R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
FS Aurigae: a Triple Cataclysmic Variable System containing Precessing, Magnetic White Dwarf
我们在这里提出的数值计算的结果表明，在激变变量FS Aur检测到的很长的周期性变化可以是偏心调制的近双星（CB）轨道的结果诱导的存在下，第三个机构的circumbinary轨道。第三个组成部分与亚恒星质量的圆形，相对较近的轨道上，调制的质量传递速率的二进制更长的时间尺度比周期内的三重系统。我们还在这里报告FS Aur的X射线观测的初步结果，提供了进一步的证据，它包含磁性和自由进动的白矮星。这两个研究结果使我们能够将新的和以前强调的假设FS Aur的性质到一个一致的模型。
2010-09-29 astro-ph.SR
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables II
给出了38个候选或已知激变变星的光谱。大多数是候选的矮新星或可能含有高磁性白矮星的系统，而少数（KR Aur，LS Peg，V380 Oph和V694 Mon）是以前已知的处于不寻常状态的物体。个别光谱用于确认矮新星性质或其他分类，而15个系统的径向速度提供轨道周期和速度幅度，有助于确定物体的性质。我们的研究结果证实了四个对象的极性性质，发现一个日食西南性别明星低于周期差距，另一个可能的中间极地，以及两个矮新星的周期在中间的差距。
2017-12-08 astro-ph.SR
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 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
Missed 2020 Superoutburst of the Eclipsing WD-BD Cataclysmic Variable SDSS J1433+1011
激变变星SDSS J143317.78+101123.3（P=0.054241 d（78.1分））被怀疑是一颗可能属于WZ Sge型的矮新星，但至今没有发现爆发。检查ATLAS调查的新数据显示，2020年9月爆发至少6个星等，从而证实了该物体的矮新星性质与褐矮星次级。其他项目和个别观察员在爆发前几天停止了对这一目标的监测。这一发现加强了专业测量人员和业余爱好者观测曙暮光区的价值。
2021-03-30 astro-ph.SR
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
The Effects of Magneto-Convection on Short Period Cataclysmic Variables
本文通过简单模型研究磁对流对短周期激变变星演化的影响，发现其导致伴星膨胀、周期延长和质量损失率降低，最小轨道周期增加14分钟，但白矮星质量增大对缓解周期最小值问题作用有限。
2025-07-09 astro-ph.SR
Optical and X-ray Variability of the Peculiar Cataclysmic Variable FS Aur with a Magnetic and Freely Precessing White Dwarf
我们提出了在2010-2011年观测季节进行的特殊的激变变量FS御夫座长期监测的初步结果。天文学家的观测首次在测光数据中揭示了白矮星的岁差周期，而以前只能通过光谱观测。这在（B-I）颜色指数中最好地看到，并且反映了光谱能量分布的可变性。钱德拉和斯威夫特对X射线观测的分析也揭示了光变曲线中轨道周期和岁差周期的存在。我们还表明，FS Aur的长期变化和其爆发活动的特点可能是由于从第二颗星的质量转移率的变化，作为一个紧密的双星轨道的偏心率调制的结果诱导的存在下，第三个机构的环双星轨道。
2011-11-28 astro-ph.SR
PTF1 J085713+331843, a new post common-envelope binary in the orbital period gap of cataclysmic variables
本文报道了帕洛玛瞬变工厂发现的一颗新的食后共包络分离白矮星红矮星双星PTF 1 J 085713 +331843的发现和分析。在多个轨道周期上进行的ULTRACAM多色测光显示了一个具有深平底主食和强烈反射效应的光变曲线。相位分辨光谱显示广泛的巴耳末吸收线从DA白矮星和相位依赖的巴耳末发射线上的红矮星的照射侧起源。DA白矮星的温度是$T_\mathrm{WD} = 25700 \pm 400\,$ K，红矮星的光谱类型是M3-5。结合光变曲线和径向速度变化的模型，得出白矮星质量为$M_\mathrm{WD} = 0.61^{+0.18}_{-0.17}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{WD} = 0.0175^{+0.0012}_{-0.0011}\, \mathrm{R_{\odot}}$，红矮星质量为$M_\mathrm{RD} = 0.19^{+0.10}_{-0.08}\, \mathrm{M_{\odot}}$，半径为$R_\mathrm{RD} = 0.24^{+0.04}_{-0.04}\, \mathrm{R_{\odot}}$。该系统要么是一个分离的激变变星，要么是在接近其当前轨道周期的共同包络相出现的。在$\sim70\,$ Myr中，这个系统将成为周期间隙中的灾难性变量。
2017-04-18 astro-ph.SR
The post-outburst pulsations of the accreting white dwarf in the cataclysmic variable GW Librae
我们提出了新的时间序列测光的吸积脉动白矮星系统GW天秤座在2012年和2013年获得的坎特伯雷大学约翰山天文台在新西兰。我们2012年的数据显示，先前在2008年检测到的$\sim$ 19分钟周期的回归。这种脉动模式是我们2012年5月高质量数据集的一个主要特征，该数据集由六个连续的夜晚组成;详细的分析表明了一定程度的频率变化。通过与先前确定的脉动模式的比较，我们表明，这种周期性最好解释为一种新的模式，并且周期的准稳定性似乎是这些系统中脉动的一般特征。我们还发现了一个以前没有报道过的3小时调制周期，我们认为这与已知的两个和四个小时的周期，迄今未知的来源。
2016-03-08 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
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 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
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
The Magnetic Cataclysmic Variable LSQ1725-64
我们提出了新的光度学和光谱学的94米食双星LSQ 1725 -64，提供洞察这个系统的基本参数和演化状态。我们确认LSQ 1725 -64是一个磁激变变星，其白矮星的表面平均磁场强度为$12.5 \pm 0.5$ MG。光谱类型和颜色的次级，以及日食的长度，是一致的，与其他secondaries尚未通过预期的最小周期的灾难性变量的演变。我们观察到两种不同的质量转移状态，并测量两者之间的过渡发生在大约45个轨道周期。在低状态下，我们观察到光度的变化，我们假设主要是从两个先前加热的磁极的白矮星。我们精确的日食测量使我们能够确定LSQ 1725 -64的双星参数，如果我们假设一个典型的CO核白矮星的质量-半径关系，我们发现它包含一个高质量（$0.97 \pm 0.03\ M_{\odot}$）白矮星。我们还测量了白矮星蚀后的吸积流的蚀，并用它来估计质量传递速率的上限。这个推导出的极限是一致的预期角动量损失通过引力辐射单独。
2016-08-10 astro-ph.SR
Spectroscopic properties of the dwarf nova-type cataclysmic variables observed by LAMOST
介绍了LAMOST巡天中76颗已知矮新星的光谱。观测到的天体大多处于静止状态，约有16个系统具有典型的爆发谱。对其中36个体系进行了SDSS观测，它们的光谱大多与SDSS光谱相似。两个天体V367 Peg和V537 Peg是第一次观测到它们的光谱。V367 Peg的光谱显示了M型施主的贡献，通过结合其轨道周期可以估计其光谱类型为M3-5。在四颗低吸积率的WZ Sge星中可以清楚地看到白矮星的光谱特征。其他特殊的光谱特征值得进一步观察也指出和讨论。我们提出了一个爆发矮新星的LAMOST光谱图集。其中6个天体具有首次爆发谱，其余天体也与已发表的爆发谱进行了比较。我们认为，这些数据将有助于进一步调查的吸积盘的性质。在7颗矮新星的爆发光谱中发现了HeII $λ$ 4686发射线。这些天体是探测吸积盘螺旋不对称性的极好候选者。
2020-07-28 astro-ph.SR
Variability of the Spin Period of the White Dwarf in the Magnetic Cataclysmic Binary System EX Hya
利用Tzec Maun天文台的RC-16和TOA-150望远镜对双周期磁激变系统EX Hya进行了观测。在2010-2011年获得了6个夜晚的观察结果（或者更换过滤器VR）。分析了WASP、ASAS和AAVSO的数据库。使用MCV程序进行时间序列处理。我们分析了白矮星自转周期的变化，并根据我们自己和以前发表的最大时刻。天文历是根据与磁白矮星自转相关的辐射通量最大值确定的：Tmax=2437699.89079（59）+0.0465464808（69）.E-6.3（2）*10^{-13 E ^2，这对应于自转加速的特征时间尺度4.67（14）* 10 ^6年。这与Yuasa等人（2010）基于X射线观测得出的白矮星质量为0.42 M_ \odot的估计值相矛盾，但与0.79 M_ \odot的估计值一致（白矮星）和0.108 M_ \odot（红矮星）先前发表的Beuermann和Reinsch（2008），以及白矮星的磁场对吸积等离子体的俘获是在洛希瓣边缘附近的假设。分析的矩不支持Mauche等人（2009）关于星历中统计上显著的立方项的假设。尽管EX Hya中存在爆发，但与DO Dra存在显著差异，这支持了对中间极的详细分类的介绍，即“爆发中间极”和“磁矮星新星”。"
2013-08-08 astro-ph.SR
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables - VIII. VW Hyi in outburst observed with the Southern African Large Telescope
我们分析了四个光变曲线在高时间分辨率（~ 0.1秒）与11米的南部非洲大望远镜，在两个正常的爆发和一个超爆发的矮新星VW Hyi的结束。所有这些都包含至少一些矮新星振荡（DNOs），当它们处于最高振幅时，可以以前所未有的细节看到。除了周期> 20 s的预期DNO外，我们还发现了13.39 s处的先前未知调制，但在更短的周期内没有。各种DNO和它们与较长周期准周期振荡的相互作用，解释在本系列论文中提出的吸积盘磁控流模型。我们的观察包括罕见的DNO在爆发很晚;我们发现，基本周期不会增加超过90秒，这是相同的值，独立的“较长周期的DNO”收敛。
2009-09-04 astro-ph.SR
Origin of magnetic fields in cataclysmic variables
在最近的一系列论文中，有人提出高磁场白矮星是近距离双星相互作用和合并的结果。人口合成计算表明，孤立的高磁白矮星的起源与恒星合并假说是一致的。在这幅图中，观测到的磁场是由一个由差动旋转驱动的阿尔法-欧米茄发电机引起的。最强的磁场出现在差旋等于临界分裂速度时，并且是由两颗恒星（其中一颗具有简并核心）在共同的包层演化过程中合并或由两颗白矮星合并而产生的。我们现在合成一个人口的二元系统调查的假设，磁场的磁激变变量也起源于恒星相互作用的共同信封阶段。那些从共同的包络中产生的系统更紧密地结合在一起，形成了具有最强磁场的激变变星。我们改变了共同的包络效率参数，并比较我们的人口合成与磁激变变量的观测结果。我们发现，共同的包络相互作用可以解释所观察到的这些磁系统的特点，如果包络弹射效率低。
2018-10-15 astro-ph.SR
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 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
ASASSN-14dx: A cataclysmic variable harbouring a massive pulsating white dwarf
本文通过对ASASSN-14dx的多波段快速测光与光谱偏振观测，发现其复杂光变源于大质量白矮星的非径向脉动，并测定其质量约1.1倍太阳质量、有效温度16100 K，同时提出该系统可能是正在演化的周期反弹激变变星。
2025-04-09 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
Cataclysmic Variables below the Period Gap: Mass Determinations of 14 Eclipsing Systems
本文介绍了食激变变星CTCV 1300、CTCV 2354和SDSS 1152的高速三色测光。所有三个系统都低于观测到的灾变变量的“周期间隔”。对于每个系统，我们确定的系统参数，通过拟合参数化模型所观察到的日食光曲线卡方最小化。我们还对我们小组以前分析过的所有其他日食系统进行了更新分析。除了SDSS 1502和DV UMa之外，新供体质量通常在最初公布的质量的1和2 σ之间。我们注意到，SDSS 1501的施主质量已经向上修正了0.024 Msun。这个系统以前被认为已经演化到了激变变星的最小轨道周期，但新的质量测定表明并非如此。我们的新分析证实，SDSS 1035和SDSS 1433已经演化超过了灾难性变量的最小周期，证实了我们早期的研究。我们发现，与理论模型相比，捐赠恒星的半径过大，大约10%。我们表明，这可以解释调用增强角动量损失，或考虑到恒星黑子的影响。我们不能偏向于其中一个原因，因为对于轨道周期在100到130分钟之间的系统，我们缺乏足够精确的质量测定，在这些系统中，进化轨迹开始显著偏离。我们还发现在我们的样本中有一个强烈的倾向于高白矮星质量，没有任何氦核白矮星的证据。高质量白矮星的优势意味着在新星爆发期间对白矮星的侵蚀必须是可以忽略的，或者不是所有的质量都在新星周期期间被喷射出来，导致白矮星的质量增长。（节录）
2011-03-14 astro-ph.SR
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
The Eclipsing Cataclysmic Variables PHL 1445 and GALEX J003535.7+462353
PHL 1445是一颗轨道周期为76.3分钟的激变变星。GALEX J003535.7+462353是一颗新的食矮星新星，轨道周期为4.13小时。这两个天体都显示出振幅超过两个星等的深食。
2011-03-30 astro-ph.SR
Two New Cataclysmic Variables in Lyra
我报告发现的两个激变变量在同一领域的天琴座最初确定的星等在USNO-B1.0目录和Palomar图像。在莫斯科收集的300多张照片上分析了历史光变曲线，涵盖了35年的观测。其中一颗星USNO-B1.0 1320-0390658在B~20到B=15.2之间有相当频繁的爆发，可能是UGSS型矮新星。另一颗变星USNO-B1. 01321 -0397655在1993年只观测到一次爆发，爆发范围从R~19到I=11.8，是UGWZ矮新星或复发新星。在这两种情况下，它的下一次爆发都可能在最近的将来发生。
2011-07-19 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 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
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
WD 1202-024: The Shortest-Period Pre-Cataclysmic Variable
在K2 Field 10的28，000颗目标恒星中，有一颗是白矮星WD 1202-024（EPIC 201283111），首次在SDSS巡天（SDSS 120515.80-024222.7）中被发现。我们发现这颗热的白矮星（Teff = 22，640 K）与一颗质量约为0.061 Msun的棕矮星在一个非常接近的轨道上（P = 71 min）。这个周期非常接近或略低于具有富氢供体恒星的激变变星的最小轨道周期。然而，我们没有发现任何证据表明这对双星目前正在或曾经将质量从低质量伴星转移到白矮星。因此，我们初步得出结论，这个系统仍然处于前灾变变量阶段，大约在50 +/- 20百万年前从一个共同的包层中出现。由于K2的积分时间为29分钟，我们使用后续的地基测光来更好地评估食光曲线。我们还利用原始的SDSS光谱，在大约15分钟的片段，估计径向速度的白矮星在其轨道上。通过分析光变曲线和补充约束，得出以下系统参数：Mwd = 0.415 +/- 0.028 Msun，Rwd = 0.021 +/- 0.001 Rsun，Mcom = 0.061 +/- 0.010 Msun，Rcom = 0.088 +- 0.005 Rsun，其中下标wd和com分别表示白矮星和低质量伴星。如果我们对这个系统作为前CV的解释是正确的，那么它是迄今为止发现的任何此类系统中周期最短的，并且应该在不到2.5亿年的时间…
2017-07-04 astro-ph.SR
The cataclysmic variable QZ Lib: a period bouncer
虽然高度进化的激变变星（CV）与褐矮星供体，通常被称为“周期保镖”，预计将弥补$\simeq40-70$ %的银河系CV人口，只有少数这样的系统是目前已知的。因此，鉴定和表征额外的周期反弹物对于探索CV进化的这一知之甚少的阶段是重要的。我们调查的CV QZ库的演变后，其2004年的超级爆发，使用多历元光谱。从时间分辨的光谱观测，我们测量系统的轨道周期，$P_\mathrm{orb}= 0.06436(20)$ d，它与超级驼峰周期$P_\mathrm{SH}= 0.064602(24)$ d相结合，产生系统质量比，$q = 0.040(9)$。通过对谱能量分布的分析，我们确定了吸积盘的结构和白矮星的有效温度$T_\mathrm{eff} = 10\,500 \pm 1500\,\mathrm{K}$。我们还推导出一个上限的有效温度的次级，$T_\mathrm{eff} \lesssim 1700\,\mathrm{K}$，对应于一个棕矮星的T光谱类型。白矮星的低温、小的质量比以及施主在近红外辐射中不占主导地位的事实都是后弹跳系统的线索。虽然它是可能的，QZ Lib可能已经形成了一个白矮星加上一个棕矮星的二进制，二进制人口合成研究清楚地表明，这种情况是不太可能比一个周期弹跳检测和我们的结论是，QZ Lib是一个CV，已经通过最小周期的演变。
2018-09-28 astro-ph.SR
Precise mass and radius values for the white dwarf and low mass M dwarf in the pre-cataclysmic binary NN Serpentis
我们推导出精确的系统参数的前激变二进制，NN Ser。从光曲线拟合，我们发现一个轨道倾角为i = 89.6 +/- 0.2度。从HeII吸收线我们发现K_{WD} = 62.3 +/- 1.9 km/s。从次级恒星表面的辐射诱导发射线给出了一系列观测到的径向速度。经修正的值给出径向速度K_{sec} = 301 +/- 3 km/s，误差主要由模型的系统效应决定。这导致a = 0.934 +/- 0.009 R_{sun}的二元分离，R_{WD}的半径= 0.0211 +/- 0.0002 R_{sun}和R_{sec} = 0.149 +/-0.002@002 R_{sun}和M_{WD}质量= 0.535 +/- 0.012 M_{sun} ABMS和M_{sec} = 0.111 +/- 0.004 M_{sun}。NN Ser的两个组分的质量和半径独立于任何质量-半径关系进行测量。对于白矮星，测量的质量、半径和温度与质量分数M_{H} /{M}_{WD} = 10^{-4}的“厚”氢层非常吻合。测量的副恒星半径比模型预测的大10%，然而，辐射校正占了大部分的不一致，因此NN Ser中的副恒星是第一个精确测量的非常低质量的物体之一，与模型表现出良好的一致性。在主食期间拍摄的ULTRACAM r '，i'和z'测光确定了副恒星的颜色为（r'-i '）_{sec}= 1.4 +/…
2009-11-19 astro-ph.SR
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
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
SDSS J105754.25+275947.5: a period-bounce eclipsing cataclysmic variable with the lowest-mass donor yet measured
我们提出了高速，多色测光的微弱，日食激变变量（CV）SDSS J105754.25+275947.5。这个系统发出的光主要由白矮星发出。尽管如此，平均许多日食揭示了亮点日食的其他特征。这使得参数化的日食模型能够拟合这些平均光变曲线，从而精确测量系统参数。我们发现质量比q = 0.0546 $\pm$ 0.0020和倾角i = 85.74 $\pm$ 0.21 $^{\circ}$。白矮星和施主质量分别为M $_{\mathrm{w}}$ = 0.800 $\pm$ 0.015 M $_{\odot}$和M $_{\mathrm{d}}$ = 0.0436 $\pm$ 0.0020 M $_{\odot}$。通过将模式大气预测值与多色通量拟合，估算出该白矮星的温度T $_{\mathrm{w}}$ = 13300 $\pm$ 1100 K，距离d = 367 $\pm$ 26 pc。SDSS 105754.25+275947.5中的白矮星的质量接近CV白矮星的平均值，而供体的质量是在食CV中测量到的最低质量。一个低质量的施主和轨道周期（90.44分钟）明显长于周期最小值，这强烈表明这是一个真正的周期反弹系统，尽管不能排除白矮星/棕矮星双星的形成。目前已知的具有精确系统参数的周期最小值/周期反弹系统非常少，因此，在这种情况下CV的演变尚未完全理解。
2017-01-26 astro-ph.SR
Minimum Orbital Period of Pre-Cataclysmic Variables
目前已经发现了20多个前激变变星（pre-CV）系统，它们的轨道周期从250分钟到68分钟不等。前激变变星由一颗白矮星或热亚矮星主星和一颗低质量伴星组成，伴星已经成功地喷射出主星的共同包层，但从伴星到主星的质量转移尚未开始。在这个短周期范围内，相当一部分伴星可能是质量为$\lesssim 0.07 \, M_\odot$的褐矮星，或者是MS底部的恒星（$\lesssim 0.1 M_\odot$）。这些短周期前CV的发现提出了一个问题--这类系统最短的可能轨道周期是多少？我们运行了500个棕矮星/低质量主序模型，其中包括质量范围从0.002到0.1 $M_\odot$的{ \tt MESA}。我们发现最短可能的轨道周期是40分钟，相应的褐矮星质量为0.07 $M_\odot$的年龄等于哈勃时间。我们讨论了这些系统过去的演变，通过共同的信封，并建议，许多系统与目前的白矮星的主要可能已经退出了共同的信封与主要作为一个氦燃烧热亚矮星。我们还描述了所观察到的系统，其中包括一个阶段的CV低于传统的周期最小值的未来演变。
2018-08-10 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from USNO-B1.0 Catalog: Stars with Outbursts on Infrared Palomar Plates
在USNO-B1.0星表中搜索红外星等远离的激变变星。选择限于北半球的物体，（B1-R1）< 1和（R2-I）> 3.5。描述了搜索方法，并给出了单个恒星的详细信息。总共发现了27个变星，其中20个是以前已知的，7个是新发现的。新发现的变星中有4颗是矮新星，其余3颗是米拉或半规则型的脉动红色变星，包括鹈鹕星云中的一颗严重变红的变星。其他研究人员发现的两颗恒星的正确脉动周期被确定，而另一个先前被怀疑的天体的矮新星性质被证实。最后讨论了虚拟天文台框架下所提出的搜索技术的前景。
2011-08-25 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
Constraining the Evolution of Cataclysmic Variables via the Masses and Accretion Rates of their Underlying White Dwarfs
本文报道了43颗激变变星（CV）白矮星的质量（$M_\mathrm{WD}$）、有效温度（$T_\mathrm{eff}$）和长期平均吸积率（$\langle \dot{M} \rangle$），其中42颗是由它们的$\mathit{Hubble~Space~Telescope}$紫外线数据与$\mathit{Gaia}$航天任务早期第三次数据发布提供的数据结合分析得到的，一颗来自白矮星引力红移。我们的结果使CV白矮星的数量增加了一倍，并进行了精确的质量测量，使总人口普查达到89个系统。从研究的质量分布，我们得到$\langle M_\mathrm{WD} \rangle = 0.81^{+0.16}_{-0.20}\,\mathrm{M_\odot}$，在完美的协议与以前的结果，并没有发现任何证据的质量与轨道周期的演变。此外，我们确定了五个系统的$M_\mathrm{WD} < 0.5\mathrm{M_\odot}$，这是最有可能代表氦核白矮星，表明这些CV是存在于整个人口。我们揭示了平均吸积率和白矮星质量低于$2-3\,$ h周期间隙的系统之间的反相关的存在。由于$\langle \dot{M} \rangle$反映了系统角动量损失的速率，这种相关性表明存在一种额外的角动量损失机制，这种机制在低白矮星质量下更有效。这是最近提出的间接角动量损失（eCAML）的经验处方的基本概念…
2021-11-26 astro-ph.SR
Spectroscopy of the enigmatic short-period cataclysmic variable IR Com in an extended low state
我们报告发生深低状态的食短周期激变变量IR COM，持续两年多。在这种状态下获得的光谱显示系统是一个分离的白矮星加上低质量的伴星，表明吸积实际上已经停止。从SDSS光谱得到的伴星的光谱类型是M6-7，比IR Com的轨道周期稍晚。其径向速度幅值K_2=419.6 ± 3.4km/s，倾角75- 90 °，代表0.8Msun<Mwd<1.0Msun。我们估计白矮星的温度约为15000 K，巴耳末线中没有塞曼分裂，排除了超过5 MG的磁场。IR Com仍然没有明确的分类，特别是深，长的低状态的发生是迄今为止唯一的短周期CV中没有强磁性。
2014-03-29 astro-ph.SR
WZ Sge-type dwarf novae: an extreme laboratory in cataclysmic variables
University of Cape Town（开普敦大学）
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
A confined dynamo: magnetic activity of the K-dwarf component in the pre-cataclysmic binary system V471 Tauri
我们仔细检查的红矮星组成部分的食双星系统V471头，以解开不同的活动层之间的关系，从恒星表面通过色球层的日冕。我们的目标是研究近距离白矮星伴星如何影响晚期分量中的磁发电机。我们使用空间测光，高分辨率光谱和X射线观测从不同的空间仪器来探索磁活动的主要特征。从K2的照片中，我们发现红矮星表观表面的5%-10%被冷星斑覆盖。从季节性的光度周期变化，我们估计一个弱的差异旋转。从耀斑活动，我们得到一个累积耀斑频率图，这表明频繁的耀斑可能有一个显着的作用，在加热日冕。使用高分辨率光谱，我们重建四个多普勒图像不同的时代，揭示了一个活跃的经度，也就是说，一个永久的优势点，面向白矮星。从连续多普勒图像的短期变化，我们得到一个弱的太阳型表面的差异旋转与0.0026剪切系数，类似于由测光提供。X射线光度的长期演变揭示了一个可能的活动周期长度为12.7 ys，其中的痕迹也被发现在H $α$光谱。我们的结论是，红矮星V471 Tau组件的磁活动强烈的影响，密切的白矮星的同伴。我们确认了红矮星上存在一个永久的优势点（活动经度），它面对着白矮星。红矮星微弱的差异自转很可能是伴星潮汐禁闭的结果。我们发现内拉格朗日点附近的双星间H $α$发射的周期性出现与活动周期有关。
2021-03-02 astro-ph.SR
Spectroscopically Identified Cataclysmic Variables from LAMOST survey. I. The Sample
本文介绍了激变变星的一个样本，包括245个天体的380个光谱，其中58个候选变星是新发现的。将BaggingTopPush算法和随机森林算法应用于LAMOST第五次数据发布（DR 5），分别反演了强发射线和宽吸收线的CV。根据光谱分类，从样品中鉴定出134颗矮新星、41颗类新星变星和19颗磁性变星。此外，还识别了89个高倾角系统和33个显示伴星的CV，并讨论了它们独特的光谱特征。比较了LAMOST和已发表星表的CV在空间分布和星等分布上的差异，以及它们在Gaia色图--绝对星等图（CaMD）上的轨迹差异。更有趣的是，对于LAMOST和SDSS在不同时期观测到的两颗矮新星，给出了它们在平静期和爆发期的光谱。
2019-11-19 astro-ph.SR
Effective Temperatures of Cataclysmic Variable White Dwarfs as a Probe of their Evolution
我们提出了HST光谱45激变变量（CV），观察与HST/COS和HST/STIS。对于36颗CV，白矮星是通过其广泛的Ly $α$吸收轮廓可识别的，我们通过拟合假设$\log\,g=8.35$的HST数据来测量白矮星有效温度（$T_{\mathrm{eff}}$），这对应于CV白矮星的平均质量（$\simeq\,0.8\,\mathrm{M}_\odot$）。我们的研究结果几乎使CV白矮星的数量增加了一倍，并进行了精确的温度测量。我们发现，CV以上的周期差距，平均而言，更高的温度（$\langle T_{\mathrm{eff}} \rangle \simeq 23\,000\,$ K），并表现出更多的分散相比，低于间隙（$\langle T_{\mathrm{eff}} \rangle \simeq 15\,000\,$ K）。虽然这种行为与理论预测大致一致，但存在一些差异：（i）我们在间隙上方的所有新测量都以较低的温度为特征（$T_{\mathrm{eff}} \simeq 16\,000 - 26\,000\,$ K）高于当前CV群体模型的预测值（$T_{\mathrm{eff}} \simeq 38\,000 - 43\,000\,$ K）;（ii）我们在缺口以下的结果没有聚集在预测的窄轨中，特别是在周期最小值附近表现出相对较大的价差，这可能指出CV进化模型中的一些缺点。最…
2017-02-01 astro-ph.SR
PHL 1445: An eclipsing cataclysmic variable with a substellar donor near the period minimum
本文介绍食矮新星PHL 1445的高速三色测光。PHL 1445的轨道周期为76.3分钟，刚好低于激变变星的最小周期~82分钟。平均四次日食揭示了白矮星和亮点的日食。我们通过拟合参数化的日食模型来确定系统参数的平均光曲线。我们得到质量比q = 0.087 ± 0.006，倾角i = 85.2 ± 0.9度。发现原始和供体质量分别为Mw = 0.73 ± 0.03 Msun和Md = 0.064 ± 0.005 Msun。通过多色测光，我们测定了白矮星的温度Tw = 13200 ± 700 K，距离220 ± 50 pc。PHL 1445的进化状态是不确定的。我们可以排除一个明显进化的捐赠者，但不是一个轻微进化的捐赠者。与褐矮星供体的形成是合理的;虽然褐矮星在质量转移开始时需要不超过6亿年，需要一个极低的质量比（q = 0.025）的祖系统。PHL 1445加入SDSS 1433，是一个次周期最小的CV，有一个亚恒星施主。两个这样的系统的存在提出了另一种可能性，即当前对固有散射和/或周期最小值位置的估计可能是错误的。
2015-04-29 astro-ph.SR
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
Dwarf nova-type cataclysmic variable stars are significant radio emitters
给出了5颗矮新星（DN）型激变变星（CV）在爆发（RX And，U Gem和Z Cam）或超爆发（SU UMa和YZ Cnc）时的8- 12，GHz射电光变曲线，使DN型激变变星的射电探测数量增加了一倍.观测到的射电辐射在几分钟到几天的时间尺度上是可变的，我们认为它很可能是同步辐射。这个样本显示射电光度和光学光度、轨道周期、CV类或爆发类型之间没有相关性;然而，需要更高节奏的观测来测试这一点，因为测量的光度取决于这些可变物体的观测时间。观测结果表明，先前探测到的天鹅座SS的射电辐射在类型、光度（在爆发的平台阶段）或变化时间尺度上并不独特。我们的研究结果证明，DN，作为一个类，是射电辐射爆发。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Phenomenological Model for the Light Curve of three Quiescent Low-inclination Dwarf Novae and one Pre-Cataclysmic Variable
我们使用光变曲线程序XRBinary模拟了三个低倾角激变变星（CV）：1RXS\，J0632 +2536（J0632+2536），RZ\，Leo，TW\，Vir和CV前WD\，1144 +011的静态K2光变曲线。使用非线性拟合代码NMfit获得优化的光变曲线模型，并通过Phoebe 2.0进行可视化。J0632+2536的盘模型表明，盘边缘的一个热点足以描述其光变曲线，而另外两个矮新星（DN）：RZ\，Leo和TW\，Vir需要两个热点。WD 1144 +011的一个典型的前CV模型具有弱的辐照效应，可以解释它的单峰调制，新观察到的光谱证实了它以前的分类。对DN的综合分析清楚地表明，双峰调制的相位零点发生在次极小值附近，而主峰主要是由盘边缘的热点引起的。静态盘具有平坦的温度分布，功率指数为$\sim0.11$。RZ1，Leo的盘模型意味着一个截短的盘，支持其先前推测的中间极地（IP）分类。除RZ、Leo的IP模型缺少与推断的吸积幕相关的分量外，J0632+2536、TW、Vir和WD、1144 +011的模型与Gaia任务的结果一致。这三颗DN星的质量和半径与CV施主星的半经验关系式一致，但它们的有效温度高于预测值。辐射的捐助星的调查，以解释这种差异。
2018-08-19 astro-ph.SR
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
A unified model for the evolution of cataclysmic variables
我们给出了剑桥恒星演化代码（STARS）中使用的解析状态方程的更新版本，作为一个免费使用的开源软件包，我们已经用来模拟冷白矮星的温度$\log_{10}(T_\mathrm{eff}/\mathrm{K})\:=\;3$。随着这一更新的STARS代码，我们使用双发电机模型的长期演化激变变星（CV），其中有两个$α-Ω$发电机之间的相互作用，一个在对流信封和其他在一个缓慢旋转收缩的辐射核心和不断增长的对流信封的边界。我们确认，该模型提供了一个物理形式主义的中断磁制动范例。此外，我们的模型还提供了一个机制，额外的角动量损失低于周期间隙。我们利用激变变星中白矮星的{mass}分布构造了轨道周期的相对概率分布$P_\mathrm{orb}$，发现我们的模型很好地再现了CV分布中的周期间隙和观测到的周期最小尖峰。我们还比较了我们的模型与其他经验模型的演化轨迹，并发现两者之间的协议。我们还报告了我们的模拟系统和观测数据之间的良好协议。
2022-04-28 astro-ph.SR
The cataclysmic variable SDSS J1507+52: An eclipsing period bouncer in the Galactic halo
SDSS J1507+52是一颗食变变星，由一颗冷的、非径向脉动的白矮星和一颗异常小的次级恒星组成。该系统具有很高的空间速度和非常短的轨道周期，约为67分钟，远低于通常的CV的最小周期。为了解释这种特殊系统的存在，人们提出了两种理论。其中一个认为SDSS J1507+52是由一颗分离的白矮星/棕矮星双星形成的。另一种理论认为该系统是星系晕-星族的一员。在这里，我们提出了SDSS J1507+52的紫外光谱与哈勃太空望远镜的目的是区分这两种理论。该系统的紫外辐射通量主要来自吸积的白矮星。拟合到模型恒星大气中，得到的物理参数估计值为：T（eff）= 14200 \pm 500 K，log（g）=8.2 \pm 0.3，vsin（i）=180 \pm 20 kms-1，[Fe/H]=-1.2 \pm 0.2。这些拟合表明，与SDSS J1507+52的距离为d = 250 \pm 50 pc。引用的不确定度包括与所采用的拟合窗口和星际红化相关的系统误差。假设没有贡献的紫外线通量从一个热的，光学厚的边界层，我们发现一个T（eff）比以前估计的日食分析。我们推断的SDSS J1507+52的强亚太阳金属丰度与相同空间速度下的晕星一致。因此，我们得出结论，SDSS J1507+52是星系晕的成员。
2011-04-06 astro-ph.SR
