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables and the disc instability model in the Gaia DR3 colour-magnitude diagram
本文通过纳入吸积盘、伴星、白矮星和亮斑的可变光，基于 DIM 模拟 CVs 在 Gaia DR3 HRD 中的分布，证明“钩状”特征主要对应稳定类新星，并可用于发现新亚型或检验模型。
2024-01-22 astro-ph.GA 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
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
Multiwavelength observations of V479 Andromedae: a close compact binary with an identity crisis
我们进行了一个多波长的研究，以揭示极长周期激变变量V479和的性质。我们进行了一系列的观测，包括中高光谱分辨率的光学分光光度计，X射线观测与斯威夫特，线性偏振和近红外光度。该双星系统是一个轨道周期为0.594093（4）天的低倾角~ 17 ^o系统。光谱中的吸收线复合体表明施主星的光谱类型为G8-K 0，它已经偏离了零龄主序星。这意味着到物体的距离约为4 kpc。主星可能是一颗质量为1.1-1.4兆太阳的磁白矮星，它以大于10^-10兆太阳/年的速度吸积物质。如果施主星充满了它相应的洛希瓣，这个速率就可以达到，但是在这个系统中几乎没有质量转移流的观测证据。另一种解释是来自施主恒星的恒星风，尽管如此高的质量损失率并不预期来自亚巨星。如果说V479中的强磁白矮星And.未来的观测证实，该系统是观测到的轨道周期最长的极地系统。本文还讨论了V479 And的进化状态。
2013-03-22 astro-ph.SR
Searching for New Cataclysmic Variables in the Chandra Source Catalog
本研究利用钱德拉源表与 Gaia DR3 的交叉匹配，结合 X 射线和光学颜色-颜色图筛选出 14 个新的银河系激变变星候选体，并通过光谱确认了其中 4 个，证明联合 X 射线与光学分析能有效发现磁激变变星和低吸积率 CV。
2024-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fourteen new eclipsing white dwarf plus main-sequence binaries from the SDSS and Catalina surveys
我们报告寻找新的食白矮星加上主序星（WDMS）双星的光变曲线的卡塔利娜调查。我们使用的颜色选择列表的近2000个候选WDMS系统从斯隆数字巡天，专门设计用于识别WDMS系统与冷白矮星和/或早期M型主序星。我们总共确定了17个食系统，其中14个是新发现的。我们还发现了3个候选食系统，2个主序食双星和22个非食密近双星。我们新发现的系统通常具有由主序分量主导的光通量，其光谱类型比大多数先前发现的食系统更早。我们发现了大量的椭圆变星双星，具有相似的周期，近4小时，光谱类型M2- 3，这是非常接近罗奇瓣填充。我们还发现，食系统的分数低于发现在以前的研究中，可能反映了较低的密切的二进制WDMS双星与早期M型主序星之间的分数，由于其增强的角动量损失相比，完全对流晚M型恒星，从而导致他们成为灾难性的变量更快，从WDMS样本中消失。我们的系统使已知的分离，食WDMS双星的总数达到71。
2015-02-19 astro-ph.SR
Effects of Rotationally-Induced Mixing in Compact Binary Systems with Low-Mass Secondaries and in Single Solar-Type Stars
许多星族合成和恒星演化的研究都涉及到密近双星系统的演化，在这种系统中，主星是一个紧凑的残余物，而次级星充满了它的洛希瓣，从而引发了质量转移。虽然潮汐锁定预计在这样的系统，大多数研究都忽略了旋转引起的混合可能发生。在这里，我们研究的质量损失的恒星混合的范围内的二级恒星质量和金属丰度的可能影响。我们发现，潮汐锁定可以诱导旋转混合之前的接触，从而影响次要恒星的演化，如果包括角动量和化学运输的Spruit-Tayler发电机的影响。一旦接触，传质的效果往往比演化的时间尺度更快，因此混合的效果不再直接重要，但传质带对可能受到混合影响的内层很重要。这些效应在1-1.2 Msun的秒数和较低的金属丰度下增强。我们讨论了可能的影响，在第二次的激变变量SS Cyg和黑洞候选人XTE J1118+480和Ia型超新星的祖先进化的碳的缺乏。我们还讨论了球状星团和疏散星团中蓝离散星的起源问题。我们发现，模型，包括旋转与观察到的一些蓝色离散星一致，演化是化学均匀的。这导致HR图中的轨迹比非旋转主序关断点更亮更蓝。因此，旋转混合可能是促成蓝离散星形成的因素之一。
2012-06-21 astro-ph.SR
New orbital periods of high-inclination dwarf novae based on Gaia Alerts photometry
利用 Gaia 测光数据，通过掩食和椭球变化方法确定了75颗高倾角矮新星的新轨道周期并改进了27颗的星历表，揭示了从短周期到长周期系统的光通量主导源转变及周期空隙边缘的异常现象。
2024-11-14 astro-ph.SR
Hydrodynamic Simulations of Classical Novae; CO and ONe White Dwarfs are Supernova Ia Progenitors
激变变星（CV）和共生双星是接近（或不那么接近）的双星系统，其中包含一颗白矮星（WD）主星和一颗较大的较冷的次级星，通常充满其洛希叶。较冷的恒星通过双星的内拉格朗日点失去质量，其中一部分物质被WD吸积。在这里，我们报告我们的热核失控（TNR）的吸积材料，在一个经典的新星爆炸结束的流体动力学研究。我们跟踪了碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）WD上TNR的演变。我们在本文中报告了3项研究。首先，我们使用NOVA（我们的1-D，完全隐式，Hydro代码）仅吸积太阳物质的模拟。其次，我们使用MESA进行类似的研究，其中我们只吸积太阳物质，并比较结果。第三，我们吸积太阳物质，直到TNR正在进行，然后将吸积层中的成分切换为混合成分：25% WD和75%太阳物质或50% WD和50%太阳物质。我们发现，吸积材料的量是成反比的初始12 C丰度（如预期）。因此，吸积太阳物质会导致更大量的吸积物质来为爆发提供燃料;比早期研究中从模拟开始就假设混合成分的情况要大得多。我们最重要的结果是，所有这些模拟喷射显着小于吸积的质量，因此，WD是越来越多的质量向Ehrasekhar极限。
2020-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
