Optical and X-ray Studies of Ten X-ray Selected Cataclysmic Binaries
我们报告了通过X射线发射发现的十个激变双星的地面光学观测。时间分辨径向速度光谱产生明确的轨道周期为八个对象和模糊的结果，其余两个。的轨道周期范围从87分钟到9.38小时。我们还获得了时间序列的光学测光的六个目标，其中四个有相干脉动。这些周期对于1 RXS J045707.4+452751是1218 s，对于AX J1740.2-2903是628 s，对于AX J1853.3-0128是477 s，对于IGR J19267+1325是935 s。总共有七个源在X射线或光学上有相干振荡，这表明它们是中间极星（武仙座DQ星）。其中一个天体Swift J2218.4+1925的时间分辨光谱显示它是武仙座AM星，或者说是极星，IGR J19552+0044也可能属于这一类。对于另一个天体Swift J0476.2-1611，我们发现它的轨道周期为9.384 hr，并探测到了它的二级恒星光谱。次级的光谱贡献意味着900（+190，-150）pc的距离，其中误差线是使用蒙特卡罗技术估计的，以考虑相关的不确定性。
2013-09-03 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
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
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
Further evidence of saturated, boosted, and disrupted magnetic braking from evolutionary tracks of cataclysmic variables
本研究将饱和、增强与破坏（SBD）磁制动模型植入MESA，模拟激变变星演化，成功再现观测到的质量转移率、周期间隙和最小周期，证明该模型统一适用于分离双星与激变变星。
2025-03-27 astro-ph.SR
Search for Nearby Ultracool Compact Binaries in Gaia DR2
盖亚第二次数据发布（DR 2）中包含的信息允许搜索具有预先选择的属性的不寻常物体，字面上构建具有所需特征的恒星。本文介绍了该方法的思想、实现过程以及在200秒差距内搜索超冷紧双星的结果。在选定的绝对星等范围内（M=11. 13)已经发现了预期和意外的物体。我们发现了两个激变变量的极端红外线与紫外线的颜色指数在126和103秒差距，两个日食前激变系统的周期差距和一个候选年轻的恒星对象。我们分析了新的变星使用天气调查的数据，并比较其性质的已知恒星的这些类型。同时也讨论了致密双星在银河系人口密度中的应用。
2018-07-12 astro-ph.SR
The Magnetic Fields of White Dwarfs in Cataclysmic Variables
最近的一系列论文研究了孤立和双星白矮星中磁场的起源。一种建议是，磁场是在共同的包络演变过程中通过α-ω发电机产生的。在这里，我们提出的人口合成计算表明，这一假设是支持磁双星的观测。
2018-10-15 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
Optical Studies of Thirteen Hard X-ray Selected Cataclysmic Binaries from the Swift-BAT Survey
从Swift Burst Alert Telescope（BAT）调查中发现的一组13个灾难性双星中，我们对11个进行了时间分辨光谱学和/或时间序列测光，目的是测量它们的轨道周期并寻找自旋周期。本研究中的七个对象是新的光学识别。发现7个目标的轨道周期从81分钟到20.4小时不等。PBC J0706.7+0327是一颗武仙座AM星（极星），基于它的发射线变化和大振幅光度调制。雨燕J2341.0+7645可能是一个极地，尽管这里的证据不太可靠。从Swift J0503.7-2819（975 s）和Swift J0614.0+1709（1412 s和1530 s，分别为自旋和拍频周期）两个对象中检测到相干脉动，表明它们可能是中间极（DQ武仙座恒星）。对于另外两颗恒星，初步建议更长的自转周期。我们还介绍了RX J2015.6+3711的2.00小时X射线调制的发现，可能是Swift J2015.9+3715的贡献者，并且可能是极地。
2015-10-02 astro-ph.HE 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
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
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
Optical Studies of Twenty Longer-Period Cataclysmic Binaries
我们获得了20颗激变变星的时间序列径向速度谱，目的是确定轨道周期P_orb。本文报道的所有恒星的P_orb都大于3.5h。对于其中的16颗恒星，这些是第一次可用的周期测定，对于剩下的4颗（V709 Cas，AF Cam，V1062 Tau和RX J2133+51），我们使用新的观测结果来提高先前公布的周期的准确性。大多数的目标是矮新星，没有显着的特质。剩下的三颗（V709 Cas，V1062 Tau和RX J2133+51）是中间极星（DQ Her星）;一颗（IPHAS 0345）是次级主导系统，没有已知的爆发，类似于LY Uma;一颗（V1059 Sgr）是古老的新星;另外两颗（V478 Her和V1082 Sgr）是长周期的新星变星。新周期的恒星是IPHAS 0345（0.314 d）; V344 Ori（0.234天）; VZ性别（0.149天）; NSVS 1057+09（0.376 d）; V478 Her（0.629天）; V1059 Sgr（0.286天）; V1082 Sgr（0.868 d）; FO Aql（0.217天）; V587 Lyr（0.275 d）; V792 Cyg（0.297 d）; V795 Cyg（0.181 d）; V811 Cyg（0.157 d）; V542 Cyg（0.182 d）; PQ Aql（0.247 d）; V516 Cyg（…
2010-09-07 astro-ph.SR
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
Optical Studies of Ten Hard X-ray Selected Cataclysmic Binaries
我们对在硬X射线巡天中发现的10颗激变双星进行了时间分辨光谱学和/或测光，目的是测量它们的轨道周期并寻找它们具有磁性的证据。在这项研究中，有四个物体是新的光学识别：IGR J18017 $-$ 3542，PBC J1841.1+0138，IGR J18434 $-$ 0508和Swift J1909.3+0124。PBC J1841.1+0138观测到311.8s的相干光脉动和周期为0.221909天的食。从IGR J18434 $-$ 0508检测到152.49 s相干周期。在IGR J18151 $-$ 1052中观察到389 s的可能周期，与已知的X射线自旋周期一致。我们还在Swift J0717.8 $-$ 2156的存档X射线观察中检测到803.5 s的周期。因此，后四个物体被证实是中间极性类的磁性CV。AX J1832.3 $-$ 0840中1554 s的光学周期也证实了已知的X射线自旋周期，但在2303 s处存在更强的信号，其解释并不明显。我们还研究了候选的中间极性Swift J0820.6 $-$ 2805，它具有由$\approx4$等不同的低和高状态，并且光学周期或QPO与建议的X射线周期不一致。值得注意的是，雨燕J1909.3+0124的轨道周期异常长，为2.06天，表现在早期K型伴星的光球吸收线径向速度变化上。如果恒星要填满它的洛希瓣，它必须在某种程度上进化…
2021-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
When does an old nova become a dwarf nova? Kinematics and age of the nova shell of the dwarf nova AT Cnc
的Z凸轮型矮新星AT Cnc显示一个经典的新星（CN）壳，表明在激变双星CN爆发后的质量转移大幅下降。灾变双星的冬眠场景预测了这样的减少，在几个世纪的时间尺度上。为了测量自AT Cnc最后一次CN喷发以来的时间，我们用CFHT最近委托的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE测量了其喷出物中100个团块的径向速度。其范围为-455至+490 km/s。再加上已知的距离460 pc（沙拉2012年），AT Cnc的外壳的大小，和一个简单的模型，新星喷出物减速，我们确定该系统的最后CN爆发发生在$330_{-90}^{+135}$年前。这是迄今为止观测到的从高质量转移速率的新星变星到低质量转移速率的矮新星的最快转变，并且与激变双星的冬眠相一致。最后，我们注意到的相似性推断爆发日期（公元1686年的一个世纪内）的AT Cnc与“客星”在星座巨蟹座韩国观察员在1645年报告。
2016-09-21 astro-ph.SR
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reversibility of time series: revealing the hidden messages in X-ray binaries and cataclysmic variables
我们探讨了三个激变变星MV Lyr，KIC 8751494和V1504 Cyg的Kepler观测，以及X射线双星Cyg X-1的RXTE观测的非线性，高频，非周期性的变化特性。这是通过使用称为双谱的高阶傅立叶统计量及其相关的双相和双相干以及时间偏度统计量来完成的。我们展示了如何所有的对象显示定性相似的双相趋势。特别是所有的双相振幅被发现是小于$π/2$，这表明所有源的流量分布是正偏态的所有观察到的时间尺度上，符合对数正态分布预期的波动吸积盘模型。我们还发现，对于所有的对象的双相是积极的频率相应的功率谱密度显示其高频突破。这表明，观测到的类似噪音的耀斑上升速度比下降速度慢，因此不具有时间可逆性。这一观测结果也与波动吸积盘模型相一致。此外，我们在所有四个对象中观察到相同的定性双相趋势，其中双相显示在其各自的功率谱密度中低于高频中断的频率处明显降低。这种行为也可以在所有四个对象的时间偏斜中观察到。据我们所知，没有直接的解释所观察到的双相减少。因此，双相减少可能表明波动的吸积盘模型在低于高频突变的频率下开始破裂。
2014-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of three pre-cataclysmic variables from the Edinburgh-Cape Blue Object Survey
我们目前的光变曲线和时间分辨光谱的三个候选人前激变双星EC 12477-1738，EC 13349-3237，和EC 14329-1625。我们确定EC 12477-1738的轨道周期为0.362 d，从而证实了先前报道的值。EC 14329-1625也有类似的周期，P=0.350 d。这两个系统都包含一颗中等温度的白矮星（T = 15000-20000 K）和一颗M3 V二级恒星。第三个前CV，EC 13349-3237，是三个中最年轻的，具有热WD（T ~ 35000 K），也具有最长的周期P=0.469 d。此外，它也是一颗罕见的前CV，拥有一颗相对较早的M1 V型副恒星，最终会在周期间隔以上演化成CV。
2009-08-07 astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VII. The long-term magnetic activity of AE Aqr
利用Roche层析成像技术对激变变星AE~Aqr中的二级恒星进行了8~ 10年的观测，并对恒星表面的星点进行了间接成像。这7幅地图显示了高纬度和低纬度地区丰富的斑点特征。我们发现，所有的地图至少有一个大的高纬度地区，我们讨论了其复杂的演变之间的地图，以及它与当前的发电机理论的兼容性。此外，我们看到在观测期间，在$45^{\circ}$ ~纬度附近的斑点覆盖率$f_{\mathrm{s}}$明显增长，在$20^{\circ}$纬度附近持续高$f_{\mathrm{s}}$。这些斑点带可能是磁活动周期的一部分，磁通量管出现在不同的纬度，类似于太阳的“蝴蝶”图。我们讨论了密近双星中通量管出现的性质，以及AE~Aqr在其他恒星背景下的活动。
2016-03-30 astro-ph.SR
Magnetic Fields in Interacting Binaries
Wickramasinghe等人（2014年）和Briggs等人（2015年）提出，在一些单个白矮星（MWD）中观察到的强磁场是由两颗恒星（质量更大的一颗具有简并核心）在共同包络（CE）演化期间合并时由差分旋转驱动的发电机形成的（Ferrario等人，2015年b）。我们合成的人口的二进制调查，如果领域的磁激变变量（MCVs）也可能起源于恒星的相互作用在CE阶段。
2018-01-29 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
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
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
WZ Sge-type dwarf novae: an extreme laboratory in cataclysmic variables
研究WZ Sge型矮新星的爆发机制及二体演化，揭示其多样性与潜在的天文意义。
2025-12-15 astro-ph.SR
The White Dwarf Binary Pathways Survey IV: Three close white dwarf binaries with G-type secondary stars
对由一颗白矮星和一颗M矮星伴星组成的后共包络双星（PCEBs）的观测限制，使我们对具有低质量伴星的近距离白矮星双星形成的认识取得了重大进展。白矮星双星路径计划旨在将这些先前的观测扩展到更大的次级质量，即光谱类型为AFGK的次级恒星。在这里，我们提出的发现和观测特性的三个PCEB与G型二级恒星和轨道周期之间的1.2和2.5天。利用我们自己的工具以及MESA，我们估计了双星的演化历史，并预测了它们的未来。我们发现了一个大范围的可能的演化历史的所有三个系统，并确定没有迹象表明在共同的信封演变的差异相比，低质量的次级恒星PCEBs。尽管它们在轨道周期和次级光谱类型上相似，但我们估计这三个系统的未来非常不同：TYC 4962-1205-1是一个具有演化供体恒星的激变变星系统的祖先，TYC 4700-815-1将进入动态不稳定的质量转移，导致两颗恒星合并，而TYC 1380-957-1在成为相当典型的激变变星之前可能表现为超软源。
2020-12-08 astro-ph.SR
The Role of White Dwarfs in Cataclysmic Variable Spin-down
利用三维磁流体动力学数值模型研究了白矮星对激变变星系统自旋下降的影响。该模型包括恒星日冕、恒星风、WD质量和磁场。WD的存在通过物理上阻挡恒星风、重组恒星风、引导恒星风朝向WD表面以及改变阿尔文表面的形状和大小来改变系统的自旋。这些过程的组合在一组简单的测试案例中有所不同，并且由此产生的角动量损失率变化2-3倍，并且相对于具有单个M矮星的测试模型变化2倍。虽然该模型采用了一些简化，结果表明，目前在激变变量研究中使用的角动量损失计划不需要大幅修改。还获得了关于风吸积的见解。我们发现，有效的吸积开关相当迅速地减少轨道分离。吸积率取决于磁场排列，并应调制的磁周期的M矮星。对于白矮星磁场强度的特定值，一个有效的虹吸日冕等离子体从向内面对M矮半球发生。风的吸积率在相当相似的近距离双星之间预计会有10倍或更多的变化，这取决于磁场强度和轨道间隔。
2012-01-04 astro-ph.SR
Inferred timescales for common envelope ejection using wide astrometric companions
密近双星的演化通常会经过共同的包络阶段。包络弹射（CEE）的物理学尚未被理解，并且建议涉及几种机制。这可能会导致中欧和东欧质量损失的不同时间尺度。为了探索CEE的时间尺度，我们研究广泛的同伴后CE双星。更快的质量损失时间尺度引起更高的破坏率宽的二进制文件，并导致更大的平均分离。我们利用来自盖亚DR 2的数据来寻找超宽的伴星（预计分离$10^3$ - $2\times 10^5$ a.u.和$M_2 > 0.4$ M $_\odot$）到几种类型的后CEE系统，包括sdB，白矮星后普通双星和激变变星。我们发现一个（宽轨道）的多重性分数为$1.4\pm 0.2$ %的sdBs进行比较的多重性分数为$5.0\pm 0.2$ %的晚B/A/F星，这是可能的sdB的祖先。超宽双星与主序星和sdBs的投影分离分布有很大不同，并且与瞬发质量损失（共同包络抛射时标的上限为$10^2$年）相一致。超宽伴星对灾变变星和后CEE双星的较小统计提供了较弱的约束。然而，生存率的超宽对灾难性的变量表明更长的时间，$\sim10^4$年的时间尺度为CEE在这些系统中，可能表明非动态CEE在这个政权。
2020-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Cataclysmic Variables and other Exotic Binaries in the Globular Cluster 47 Tucanae
我们在非核坍缩的球状星团47 Tuccus（47 Tuc）中发现了22个新的（+3个确认的）激变变星（CV）。星团中CV的总数现在是43个，是迄今为止所有球状星团中最大的样本。为了进行识别，我们使用了哈勃太空望远镜的近紫外（NUV）和光学图像，并结合钱德拉X射线天文台的X射线结果。这使我们能够建立迄今为止最深的NUV CV光度函数。我们发现47 Tuc中的CV比主序星更集中于星团中心。我们比较了我们的结果的CV人口的核心塌陷的球状星团NGC 6397和NGC 6752。我们发现47 Tuc每单位质量的明亮CV比其他两个集群少。这表明，核心坍缩星系团中的动力学相互作用在创造新的CV中起着重要作用。在47 Tuc，CV人口可能是由原始和旧的动态形成的系统。我们估计47 Tuc中的CV总质量约为。1.4 M_sun。我们还发现，在三个集群的CV的X射线光度函数是双峰。此外，我们讨论了一个可能的双退化系统和一个有趣的/未分类的对象。最后，我们提出了四个系统，可能是毫秒脉冲星的同伴给予他们的X射线和NUV/光学颜色。对于其中之一，我们提出了非常有力的证据，作为一个消融的同伴。其他三个可能是CO-或He-WD。
2018-01-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-band variability in accreting compact objects
激变变星在许多方面与X射线双星相似。这两种类型的系统都拥有一个吸积盘，在大多数情况下可以到达中心致密物体的表面（或事件视界）。主要的区别在于X射线双星中的引力势阱比激变变星中的要深得多。因此，X射线双星发射的大部分辐射都是X射线波长，而激变变星则主要发射光学/紫外波长的辐射。这两种类型的系统显示非周期性的宽带变化，可以与吸积盘。在这里，所观察到的XRB中的X射线可变性的属性进行比较，在CV中的光学波长处观察到的那些。在大多数情况下，一旦考虑到与内吸积盘区域有关的时间尺度，这两类系统的变率性质在性质上是相似的。相似之处包括观测到的功率谱密度形状，均方根通量关系以及傅立叶依赖的时间滞后。这里简要概述了这些相似之处，把它们的上下文中的波动吸积盘模型，试图重现所观察到的变化。
2014-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion Disk Winds in AM CVn Binaries - a Monte Carlo Approach
AM CVn系统是类似激变变星（CV）的相互作用双星，但更紧凑，轨道周期小于80分钟。主星是一颗白矮星，而主星的性质还不完全清楚。通过分析吸积盘（由Nagel等人在这些会议上提出），可以发现次级星系外层的丰度和成分。从高状态AM CVn系统的光谱不仅显示典型的签名的吸积盘，但也P天鹅座线轮廓，流出的迹象存在于系统中。在这里，我们提出了第一个定量的光谱分析的吸积盘风在AM CVn系统。用我们的三维蒙特卡罗辐射转移程序WOMPAT模拟了出现的风谱。我们表明，P天鹅座配置文件可以复制与我们的风模型。
2009-01-17 astro-ph.SR
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
One thousand cataclysmic variables from the Catalina Real-time Transient Survey
经过六年的运行，卡特琳娜实时瞬时调查（CRTS）已确定了1043个灾难性变量（CV）候选项--这是迄今为止单次调查中最大的CV样本。在这里，我们提供了光谱鉴定的85个系统比g<19，包括三个AMCVn双星，一个富氦CV，一个极性和一个新的食CV。我们分析了整个样品的爆发特性，并表明它包含了很大一部分的低吸积率CV与长的爆发复发时间。我们认为，大多数的高吸积率矮新星的调查足迹已经被发现，未来的CRTS发现将主要是低吸积率系统。我们发现，以白矮星为主的光谱CV有显着较少的爆发，在其CRTS光变曲线相比，光盘为主的CV，反映了他们的吸积率的差异。比较CRTS样本的CV的其他样本，我们估计的整体外部完整性为23.6%，但显示多达56%的CV的变异幅度太小，无法选择使用目前的地面调查采用的瞬态选择标准。CRTS CV的完整表格，包括本文研究的爆发和光谱特性，在在线材料中提供。
2014-07-07 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
Wavelets with Ridges: A High-Resolution Representation of Cataclysmic Variable Time-Series
准周期振荡和矮新星振荡发生在矮新星和类新星变星的爆发期间，偶尔在平静期间，并且在高质量X射线双星和黑洞候选者中具有类似物。准周期振荡和矮新星振荡的频繁低相干性可能使使用标准时间序列工具（如周期图）的检测成为问题。本文开发了分析准周期亮度振荡的工具。我们回顾了天文文献中时频表示的使用，并表明，最适合高信噪比数据的Choi-Williams分布和Zhao-Atlas-Marks表示等表示不能被假定为先验的最佳技术，因为我们的数据具有更高的噪声水平和更低的相干性。这导致我们的时间-频率分辨率和统计特性的六个时间-频率表示的详细分析。我们的结论是，小波尺度图，加上小波脊和极大值点，是最有效的时频表示分析准周期性在低信噪比数据，因为它具有高的时频分辨率，是一个最小方差估计。我们使用小波脊方法重新分析了大众Hyi的档案数据，发现了62个新的QPO和7个新的长周期DNO。相对于以前的分析，我们的方法大大提高了QPO的检测率。
2010-11-08 astro-ph.SR
A study of transients from ground-based surveys reveals new ultra-compact accreting white dwarf binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；South Texas Space Science Institute, University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校南德克萨斯空间科学研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；University of Michigan（密歇根大学）；Institute of Science and Technology Austria（奥地利科学技术研究所）
本文通过光谱和光度学研究15个暂现源，确认9个AM CVn系统，3个氢丰富矮星伴星和3个可能的演化矮星伴星，首次光谱分析8个AM CVn星，揭示其轨道周期和超高速突变周期，为识别新系统提供标准。
2026-03-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transients from the Cataclysmic Deaths of Cataclysmic Variables
我们探讨了低质量恒星与白矮星（WD）伴星合并的观测现象。Schreiber等人（2016）发现，如果大部分的CV二进制文件由于不稳定的质量转移而合并，则灾难变量（CV）的观测属性与标准演化模型之间的多重紧张关系将得到解决。潮汐破坏的次级形成一个几何厚盘周围的WD，随后在高度超爱丁顿率吸积。分析估计和数值流体动力学模拟表明，吸积流的流出物在合并后的几天内以~500-1000 km/s的速度释放了>~ 90%的次级粒子。膨胀的喷出物中的氢复合提供了持续约一个月的光学瞬态发射，光度> 1 e38 erg/s，类似于缓慢的经典新星和普通恒星合并产生的发光红新星。在较长的时间尺度上，WD吸积的物质经历了氢壳燃烧，使残余物膨胀成一个光度~300-5000 L_sun，有效温度T_eff ~ 3000 K，寿命~ 1 e4 - 1 e5 yr的巨星。我们预测，~ 1 e3 - 1 e4银河系巨星CV合并的产品，潜在的非典型表面丰度区分。我们探讨是否有任何银河系历史缓慢的经典新星伪装CV合并，确定四个这样的后新星系统与潜在的巨大的对应物，CV合并的起源不能排除。我们解决是否历史上短暂的CK Vul和它的气体/尘埃星云造成CV合并。
2021-11-18 astro-ph.HE 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
Statistical Time-Resolved Spectroscopy: A higher fraction of short-period binaries for metal-rich F-type dwarfs in SDSS
恒星多样性是现代天体物理学中许多问题的核心，包括恒星形成的物理学，未解决的恒星星族的观测性质，以及相互作用的双星的速率，如激变变星，X射线双星和Ia型超新星。然而，人们对银河系中场星的多重性知之甚少，特别是关于富金属盘星和贫金属晕星之间多重性特征的差异。在这项研究中，我们通过时间分辨光谱学对银河系中的~ 14，000颗F型矮星进行了统计分析，其中子曝光存档在斯隆数字巡天中。我们获得绝对径向速度测量通过模板互相关的个人子曝光时间基线从分钟到年不等。这些稀疏采样的径向速度曲线进行了分析，使用马尔可夫链蒙特卡罗技术，以限制在银河系中的场F-型星的非常短的周期的二进制部分。发现富含金属的盘星比缺乏金属的晕星有30%的可能性有短于12天的伴星。
2015-05-12 astro-ph.SR
Towards a volumetric census of close white dwarf binaries I.Reference samples
近距离的白矮星双星在天体物理学中扮演着重要的角色，包括热核超新星，银河系低频引力波信号和银河系的化学演化。在开发这些系统的复杂的，多线程的进化途径的详细了解的进展是有限的，缺乏统计上合理的观测约束的相对分数的各种亚群，和他们的物理特性。现有的样本是小的，异质的，并受到大量的观测偏差。我们的总体目标是建立一个体积有限的样本的所有类型的白矮星二进制的基本人口的代表，以及足够大，作为未来的二进制人口模型的基准。在这第一篇论文中，我们提供了一个概述的项目，并组装参考样本的距离限制在300\，pc的已知白矮星二进制跨越最常见的子类：后共同信封二进制包含一个白矮星加上主序星，激变变量和双退化二进制。我们仔细审查了这些“黄金”样本的成员，它们跨越了近距离白矮星双星演化的大部分演化参数空间。我们还探讨了大小和体积有限的密切的白矮星二进制样本之间的差异，并讨论这些系统如何在其观测性质的整个盖亚赫兹斯普朗罗素图演变。
2021-05-11 astro-ph.SR
Similar shot profile morphology of fast variability in cataclysmic variable, X-ray binary and blazar; the MV Lyr case
激变变星MV Lyr出现在开普勒场中，产生了一个持续时间几乎为1500天，节奏为60秒的光变曲线。这种高质量的数据具有明显的快速光学变化的类新星系统显示多分量的功率密度谱。我们的目标是从不同的角度研究光变曲线，并进行镜头轮廓分析。我们搜索的特征没有发现与标准的功率密度谱为基础的方法。镜头轮廓法识别光变曲线中的各个镜头，并对它们进行平均，以获得具有典型时间尺度的所有子结构。我们还使用简单的散粒噪声模型测试了我们的分析的鲁棒性。我们得到了多组分特征的平均轮廓。炮点剖面法区分子结构与相似的时间尺度，出现在功率密度谱作为一个单一的退化功能。此外，这种方法产生的另一个高频分量的开普勒和XMM-牛顿数据的功率密度谱中没有检测到的识别。此外，我们还发现了伴随着中央尖峰的旁瓣，这使得该剖面与另一个blazar W2 R 1926+42的开普勒数据和Cyg X-1的Ginga数据非常相似。所有三个对象都显示出类似的中央尖峰上升与下降部分的时标比，而两个双星也具有类似的由幂律函数描述的镜头上升曲线。这两个二进制射击轮廓的相似性表明，射击起源于相同的起源，例如，在吸积盘的非周期性质量吸积。此外，与耀变体的相似性可能意味着耀变体喷流中的喷射波动与驱动双星变化的吸积波动有关。这表明了喷流与吸积盘之间的联系。
2019-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mass transfer in eccentric binaries: the new Oil-on-Water SPH technique
为了测量偏心双星中的质量传递，我们发展了一种两相SPH技术。质量传递在密近双星的演化过程中是很重要的，关键问题是确定质量传递开始的距离。圆形的情况是很好理解的，可以通过使用罗氏形式主义来处理。为了处理偏心的情况下，我们使用一个新开发的两相系统。供体星的主体由高质量的“水”粒子组成，而大气层则由低质量的“油”粒子模拟。两组粒子都完全参与SPH相互作用。为了测试的技术，我们模型的圆形质量转移双星包含一个0.6兆太阳的施主星和1兆太阳的白矮星，这样的二进制文件被认为是形成激变变量（CV）系统。我们发现，我们可以重现一个合理的CV传质速率，我们的扩展大气给出了一个分离，是太大了约16%，虽然它的压力标度高度是相当夸张。我们使用的技术来测量二进制的质量比q=0.6和偏心率的范围内的质量转移的发病所需的半长轴。通过考虑在近心点的瞬时洛希瓣得到的值相比，我们发现，质量转移开始所需的恒星的半径系统地随着偏心率的增加而减小。
2009-02-20 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
X-ray Binaries in the Ultrahigh Encounter Rate Globular Cluster NGC 6388
本文报道了对大质量高密度球状星团NGC 6388中X射线双星的\chandra - \hst联合研究结果。NGC 6388是所有星系团中预测产生X射线双星速率最高的星系团之一。我们用L $_X > 5 \times 10^{30}$ \ergs在半质量半径内探测到了大量的61个\chandra源。从X射线的颜色，光度，（缺乏）的变化，和光谱拟合，我们确定五个可能是静态的低质量X射线双星。由于NGC 6388的核心非常拥挤，找到\chandra源的光学识别是具有挑战性的。我们已经确定了四个蓝色的，光学可变对应的光谱硬X射线源，证据表明，这些是明亮的激变变量（CV）。其中一个显示V的2个星等的变化，表明矮新星爆发。通过其X射线光谱（部分覆盖高$N_H$）和强变异性确定了另一种可能的CV，从而在该集群中确定了五种可能的CV。这些源相对明亮的光学星等使它们与M15中的CV1和47 Tuc中最明亮的CV处于同一级别。
2012-08-07 astro-ph.SR
The Hot Components of AM CVn Helium Cataclysmics
我们提出的档案远紫外光谱的热组件的几个AM CVn双简并相互作用的二进制与已知的距离从三角形的椭圆形的多组分合成光谱分析的结果。我们的分析是使用BINSYN（Linnell & Hubeny 1996）代码进行的，该代码考虑了施主伴星、在盘边缘形成的激波阵面以及FUV和NUV能量分布。我们将每个系统的距离固定在它的赫拉克斯导出的值上，并采用了适当的轨道倾角和白矮星质量值。我们发现，吸积加热的“DO/DB”WD在四个系统（ES Ceti，CR Boo，V803 Cen，HP Lib，GP Com）中对FUV通量有显著贡献。在GP Com和ES Ceti两个系统中，WD主导FUV/NUV通量。我们提出了模型推导的吸积率同意较早从黑体拟合在整个光谱能量分布的吸积率范围的低端。我们发现，在鲸鱼座ES WD很可能不是一个直接的影响吸积，但有一个小的磁盘。鲸鱼座ES中的WD具有$T_{eff} \sim 40,000 \pm 10,000$ K。这比Espaillat等人先前的估计要冷得多。（2005年）。我们发现GP Com中的WD具有$T_{eff} = 14,800 \pm500$ K，这比先前估计的温度11，000 K更热。我们提出了我们的经验结果和目前的理论预测这些系统之间的比较。
2011-08-05 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
Characterising eclipsing white dwarf M dwarf binaries from multi-band eclipse photometry
随着宽视场、时域测光巡天的普及，食白矮星系统被发现的数量急剧增加。一个有效的方法来跟踪这些将是关键，以确定任何人口趋势，并找到任何特别有趣的例子。我们证明了用多波段食光度法测定白矮星和M~矮星的质量和温度的精度优于5%，对于M~矮星，我们测量它们的参数的精度优于6%，其不确定性主要是由M~矮星质量-半径关系的内禀散射决定的。这种精度比通常使用低分辨率光谱仪所能达到的精度更好。这种方法的性质意味着它将适用于LSST数据在未来，使直接表征没有后续光谱。此外，我们从食测光中发现了三个新的后共包络双星，发现了两个含有热氦核白矮星和低质量伴星（一个靠近棕矮星过渡区）的系统，以及一个可能在周期间隙下边缘分离的激变变星。
2022-04-11 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
Which information can we derive from historical Far Eastern guest stars for modern research on novae and cataclysmic variables?
最近，已经有几个关于二元系统演化的研究，使用历史数据作为论证链中的事实。在本文中，我们讨论了六个现代矮新星的案例研究，建议从历史的角度来看，历史的对应物，以及由此产生的后果的物理学的密切的双系统（矮新星Z凸轮和AT Cnc，星云在M22，和可能的新星101，新星483，和新星1437）。我们考虑了历史上的远东报告，在仔细重读文本之后，我们将给定的信息映射到天空上。在某些情况下，现代经典新星-客星对列表中给出的位置被证明是错误的，或者它们必须被认为是高度近似的：在大多数情况下，历史位置应该被转换成天球上的区域，而不是点坐标。基于正确的信息，我们考虑的后果有关的密切的双系统的演变。然而，结果是，没有一个灾难性的变量的情况下，建议有一个历史的对应物可以（完全）支持。由于将历史观测记录与当今已知的CV进行识别总是不确定的，因此可能无法仅依赖潜在的历史观测来得出有关双星演化的结论。演变情景只能从天体物理观测和建模中得出。
2019-10-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
A MeerKAT Survey of Nearby Novalike Cataclysmic Variables
我们提出了11个附近的novalike激变变量的MeerKAT射电观测结果。我们已经探测到来自IM Eri、RW Sex、V3885 Sgr和V603 Aql的射电发射。虽然之前已经检测到RW Sex，V3885 Sgr和V603 Aql，但这是首次报道的IM Eri的无线电检测。我们的观测使具有敏感无线电数据的非磁性CV的样本增加了一倍。我们观察到，在我们的无线电检测极限，一个特定的光学光度$\gtrsim 2.2\times 10^{18}$ erg/s/Hz（对应于$M_V \lesssim 6.0$）是需要产生一个无线电检测。我们还观察到，我们检测到的新星的X射线和射电光度的$L_{X} \propto L_{R}^{\sim 0.7}$幂律最初提出的非脉动中子星低质量X射线双星的扩展。我们没有发现其他相关性的无线电发射和发射在其他波段或任何其他系统参数的现有样本的无线电检测的非磁性CV。我们测量带内（0.9 - 1.7 GHz）的无线电频谱指数，与早期工作的报告是一致的。最后，我们根据已发布的多波长数据构建了样本的宽光谱能量分布，并使用它们来限制这些系统的传质速率。
2020-06-14 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
CXOGBSJ174444.7-260330: a new long orbital period cataclysmic variable in a low state
我们目前的相位分辨光谱学和测光的源发现与钱德拉银河膨胀调查（GBS），CXOGBSJ174444.7-260330（又名CX 93和CX 153在以前公布的GBS名单）。我们发现轨道周期P有两个可能的值，彼此相差13秒。最可能的解是P =5.69014（6）小时。光学光变曲线显示椭球调制，其模型提供了最可能的P的倾角为32+-1度。光谱由K5 V伴星主导（盘幕<~5%）。广泛和结构化的发射从巴耳末线也被检测到，以及从氦发射微弱。由吸收线测得K_2 =117 ± 8 km/s，vsin_i = 69 ± 7 km/s。通过求解系统的质量函数，我们发现对于有利的P和i，M1=0.8+-0.2Msun，与一个白矮星吸积体一致，而M2=0.6+-0.2Msun。我们估计距离在400-700秒差距之间。虽然在低吸积状态下，光谱学和光度学都提供了几个月或更快时间尺度上的可变性证据。除了发现一个新的，长轨道周期的激变变量在低吸积状态下，这项工作表明，GBS的设计有效地找到吸积X射线双星在静止，突出的光谱CV在低吸积状态下有时可以出现暗示一个静止的中子星或黑洞系统。
2012-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cataclysmic Variables and AM CVn Binaries in SRG/eROSITA + Gaia: Volume Limited Samples, X-ray Luminosity Functions, and Space Densities
本研究利用X射线+光学颜色图从SRG/eROSITA和Gaia中构建了CV与AM CVn的体积受限样本，首次发现X射线光度函数在低光度处变平，并指出观测数密度仍与星族合成估计存在矛盾。
2024-08-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Model independent means of catagorizing X-ray binaries. I: Colour-Colour-Intensity Diagrams
X射线双星表现出的各种行为使得确定其下致密天体的性质变得困难。特别是，识别系统包含黑洞目前被认为是强大的，只有当一个动态的质量。我们探索了一种独立于模型的方法来识别吸积双星系统的中心体--中子星或黑洞。我们发现四类对象（经典黑洞，GRS 1915-like黑洞，类星体，和非脉冲中子星）占据不同的区域中的3维颜色-颜色-强度（CCI）图。假设这种聚集效应是由于源的内在性质（例如质量吸积率、二元分离、质量比、磁场强度等）引起的，我们提出了可能的物理效应，这些物理效应将每个物体驱动到CCI相空间中的特定位置。我们还建议在这个空间中的一个表面，它将产生射流的系统与不产生射流的系统分开，并演示了CCI用于识别周期尚未建立的X射线天体的用途。这种方法也可以用来研究一个类别内的子聚类，并可能证明对其他类别的对象，如激变变量和活动星系核有用。
2012-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
