GSC 4560--02157: a New Long-period Eclipsing Cataclysmic Variable Star
我们研究了新发现的变星GSC 4560--02157。2013- 2014年进行了CCD测光，2014年6月用6米望远镜获得了光谱。GSC 4560- 02157是一颗短周期（P= 0.265359 d）食变星。它所有平底的一次极小值都大致处于相同的亮度水平，而它的食外亮度和二次极小值的亮度在不同的周期之间变化很大（最大可达0.6米）。此外，食外还存在短期（0.03-0.04天）的小幅度亮度变化。这种行为表明了恒星的灾难性质，并在2014年6月5日拍摄的光谱中得到证实。光谱显示了大量的氢巴耳末系、HeI、HeII的发射。
2014-11-14 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
On the SW Sex-Type Eclipsing Cataclysmic Variable SDSS0756+0858
我们对SDSS J075653.11+085831进行了光谱和光度研究。还尝试了X射线观察。我们测定了这一双星系统的轨道周期为3.29小时，它是一个深食系统，其光谱主要显示单峰的Balmer发射线和一条相当强的He II线。也有微弱的（通常是双峰）He I发射线以及几条吸收线的存在，Mg I是最突出的。所有这些特征都指向这个客体与越来越多的SW~ Sex型客体的联系。我们建立了一个SW~Sex系统的唯象模型，再现了观测到的光度和光谱特征。
2014-02-10 astro-ph.SR
Investigations of a new eclipsing cataclysmic variable HBHA 4705-03
介绍了最近发现的食激变变星HBHA 4705-03的光度和光谱研究结果。系统的发射光谱显示出宽的氢和氦发射线。在氢谱线和电离氦谱线的多普勒图上发现了速度分量近似为零的亮斑。在中性氦谱线的图中，圆盘结构更为突出。各分量的质量（M_WD = 0.54 \pm 0.10 M_sun和M_RD = 0.45 \pm 0.05 M_sun）和轨道倾角（i = 71.8 \pm 0.05 M_sun）。7度），估计使用径向速度光变曲线和日食宽度。光变曲线的建模使我们能够评估亮点参数和质量吸积率（\dot M \approx 2 10^{17} g s^{-1}）。
2012-10-01 astro-ph.SR
Hunting For Eclipses: High Speed Observations of Cataclysmic Variables
我们提出了新的时间分辨测光的74个激变变量（CV），其中47个是日食。其中13个日食系统是新发现的。对于所有47个日食系统，我们显示高节奏（1-20秒）光变曲线获得的高速相机ultracam和ultraspec。我们提供新的或改进的星历表，并为所有观测到的日食提供日食中期时间。我们评估了所有47个日食系统的光变曲线建模的潜力，以确定其系统参数，发现20个系统似乎适合未来的研究。
2016-11-23 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IX. NTT photometry of eight eclipsing and three magnetic systems
我们报告了日食的发现和四个激变变星的第一次轨道周期测量，以及一个已知日食和两个磁系统的第一次轨道周期测量。SDSS J093537.46+161950.8具有1等深食，周期为92.245分钟。SDSS J105754.25+275947.5具有短而深的食，轨道周期为90.44分钟。它的光变曲线没有亮点的痕迹，光谱由白矮星成分主导，这意味着低质量吸积率和非常低质量和冷的次级恒星。CSS J132536+210037显示了1等深食，每一次相隔89.821分钟。SDSS J075653.11+085831.8显示了2等深食，周期为197.154分钟。CSS J112634-100210是卡特琳娜实时凌日调查中发现的食矮星新星，SDSS J092122.84+203857.1是一个轨道周期为84.240分钟的磁系统;它的光变曲线是回旋加速器光束的教科书范例。发现暗磁系统SDSS J132411.57+032050.4的周期为158.72 min，其轨道光变类似于AM Her，并对三个已知的SDSS激变变星给出了改进的轨道周期测量。我们调查的轨道周期分布和部分的SDSS样本内的食系统和所有灾难性的变量与一个已知的轨道周期，与发现的部分已知的CV食是不是强烈依赖于轨道周期。
2014-11-10 astro-ph.SR
Negative superhumps in the eclipsing Z Cam + VY Scl star ES Dra
我分析了ES Dra的全天超新星自动巡天（ASAS-SN）数据，并将其归类为具有VY Scl型衰落事件的Z Cam星。对凌日系外行星勘测卫星（TESS）观测的分析表明，该天体显示出浅食，轨道周期为0.17749895（17）d。在2020年1月至3月的TESS数据中发现了周期为0.167830（2）d的负超峰以及负超峰周期与轨道周期之间的拍频现象。轨道轮廓系统地根据拍相位而变化，并且在某些相位中缺失日食。在ES Dra的日食是放牧和磁盘可能没有日食在某些阶段取决于方向的倾斜磁盘。这些观测结果进一步支持了旋进倾斜盘是负超峰起源的解释。负超峰在VY Scl型衰退开始前4d消失。当负超峰消失时，质量传递速率可能迅速下降，盘的总光度下降需要4d。这提供了一个测量的时间尺度的响应盘对突然减少的质量转移在一个VY Scl星。虽然ES Dra的一个静止状态因增亮而终止，但ES Dra作为IW And恒星的身份还需要进一步的事件。
2022-05-02 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VII. Four new eclipsing systems
我们提出了九个激变变星由斯隆数字巡天，旨在测量这些系统的轨道周期测光。其中四个天体显示了深蚀，我们可以从中测量它们的轨道周期。还使用LCURVE代码分析了三个食系统的光变曲线，并确定了它们的质量比和轨道倾角。SDSS J075059.97+141150.1的轨道周期为134.1564 +/- 0.0008分，使其成为研究激变变星演化过程的有用天体。SDSS J092444.48+080150.9的周期为131.2432 +/- 0.0014 min，可能是磁性的。白矮星的进入和退出阶段非常深和短，没有明确的证据表明这个物体有吸积盘。SDSS J115207.00+404947.8和SDSS J152419.33+220920.1几乎是同卵双生子，周期分别为97.5 +/- 0.4和93.6 +/- 0.5 min，质量比分别为0.14 +/- 0.03和0.17 +/- 0.03。它们的日食有明确的白矮星和亮点的入口和出口特征，使它们成为详细研究的绝佳候选者。所有四个轨道周期都比在已知的激变变星群体中观察到的2-3小时周期间隔短。
2009-12-01 astro-ph.SR
MP Gem: VY Scl-type star, finally
MP Gem一直被怀疑是长周期食双星，自1944年发现以来，已有71年没有看到过微弱的状态。它的性质一直是个谜。利用Zwicky Transient Facility观测的公开数据发布，通过对2018年深暗态和上升相的探测，最终得出该天体是VY Scl型激变变星的结论。
2021-11-14 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
On the eclipsing cataclysmic variable star HBHA 4705-03
本文介绍了一个新的食双星HBHA 4705-03的观测和分析。利用光变曲线分解成吸积盘和热点分量，我们用光度学方法估计所研究系统的质量比为q=0.62 +-0.07。其他基本参数与建模。这一办法：白矮星质量M_1 =（0.8 +-0.2）M_sun，次级质量M_2=（0.497 +-0.05）M_sun，轨道半径a=1.418 R_sun，轨道倾角i =（81.58 ± 0.5）度，吸积盘半径r_d/a = 0.366 ± 0.002，吸积速率dot{M} =（2.5 ± 2）× 10^{18}[g/s]，（3 × 10^{-8} [M_sun/yr]）。功率谱分析显示了以频率f_{1} =0.00076 Hz、f_2=0.00048 Hz和f_3=0.00036 Hz为中心的模糊低周期准周期振荡。B-V=0.04 [mag]的颜色对应于爆发期间的矮新星。光变曲线显示HBHA 4705-03是一颗类新星变星。
2013-06-19 astro-ph.SR
NSV 1907 - A new eclipsing, nova-like cataclysmic variable
NSV 1907，以前在变星表中被列为不规则变星，在卡特琳娜巡天周期变星表中被归类为大陵型食双星。我们已经确定了NSV 1907作为一个紫外线（UV）明亮的来源，使用GALEX空间望远镜的测量，并检测到明显的日食外的变化，从卡特琳娜巡天的档案测光数据，这激发了更密切的检查对象。获得了光谱和广泛的多色光度观测，从中我们推断NSV 1907是一颗深度食、类似新星的激变变星。除了轨道变化（周期为P ~ 6.63小时的深食）外，还观察到平均亮度的变化和不规则的短期变化（闪烁）。在相位φ ~ 0.5处存在一个次极小值，这表明伴星对系统的光通量有重要贡献。我们发现可能的证据正弦变化的周期为P ~ 4.2 d，我们解释为节的吸积盘的岁差周期。CSS或我们的光度监测期间均未检测到爆发或VY Scl样亮度下降。由于它的光谱特征和观测到的变化模式，我们建议NSV 1907作为一个新的中等明亮的长周期SW Sextantis星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2016-08-26 astro-ph.SR
The eclipsing novalike cataclysmic variable CRTS SSS100505 J093417-174421
Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；Laboratório Nacional de Astrofísica（国家天体物理学实验室）；Universidade Federal de Sergipe（塞尔希培联邦大学）；Observatório Nacional（国家天文台）；Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP（圣保罗大学天文、地球物理和大气科学研究所）；Instituto Nacional de Pesquisas Espacias（国家空间研究 institute）；Universidade do Vale do Paraíba（帕拉伊巴河谷大学）；Universidade Estadual Paulista（圣保罗州立大学）
通过光谱分析揭示CRTS SSS100505 J093417-174421是VY~Scl亚型的双星型新星样变星，其轨道周期为0.16329188(8)天，盘面倾斜角81.5度，质量比0.45，盘面尺寸和温度梯度符合预期。
2026-03-15 astro-ph.SR
Discovery and Characterization of an Extremely Deep-Eclipsing Cataclysmic Variable: LSQ172554.8-643839
我们发现了一个食变变星，食深> 5.7等，轨道周期94.657分，最大亮度V~18，位于J2000位置17小时25米54秒8，-64天38' 39”。通过对耶鲁大学ESO 1.0米施密特望远镜上的QUEST相机图像进行目视检查，我们在Cerro Tololo的SMARTS 1.3米和1.0米望远镜上获得了B，V，R，I，Z和J的光变曲线，并在Cerro Pachon的SOAR 4.3米望远镜上获得了3500至9000埃的光谱。光学光变曲线显示一个深的，5分钟的日食，紧接着是一个浅的38分钟的日食，然后是正弦变化。在深食期间，我们测量到V-J > 7.1，对应于光谱类型M8或更晚的次级，与动力学约束一致。估计距离为150 psec。光谱显示出强烈的氢发射线，多普勒展宽了600 - 1300 km/s，以径向速度振荡，在中深食时达到峰值，半振幅为500 +/- 22 km/s。我们认为，LSQ172554.8-643839是一个极性与低质量的二级在高倾角。没有已知的无线电或X射线源与新物体的位置相吻合。
2011-03-03 astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VI. The 4.5-hr period eclipsing system SDSS J100658.40+233724.4
本文介绍了SDSS J100658.40+233724.4的时间分辨光谱学和光度学，我们发现它是一个轨道周期为0.18591324天（267.71507分钟）的食激变变星。观测到的第二颗恒星的速度振幅为276 +/- 7 km/s，辐照修正后降低到258 +/- 12 km/s。红外钙三重态发射线的多普勒断层扫描支持这种测量。我们使用LCURVE代码和马尔可夫链蒙特卡罗模拟对光变曲线进行了建模，发现质量比为0.51 +/- 0.08。从速度振幅和光变曲线分析，我们发现白矮星的质量为0.78 +/- 0.12 Msun，而副星的质量和半径分别为0.40 +/- 0.10 Msun和0.466 +/- 0.036 Rsun。次级成分的密度低于正常的主序星，但它的性质与这个轨道周期的CV的预期值非常一致。通过模拟该系统的光谱能量分布，我们发现距离为676 +/- 40 pc，并估计白矮星的有效温度为16500 +/- 2000 K。
2009-09-15 astro-ph.SR
The Size of the Emitting Region in the Magnetic Eclipsing Cataclysmic Variable Stars
本文讨论了一种方法，用于确定一个双星系统的发射区的大小接近致密星的食的第二个，它填补了它的洛希瓣。常用的方法是用一个球体来模拟罗氏瓣，球体的“有效半径”与罗氏瓣的体积相对应。如果考虑到从致密星上看到的洛希瓣的角度尺寸，这种方法会导致半径高估4-6%。安德罗诺夫（Andronov，1992年）指出，洛希瓣在天球上的投影接近椭圆，并将这些尺寸作为质量比的函数制成表格。此外，他出版的系数近似类似的Eggleton（1983年）的“球对应于相同的体积”。我们比较了红矮星和白矮星投影的“圆+圆”、“椭圆+圆”和“椭圆+点”近似的结果。结果被应用到最近发现的食极CSS 081231：071126+440405。
2015-12-28 astro-ph.SR
Observations of Faint Eclipsing Cataclysmic Variables
本文对Sloan数字巡天（SDSS J0920+0042，SDSS J1327+6528，SDSS J1227+5139，SDSS J1607.02+3623，SDSS J1457+5148）中的6个暗弱（V> 17等）激变变星（CV）进行了时间分辨测光。2006年2月至2009年3月期间，在土耳其图卜拉克国家天文台对这些物体进行了光学CCD光度观测。我们的目标是检测由热点调制引起的短时间尺度轨道变化，由物质从红星到白矮星的快速波动引起的闪烁结构，以及在静止时选择的短周期（P<4h）CV的轨道周期变化。从日食的时间和光变曲线形态有关的白矮星，吸积盘和热点的结果进行了讨论，为每个系统。对SDSS J1227+5139获得的短时间数据的分析表明，次级恒星的磁活动引起了周期性的变化。本文首先推导了SDSS J1607+3623的测光周期，并利用以前和新的测光资料对其他五个系统的光元素进行了改正。SDSS J1457+5148的性质并没有被精确地揭示出来，它的光变曲线显示出任何可能与轨道周期有关的周期性。
2010-09-01 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
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
Tilted discs in six poorly studied cataclysmic variables
在这项工作中，我们寻找负超峰（nSH）在研究不足的激变变量使用TESS数据。我们发现了三个具有nSH签名的食双星：HBHA 4204-09，Gaia DR 3 5931071148325476992和SDSS J090113.51+144704.6。最后一个表现出IW和档案ZTF数据的行为，似乎有浅，掠食。此外，我们检测nSH签名在两个非食系统：KQ Mon和盖亚DR 3 4684361817175293440，通过确定的轨道周期从超轨道依赖的照射的次级。我们通过使用另一项工作的轨道周期，在另一个系统[PK 2008] HalphaJ 103959中发现了nSH签名。我们提出了一个改进的质量比- nSH亏损关系$q(\varepsilon_-)$，它与独立测量的类新星变量相一致。有了这个关系，我们就可以估计样本中所有系统的质量比，并确定三个正在食的系统的轨道倾角。在这项工作中发现的nSH的所有系统都是后续光谱研究的极好目标。
2023-01-20 astro-ph.SR
Using Gaussian processes to model light curves in the presence of flickering: the eclipsing cataclysmic variable ASASSN-14ag
大多数激变变星在其光变曲线中含有随机噪声成分，通常称为闪烁。这可能会显着影响CV日食的形态，并增加了通过日食建模获得具有可靠误差的准确系统参数的难度。在这里，我们介绍了一种新的日食建模方法，该方法在高斯过程（GP）的帮助下对CV闪烁进行建模。一个参数化的日食模型-与一个额外的GP组件-同时适合8个日食的矮新星ASASSN-14 ag和系统参数的确定。我们得到的质量比$q$ = 0.149 $\pm$ 0.016和倾角$i$ = 83.4 $^{+0.9}_{-0.6}$ $^{\circ}$。白矮星和供体质量分别为$M_{w}$ = 0.63 $\pm$ 0.04 $M_{\odot}$和$M_{d}$ = 0.093 $^{+0.015}_{-0.012}$ $M_{\odot}$。用多色光度法测定了一颗白矮星的温度$T_{w}$ = 14000 $^{+2200}_{-2000}$ K，距离$d$ = 146 $^{+24}_{-20}$ pc。我们发现，全球定位系统是一种有效的方式来模拟闪烁的CV光变曲线，并计划使用这种新的日食建模方法前进。
2016-09-20 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
TESS light curves of two new magnetic cataclysmic variables: an asynchronous polar at the period minimum, and an eclipsing system with a large spin-to-orbit ratio
Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Picture Rocks Observatory（皮克洛克天文台）；Department of Physics, University of Notre Dame（圣母大学物理系）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理系河外天文中心）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）
研究发现两个新的磁性爆发星，其中一个是处于周期最小值的非同步极星，另一个是具有大自转-轨道比的食双星，为理论预测提供了支持。
2026-04-10 astro-ph.SR
Fundamental effective temperature measurements for eclipsing binary stars - IX. Characterisation of 5 solar-type sclipsing binaries with M-dwarf companions
Keele University（基尔大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究以5颗带M型矮星伴星的类太阳食双星为对象，利用TESS光变曲线及NIRPS、HARPS光谱获取精确恒星参数，提供新恒星基准并深化对M型矮星的认知。
2026-09-02 astro-ph.SR
ZTF J191814.28+010850.2: An eclipsing cataclysmic-variable candidate in the SW Sextantis period range
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V.（德国变星工作组）；American Association of Variable Star Observers (AAVSO)（美国变星观测者协会）；Department of Physics and Astronomy, University of Sussex（萨塞克斯大学物理与天文学系）
本研究通过ZTF测光数据发现ZTF J191814.28+010850.2具有深食、短周期和不规则变化，提出其为SW Sextantis群激变变星候选体，需光谱验证。
2026-10-06 astro-ph.SR
Modifying the Standard Disk Model for the Ultraviolet Spectral Analysis of Disk-dominated Cataclysmic Variables. I. The Novalikes MV Lyrae, BZ Camelopardalis, and V592 Cassiopeiae
标准圆盘通常不足以对圆盘主导的激变变量（CV）进行建模，并产生比观察到的紫外光谱更蓝的光谱[Puebla et al 2007]。这些系统的X射线观测揭示了一个光学薄的边界层（BL），预计将出现在磁盘中的内孔。因此，我们截断了内盘。然而，而不是删除内部磁盘，我们施加的截断半径的无剪切边界条件，从而降低磁盘温度和产生的光谱，更好地适合紫外线数据。与我们修改后的磁盘，我们分析档案紫外光谱的三个novalikes，不能与标准磁盘。对于VY Scl系统MV Lyr和BZ Cam，我们将热膨胀的白矮星WD与冷修改的盘（$\dot{M} \sim $几个$10^{-9}M_{\odot}$ /年）安装在一起。对于V592 Cas，略微改变的圆盘（$\dot{M} \sim 6 \times 10^{-9}M_{\odot}$ /年）完全主导UV。这些结果与这些系统的Swift X射线观测结果一致[Balman et al 2014]，揭示了与ADAF样流动和/或热日冕合并的BL，其中能量的平流可能会引发外流并加热WD，从而解释了VY Scl系统中的高WD温度。这是进一步支持的事实，即X射线硬度比增加与浅的UV斜率在一个小的CV样品，我们检查。此外，对于105个盘主导的系统，国际紫外探测器（IUE）光谱UV斜率以与X射线通量与光学/UV通量的比率相同的顺序减小：从SU UMa的，到U Gem的，…
2017-08-01 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables Photometric Periods from TESS
Universidade Federal do Rio Grande do Sul（南里奥格兰德联邦大学）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）
该研究基于TESS第102扇区测光数据测定激变变星测光周期，分析1557颗星，检测到多类变星的周期变化，首次测定565颗星的光学变异性周期，还发现了周期间隙等结果，并与单白矮星自转周期分布作比较。
2026-09-10 astro-ph.SR
Photometry of the eclipsing cataclysmic variable SDSS J152419.33+220920.0
目标。本文对暗弱的激变变星SDSS J152419.33+220920.0进行了新的测光研究，分析了它的光变曲线，并提供了该系统的精密星历。方法.时间分辨的CCD差分测光是在圣佩德罗马蒂尔的国家天文台使用1.5米和0.84米望远镜进行的。结果从时间分辨测光的系统在六个晚上（涵盖超过20个主要的日食周期在三年多），我们表明，这二提出了一个强的主要和弱的二次调制。我们的光变曲线分析表明，只有两个基频，对应于轨道周期和调制的两倍，这个频率。我们确定该系统的精密星历为HJD（食）= 2454967.6750（1）+ 0.06531866661（1）E。一个双峰轨道周期调制，在几个反弹系统在静止的常设功能，是目前在几个时代。然而，我们没有发现其他证据来支持这个系统属于后最小轨道周期系统的假设。
2013-04-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Low state transitions in the nova-like cataclysmic variable HS 0506+7725
给出了类新星激变变星HS 0506+7725在2006年4月至2018年11月期间的12年光变曲线。这表明这颗恒星大部分时间处于正常状态，视星等约为14.7，但多次偏移到16.0至17.0等的较暗状态。这些高达2.3个幅度的正常状态/低状态转换是CV的VY Scl子类的典型。第二次衰退是最好的表征，因为它也观察到了恢复正常亮度。整个过渡期持续了大约43天。鼓励业余天文学家进一步监测这个系统，以识别和预测未来的低态。
2019-02-12 astro-ph.SR
Long-term photometric behavior of the eclipsing cataclysmic variable V729 Sgr
本文根据我们的观测资料和AAVSO资料，给出了食激变变星V729 Sgr的分析结果。测定了爆发幅度（$A_{n}$）和重现时间（$T_{n}$）等参数，并讨论了$A_{n}$和$T_{n}$之间的关系。对长期光变曲线的粗略检查显示，存在小幅度的爆发和下降，这与一些新星状CV（NL）中看到的行为相似。更详细的检查表明，V729 Sgr中的爆发可能是A型（由外向内），上升时间为$\sim1.76$ d。进一步的分析还表明，V729 Sgr是介于矮新星和NLS之间的一个中间体，结合Z Cam型星的理论和观测，我们将其质量转移速率限制为$1.59\times10^{-9} < \dot{M}_{2} < 5.8\times10^{-9}M_{\odot}yr^{-1}$。此外，V729 Sgr的快速振荡被首次检测和分析。我们的结果表明，在$\sim 25.5$ s振荡是一个真正的DNO，与吸积事件。将$\sim 136$和$154$处的振荡分类为lpDNO是基于$P_{lpDNOs}$和$P_{DNOs}$之间的关系。同时，还检测到了数百秒周期的QPO。
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
CRTS J035010.7+323230, a new eclipsing polar in the cataclysmic variable period gap
本文报道了一个新的食极星CRTS J035010.7+323230（以下简称CRTS J 0350 +3232）的发现。我们确定了这个激变变量（CV）的候选人作为一个可能的极性从其多年卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）的光学光变曲线。2015年和2017年的22次日食的光度监测是用麦克唐纳天文台的2.1米奥托·斯特鲁夫望远镜进行的。我们得到一个明确的高精度星历。强有力的证据表明CRTS J 0350 +3232是一个极地来自光谱获得了一个完整的轨道周期使用阿帕奇点天文台3.5米望远镜。高速巴耳末和He II $λ$ 4686的发射线等效宽度比、结构和变化是典型的极星，并在相同的周期（2.37小时（142.3分钟））被调制，因为日食在不确定性范围内。其光谱能量分布和光度与武仙座AM相当。日食前光变曲线的下降显示了流吸积的证据。假设一个氦组成的白矮星和一个质量为0.2 M $_{\odot}$的伴星，我们得到了以下的试验性双星和恒星参数：倾角i = 74.68 $^{o}$ ${\pm}$ 0.03 $^{o}$，半长轴a = 0.942 ${\pm}$ 0.024 R $_{\odot}$，白矮星和伴星的质量和半径分别为：M $_{1}$ = 0.948 $^{+0.006}_{-0.012}$ M $_{\odot}$，R $_{1}$ = 0.00830 $^{+0.00012}_…
2019-06-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray and ultraviolet observations of the eclipsing cataclysmic variables OV Bootis and SDSS J103533.02+055158.3 with degenerate donors
大多数激变变星被预测为后周期最小系统，具有退化的施主星，即周期保镖。然而，由于其内在的模糊性，迄今为止只有少数这些系统被安全地识别出来。我们想研究两个食周期弹跳者OV Bootis和SDSS J103533.02+055158.3的X射线特性，这两个弹跳者是因为离地球很近而被选中进行这项研究的。我们获得了这两个天体的XMM-牛顿相位分辨X射线和紫外观测，用于光谱和时间分析。由于最近的一次矮新星爆发，OV Boo在X射线和紫外线波长上比SDSS J103533.02+055158.3亮得多，因此可以对日食进行一些详细的研究。一个更新的日食星历表被推导出来。X射线被证明起源于白矮星附近，即边界层，其吸收影响其光谱。在SDSS J103533.02+055158.3中没有吸收，尽管在相同的倾角下观察到，表明椎间盘和椎间盘边缘的形状不同。这两个天体的白矮星温度都被重新测定：OV Boo中的白矮星在矮新星爆发后5个月仍然很热（23，000 K），SDSS J103533.02+055158.3中的白矮星比之前假设的更热（Teff = 11，500 K）。到目前为止，在X射线中研究的所有三个具有简并施主的激变变星，包括SDSS J121209.31+013627.7，都在X射线中被清楚地发现，并揭示了质量吸积率dot（M）>= 8 x 10^（-15）Msun/ yr。如果它们的X射线行为代表…
2021-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kepler Observations of V447 Lyr: An Eclipsing U Gem Cataclysmic Variable
我们提出的数据分析的结果，涵盖1.5年的矮新星V447天琴座。我们观测到质量贡献恒星的吸积盘每3.74小时（双星轨道周期）发生一次食。因此，V447 Lyr是开普勒视野中第一颗显示日食的矮新星。我们还发现了5次长爆发和6次短爆发，表明V447 Lyr是一颗U宝石型矮新星。我们发现，轨道阶段的中期日食发生在爆发期间较早的平静和日食的宽度是更大的爆发期间。这表明，在静止期，亮点更加突出，而在爆发期，圆盘比静止期大。这是一致的外磁盘半径的膨胀，由于存在高粘度的材料与爆发，其次是在静止的收缩，由于吸积低角动量的材料。我们注意到，长爆发似乎是由短爆发触发的，这也是在使用开普勒观测到的SU UMa矮新星的超级爆发中观察到的。
2012-07-05 astro-ph.GA 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
MACHO 311.37557.169: A VY Scl star
光学巡天，如OOO项目，经常发现变星，其分类需要其他仪器的后续观测。我们在2018年4月用\XMM \对不寻常的变星O311.37557.169进行了X射线光谱学和测光，并补充了存档的X射线和光谱数据。这颗恒星的X射线辐射热光度约为$1\times 10^{32}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，并有大量吸收的双温等离子体光谱。光变曲线的形状、总亮度、X射线光谱和光谱中的发射线都表明它很可能是一颗VY~Scl激变变星。
2020-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - VIII. Targets from the Catalina Real-time Transient Survey
本文介绍了卡塔利娜实时瞬变巡天探测到的20个激变变星的时间序列测光。这些系统中有14个以前没有观察过，只有两个进行了深入研究。根据观测结果，我们确定了12个新的轨道周期，并独立地发现了另外两个。八个CV是食系统，其中五个食深度超过0.9马格。样本中包括六个SU Uma系统（其中三个在我们的测光中显示超级驼峰），一个极地（SSS 1944 -42）和一个系统（CSS 1417 -18），显示异常快速下降的爆发。
2013-10-14 astro-ph.SR
The OGLE Collection of Variable Stars. Over 450 000 Eclipsing and Ellipsoidal Binary Systems Toward the Galactic Bulge
我们提出了一个收集的450 598日食和椭球双星系统中检测到的OGLE领域对银河系的隆起。该系列包括所有类型的双星系统：分离、半分离和接触食双星，RS CVn星，激变变星，HW Vir双星，双周期变星，甚至行星凌日。对于所有的恒星，我们提供了OGLE-II，OGLE-III和OGLE-IV调查期间获得的I-和V-波段时间序列测光。我们讨论的方法来识别二进制系统的OGLE数据，并提出了几个特别感兴趣的对象。
2017-01-11 astro-ph.SR
The low states of CVs at the upper edge of the period gap
我们回顾我们的知识的起源和现象学的低状态（也被称为VY Scl状态）的灾变变量，特别强调灾变变量的人口发现的周期差距。这个轨道周期范围在大约3到4小时之间，是难以捉摸的SW Sextantis恒星的首选土地，当它们的供体恒星完全对流时，它们被认为即将进入间隙。尽管它们在我们理解激变变星演化的全貌中扮演着主要角色，但由于吸积盘在高态时的极端面纱亮度，对其组成恒星的研究几乎是不可能的。在这里，我们提出的第一个步骤的白矮星和施主星在这些VY Scl系统在低状态下的特性，和零星的吸积事件和卫星发射线的发现，如在AM Her系统在低状态下观察到的，这可能是有关的快速旋转的二级星的磁活动。
2011-12-05 astro-ph.SR
The Search for SW Sex Type Stars
所有在2.8- 4小时轨道周期范围内的类食新星都属于SW性星，因此经历了非常高的质量转移率。由于恒星的物理性质应该独立于它被观测到的倾角，这意味着在这个周期范围内的所有或至少大部分的非磁性或弱磁性激变变星都是SW性星。在这里，我们提出了一个大型活动的初步结果，寻找SW性别特征的光谱中这样的恒星。我们发现18个观测到的非食激变变星中有14个属于西南性星群，另外4个的分类是不确定的。这证实了SW性明星的统治时期范围内的2.8-4小时以上的周期差距。由于所有的长周期系统在进入空区之前都需要穿过这个范围，因此SW Sex现象很可能是激变变星生命中的一个进化阶段。
2011-11-29 astro-ph.SR
Investigation of the new cataclysmic variable 1RXS J180834.7+101041
本文介绍我们对新的食激变变星1RXS J180834.7+101041的光度和光谱研究结果。它的光谱具有双峰氢和氦发射线。从氢线构造的多普勒地图显示了一个不均匀的分布在磁盘中的IP Peg中观察到的类似的发射。这表明，该天体可能是一个激变变星，在盘中有潮汐密度波。根据激变变星参数之间的关系，我们确定了组成质量（M_WD =0.8 \pm 0.22 M_sun和M_RD =0.14 \pm 0.02 M_sun）和双星倾角（i =78 \pm 1.5 deg）。我们已经模拟了二元光变曲线，并表明具有两个斑点的圆盘模型能够解释光变曲线的主要观测特征。
2012-02-17 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
On the ephemeris of the eclipsing polar HU Aquarii. II: New eclipse epochs obtained 2014 - 2018
磁激变变星水瓶座HU显示出明显的日食时间调制。近年来，在行星围绕双星或阿普尔盖特效应的框架内，这些都被密集地建模和讨论。没有任何一种情况能对数据作出独特和令人满意的解释。在这里，我们介绍了2014年至2018年期间获得的26个新的日食时期。在2010 - 2013年期间观测到的轨道周期急剧和持续减少的趋势有时在2016年年中之前有所减缓。日食到达时间（O-C）图中的新斜率将进一步限制其复杂形状的物理模型。
2018-10-30 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - IX. Targets from multiple transient surveys
我们提出了高速测光观测的25个灾难性的变量检测的全天自动搜索超新星（ASAS-SN），移动天文系统的望远镜机器人（MASTER）和卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）。从这些观测中，我们确定了16个新的轨道周期和1个新的超峰周期。两个系统（ASASSN-14 ik和ASASSN-14 ka）的爆发周期约为1个月，第三个系统（ASASSN-14 hv）约每2个月爆发一次。样本中包括11个食系统，一个可能的中极星（ASASSN-15 fm），一个SW Sex型星（MLS 0720+17），一个WZ Sge型星（ASASSN-17 fz）和一个具有不同光度和光谱周期的食系统（ASASSN-15 kw）。
2019-03-27 astro-ph.SR
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 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
An Optical Study of Two VY Sculptoris-Type Cataclysmic Binary Stars: V704 And and RX J2338+431
本文报道了对已知激变变星（CV）V704 And的观测，并证实了ROSAT银道巡天源RX J2338 + 431的光学对应物是一颗迄今为止被忽略的CV。MDM天文台的测光和光谱观测表明，这两个系统都是新星变星，亮度与平均亮度相差4-5等，属于VY~Scl亚类。根据高态发射线径向速度，我们确定V704 And的轨道周期为0.151424（3）d（3.63 hr），RX J2338 + 431的轨道周期为0.130400（1）d（3.13 hr）。在V704 And中，我们发现H-α发射线测量在等效宽度与半峰全宽的图上聚集成不同的区域，这显然对应于高，中，低光度状态。这使我们能够分配光谱的光度状态时，同期光度法是不可用的，显然是一种新颖的方法，可能是有用的其他novalikes的研究。我们的RX J2338 + 431的低态光谱显示了M型二级星的特征，我们估计距离为890 +-200 pc，与盖亚DR2视差非常一致。
2018-10-02 astro-ph.SR
The orbital period of the eclipsing dwarf nova SDSS J081610.84+453010.2
本文介绍激变变星SDSS J081610.84+453010.2的时间分辨测光，并首次确定它是一颗食矮新星。我们观察到一个爆发的系统，持续了约11天，并有一个3.4级以上的平均平静的振幅。通过对爆发期间最小食时的分析，我们确定其轨道周期为Porb = 0.2096（4）d或5.030（10）h。在矮新星的轨道周期分布中，它的轨道周期位于周期间隙之上。日食的持续时间短（平均半高宽= 10.7分钟或轨道周期的0.036）和浅（爆发时平均0.4等，平静时平均0.6等），表明是一种掠食。
2011-04-01 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
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
Poorly Studied Eclipsing Binaries in the Field of DO Dra: V0455 Dra and V0454 Dra
我们报告了对两个研究不足的系统GSC 04396-00605和GSC 04395-00485的分析，这两个系统最近分别被命名为V0455 Dra和V0454 Dra。对于两颗食星，使用我们广泛的数据对周期和历元进行了显着校正。平均光变曲线的现象学特征是使用“新Algol变量”（NAV）算法确定的。使用新开发的软件MAVKA确定最大值/最小值（ToM）的各个时间，该软件使用“渐近抛物线”近似输出准确的参数。使用Wilson-Devinney模型近似光变曲线，列出最佳拟合参数。对于这两个系统，暗点的存在是合理的，参数估计。这两个系统被归类为EW型的过接触双星。这些观测是在“经度间天文学”项目内监测激变变量DO Dra时使用LOAO的1米韩国望远镜获得的。
2020-02-21 astro-ph.SR
A Study of the Orbital Periods of Deeply Eclipsing SW Sextantis Stars
结果提出了一个为期五年的项目，研究轨道周期的18个深蚀novalike激变变量，统称为SW Sextantis明星，结合新的测量日食时间与出版的测量，在某些情况下可以追溯到五十年。虽然这些双星系统中的许多系统的行为与恒定的轨道周期相一致，但很明显，在某些情况下这是不正确的。虽然这些观测的时间跨度相对较短，但有证据表明，其中一些恒星的轨道周期显示出周期性变化，周期在10 - 40年之间。轨道周期最长的两颗恒星，V363 Aur和BT Mon，也显示出长期周期减少的速率，分别为-6.6 \times 10 ^{-8}天/年和-3.3 \times 10 ^{-8}天/年。新的星历表提供了所有18颗恒星，以方便观测未来的日食。
2012-10-26 astro-ph.SR
A comparative study of the strength of flickering in cataclysmic variables
闪烁是吸积天文系统中的一种普遍现象，至今仍无法获得详细的物理理解。这一点在激变变星（CV）中尤为明显。尝试定义模型的边界条件，闪烁的强度是在100多个CV的数千条光曲线中测量的。闪烁幅度由高斯拟合的FWHM参数化到光曲线中的数据点的幅度分布。在不同来源之间进行比较之前，需要对这一数量进行几次校正。虽然没有相关性的闪烁强度与简单的参数，如组件的质量，轨道倾角或周期被检测到，依赖的绝对大小的主要组成部分和CV亚型被发现。特别是，闪烁在VY Scl tpye novalike变量系统强于UX UMa型novalike。闪烁光源的宽带光谱可以通过简单的模型来拟合，但是在$U$频带中显示出过量。当观测数据允许的情况下，我们发现了闪烁强度与轨道相位的关系，但对于不同的系统，这种关系是不同的。令人惊讶的是，也有迹象表明，闪烁强度的变化与超峰阶段的novalike变量与永久的超峰。在矮新星中，闪烁的幅度在平静期间很高，当系统进入爆发（或从爆发返回）时，闪烁的幅度迅速下降到中等幅度，并且平均而言，在给定的亮度阈值以上保持恒定。
2021-03-26 astro-ph.SR
Analysis of spiral structure in the accretion disc of the novalike Cataclysmic Variable EC21178--5417
我们提出了一个广泛的多普勒层析成像研究的食novalike EC 21178 - 5417，它表现出经典的吸积盘签名的形式在其光谱中的双峰发射线。多普勒断层扫描证实存在一个强大的，双臂螺旋图案中可见的大多数谱线的研究。这使得EC 21178 - 5417成为极少数在其盘中显示螺旋结构的新星之一。我们还报告了螺旋臂位置和相对强度的夜间变化，揭示了吸积盘条件的波动。
2019-10-26 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
