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
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
Emission line tomography of the short period cataclysmic variables CC Scl and V2051 Oph
我们提出了两个短周期激变变量，CC Scl和V2051 Oph的时间序列光谱，以测试多普勒层析成像为基础的方法在约束演化激变变量的轨道参数的效率。我们发现Ca~II三重线提供了优越的诊断，揭示了从质量供体和吸积盘的清晰图像的发射分量。此外，我们使用Monte-Carlo方法来估计的不确定性，从合奏多普勒地图。我们将我们的新方法与传统的径向速度方法进行了比较，并表明它们为系统参数确定提供了一条有效的途径。我们对CC Scl的分析表明，$q=0.08\pm0.03$的质量比较低，其主速度为$K_1=37\pm14$ km/s。该质量比介于周期前和周期后最小值状态之间，但我们的$K_1$解决方案支持周期后最小值系统。我们推导出的V2051 Oph参数（$q= 0.16\pm 0.03$，$K_1=97\pm10$ km/s）与Eclipse解决方案（$q=0.19\pm0.03$）一致，提供了我们的方法的直接验证。
2014-11-13 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
The Silent Majority: The Interacting Post-Common-Envelope Binaries Underlying Cataclysmic Variables
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
SDSS J123813.73-033933.0, a cataclysmic variable evolved beyond the period minimum
我们给出了激变变星SDSS J123813.73-033933.0（SDSS 1238）的红外JHK测光，并结合光谱学对其进行了分析，证明该双星系统最有可能由一颗Teff=12000+/-1000 K的大质量白矮星和一颗光谱类型为L4的棕矮星组成。推断出的系统参数表明，该系统可能已经超过了轨道周期的最小值，是一个反弹系统。SDSS 1238通过展示周期性变化（变亮）在CV中脱颖而出。这些与双星系统的特定轨道相位无关，并且比通常发生在较长时间尺度上的矮新星爆发更微弱。这一现象尚未被广泛观察到，因此人们对其了解甚少。SDSS 1238的新的时间分辨，多经度光度观测使我们能够观察到两个连续的增亮，并确定其重现时间。对2007年所有观测到的增亮的周期分析表明，典型的时间尺度接近9.3小时。然而，增亮调制并不是严格的周期性的，可能仅在几周的时间尺度上保持一致性。还分析了增亮过程中明显出现的双轨道频率的特征变化。该系统的多普勒测绘显示，在吸积盘中永久存在着一个螺旋臂图案。提出了一个简单的模型，以证明在速度图中的螺旋臂出现在对应于2：1共振半径的位置和相位，并构成一个双峰光变曲线本身。长期和短期的变异性，这CV一起讨论的螺旋臂结构的吸积盘的背景下发生的观测效果在反弹系统。
2010-01-21 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
The evolutionary status of Cataclysmic Variables: Eclipse modelling of 15 systems
我们目前的测量组件质量的15个激变变量（CV）- 6个新的估计和9个改进的估计。我们提供了新的超峰周期过剩和质量比之间的关系的校准，并使用这种关系来估计捐助者的恒星质量为225 superhumping CV。随着供体质量样本的增加，我们重新审视了CV演变的影响。我们证实了白矮星在CV中的高质量，但没有发现白矮星质量随轨道周期的变化趋势。我们主张修改的位置的轨道周期最小的CV $79.6 \pm 0.2$分钟，显着短于以前的估计。我们发现，CV捐助者低于差距有一个内在的分散只有0.005 R $_{\odot}$周围的一个共同的进化轨迹，这意味着相应的角动量损失率的变化很小。与以前的研究相比，我们发现，标准的CV进化轨道-没有额外的角动量损失-是一个合理的适合捐助者的群众刚好低于周期差距，但他们不重现观察到的周期最小值，或适合捐助者半径低于0.1 M $_{\odot}$。
2019-04-03 astro-ph.SR
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
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
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 White Dwarf Mass Problem of Cataclysmic Variables
最近的观测表明，激变变星（CVs）中的白矮星（WD）的平均质量显著高于孤立的WD和后共包络双星（PCEBs）中的WD，后者被认为是激变变星的祖先。这表明，无论是WD在PCEB/CV演化过程中质量增长，还是具有低质量WD的双星无法演化为CV。在本文中，我们计算吸积WD双星的演化与更新的氢积累效率和角动量损失的处方。我们发现，热时标传质是没有有效地改变平均WD质量分布。WD的质量差异是最有可能与不稳定的质量转移WD双星中的角动量损失的有效机制是必需的。
2016-09-22 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
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
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
SDSS unveils a population of intrinsically faint cataclysmic variables at the minimum orbital period
我们讨论的137激变变量（CV），其中包括在斯隆数字巡天（SDSS）光谱数据库，并已被精确的轨道周期测量的属性。其中92个系统是SDSS的新发现，并在过去几年中进行了更详细的跟踪。45个系统先前被确定为CV，因为检测到光学爆发和/或X射线发射，随后从SDSS光谱学中重新确定。的SDSS CV的周期分布显着不同，从所有以前已知的CV，特别是它包含一个显着的积累系统的轨道周期范围80- 86分钟。我们确定这一功能作为难以捉摸的“周期最小尖峰”CV人口模型预测，解决了长期存在的矛盾紧凑的二进制演化理论和观测。我们发现，这种尖峰几乎完全是由于大量的CV具有非常低的吸积活动确定的SDSS。这些系统的光谱主要是由白矮星光球层的辐射所控制，并且很少或没有显示出来自供体恒星的光谱特征，这表明它们是质量非常低的伴星。我们确定这些低光度CV在周期最小值的平均绝对星等为<M_g>=11.6+-0.7。SDSS CV样本与汉堡类星体巡天和帕洛玛格林巡天中发现的CV的比较表明，SDSS的深度是发现大量本质上微弱的短周期系统的关键因素。
2009-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The helium-rich cataclysmic variable SBSS 1108+574
我们介绍了在2012年爆发期间获得的矮新星SBSS 1108+574的时间分辨光谱学和光度学。它的静态光谱中异常富含氦，显示出来自吸积盘的宽双峰发射线。我们测量的线通量比HeI 5875/Halpha = 0.81 +/- 0.04，比通常在激变变星（CV）中观察到的比率高得多。爆发光谱显示氢和氦处于吸收状态，有微弱的Halpha和HeI 6678发射，以及强烈的HeII发射。根据我们的测光，我们发现超级峰的周期为56.34 +/- 0.18分钟，与先前发表的结果一致。光谱周期，来自于发射线的径向速度，被发现是55.3 +/- 0.8分钟，与以前确定的光度轨道周期一致，并显着低于正常的CV周期最小值。这表明SBSS 1108+574中的供体是高度进化的。从我们的光度测量中得到的超峰过量意味着质量比q = 0.086 +/- 0.014。我们的光谱显示了一个巨大的爆发盘的掠食。由于在爆发期间圆盘明显更大，因此在静止时不太可能检测到日食。爆发的检测所暗示的相对较高的吸积率，以及大的质量比，表明SBSS 1108+574仍在向其周期最小值发展。
2013-01-28 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 accretion disk in the post period-minimum cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2
本文主要研究SDSS 0804的光变曲线中的双峰形状及其与反弹系统中吸积盘的关系。时间分辨的光度和光谱观测，以分析超级爆发之间的系统的行为。本文用一个含有两个外环螺旋密度波的盘的双星系统的几何模型来解释光变曲线和多普勒层析。2008-2009年期间进行了观测，当时该天体的星等从2006年3月的爆发降至V~17.7（0.1）。光变曲线清楚地显示出正弦曲线的变化，振幅为0.07等，周期为42.48分钟，这是系统轨道周期的一半。在9月。2010年，该系统经历了另一次超级爆发，并在2012年初恢复到静止水平。这个光变曲线再次显示出双峰，但振幅明显更小，约为0.01等。未检测到其他类型的变异性，如“小爆发”或SDSS 1238样特征。从同一时期的光谱数据获得的多普勒断层图像显示了一个亮度不均匀的大吸积盘，这意味着螺旋波的存在。我们建立了一个几何模型的反弹系统，包含两个螺旋密度波在外圈的磁盘再现所观察到的光变曲线。静止时的多普勒层析图和双峰形光变曲线可以用一个模型系统来解释，该模型系统包括一颗质量大于0.7Msun、表面温度约为12000 K的白矮星、一颗晚型棕矮星和一个具有两个外圈螺旋的吸积盘。根据这个模型，吸积盘应该是大的，延伸到2：1的共振半径，和冷（~ 2500 K）。盘的内部部分在连续统中应该是光学薄的或完全空的。
2012-11-06 astro-ph.SR
Spectroscopy and Photometry of Cataclysmic Variable Candidates from the Catalina Real Time Survey
卡塔利娜实时调查（CRTS）已经发现了500多个灾难性变量（CV）候选者，其中大多数是以前未知的。我们在这里报告36个较亮天体的后续光谱学。几乎所有的光谱都是最低光照下CV的典型光谱。其中一个天体似乎是耀斑星，而另一个天体的光谱与CV一致，但有趣的是，它位于一个小星云的中心。我们测量了其中八个CV的轨道周期，并根据其二级恒星的光谱估计了两个CV的距离。除了光谱，我们还获得了37个物体的重叠样本的直接成像，我们给出了它们的大小和颜色。我们大多数新的轨道周期都比所谓的周期间隔短，大约2到3小时。通过考虑卡塔利娜天体和其他星表（如斯隆数字巡天）之间的交叉识别，我们认为大量的灾难性变量仍然未编目。通过将CRTS样本与CRTS无法恢复的先前已知CV列表进行比较，我们发现CRTS偏向于大爆发振幅（因此轨道周期较短）。我们推测这是调查节奏的结果。
2012-07-12 astro-ph.SR
Period bouncers as detached magnetic cataclysmic variables
本文利用MESA演化计算研究白矮星自转-结晶发电机产生的磁场及同步力矩如何使过周期最小值的激变变星分离数吉年，从而将预测的半分离周期反弹体数量减少60%至80%，解释了观测与理论预测之间的巨大差异。
2023-10-26 astro-ph.SR
Cataclysmic variables around the period-bounce: An eROSITA-enhanced multi-wavelength catalog
本研究结合eROSITA的X射线巡天数据与多波段文献数据，构建了包含192个周期极小值附近激变变星的目录，并开发了评分卡系统，成功识别出80个新候选体和5个新的周期反弹星，将其已知种群数量增至22个。
2024-01-30 astro-ph.HE 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
Observational studies of highly evolved cataclysmic variables
根据激变变星（CV）的标准演化理论，角动量损失驱动CV从较长的轨道周期演化到较短的轨道周期，直到达到最小周期（\approx 80 min）。大约在这个阶段，供体变得简并，尺寸扩大，并且系统向更长的Porb移动。理论预测，所有CV中有70%应该已经过了最小周期，并有亚恒星施主，但直到最近，还没有这样的系统被发现。我提出了一个CV显示窝藏一个亚矮供体，SDSS J1507+52的证据。由于该系统的Porb异常短，约为65分钟，而且空间速度非常高，因此SDSS J1507+52有两种起源;该系统要么是由年轻的WD/棕矮星联星形成的，要么是晕CV。为了区分这两种理论，我提出了紫外光谱，并找到一个金属性与晕起源一致。接近Pmin的系统预计会有较低的吸积速率。其中一些CV在其光谱中显示吸收，这意味着底层WD暴露。这是一个难得的机会来研究简历中的WD。我介绍了两个新的系统，SDSS J1457+51和BW Scl。尽管接近Pmin的CV应该是暗淡的，但我们发现系统对于它们的Porb来说太亮了。这样的系统是T Pyx --一个具有异常高的吸积率和光度测定的Porb < 2 hr的复发新星。T Pyx比任何其他CV在其周期内亮约2倍。然而，为了确认其演化状态，需要更可靠的时期测定。在这里，我提出了一个光谱研究，确认T Pyx作为一个短周期的CV。在这篇论文中，我将讨论这些系统可能对目前CV进化的理…
2011-05-05 astro-ph.SR
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
Photometry of some more neglected bright cataclysmic variables and candidates
作为努力的一部分，以更好地表征明亮的激变变量（CV）和相关的系统，在过去很少受到关注的四个系统（V504 Cen，KT Eri，Ret 1和CTCV 2056-3014）的光变曲线进行了分析。对于这些恒星中的一些没有时间分辨测光已公布。虽然在除Ret 1之外的所有系统中观察到闪烁，但在V504 Cen和CTCV 2056-3014中尤其强烈。在后者的恒星，以前观察到的15.4米的周期，导致其作为一个中间极性的初步分类，可能是虚假的。在经典新星KT Eri爆发前的光变曲线中观察到的百分之一天的时间尺度上的变化在爆发后继续，但似乎不是严格的周期性的。此外，长期爆发后的光变曲线表现出调制准周期的长度相当不同。因此，这些变化不可能是由于在一个类似于一些复发新星的巨型组成部分的系统中与相位相关的变化。相反，该系统可能表现出周期为0.1952 d的变化，这可能是轨道的。然而，任何这样的结论仍然需要确认。
2017-08-01 astro-ph.SR
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
The 2008 outburst of the cataclysmic variable V358 Lyrae
我们报告V358天琴座在2008年11月爆发期间的测光，这是自1965年以来首次确认的爆发。这颗恒星最亮时的亮度为V = 15.9，爆发幅度至少为7.3等，持续了至少23天。爆发的前4天对应于平台阶段，然后在接下来的7天内以0.13等/天的速度褪色。然后亮度下降到19.5等的暂时最低值，持续了不到4天，之后恒星恢复到以前的亮度。爆发的最后阶段没有得到很好的报道。时间分辨测光在爆发过程中没有发现明显的大尺度调制，如超级驼峰。虽然检测到一些小的明显的周期性信号，但它们的意义是不确定的。我们的观测结果以及之前研究人员的观测结果都支持V358 Lyr是一颗矮新星，并且与它是WZ Sge家族的成员相一致。
2009-05-12 astro-ph.SR
Magnetic braking below the cataclysmic variable period gap and the observed dearth of period bouncers
本研究针对激变变星周期反弹体观测数量远低于理论预期的问题，通过MESA代码模拟发现，短周期下磁制动减弱会使激变变星在周期最小值处停滞且后续难以探测，为该矛盾提供了可能的解释。
2024-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. VIII. A slingshot prominence in SDSS J003941.06+005427.5?
本文报道了暗激变双星SDSS J003941.06+005427.5的VLT光谱和NTT光度。这个物体显示了三个峰值的H-α发射，所有三个峰值在强度和速度上都是可变的。我们测量的轨道周期为91.395 +/- 0.093分钟的速度变化的翅膀的H-α发射线。利用该天体的GALEX和SDSS测光，我们确定了一个温度为15000 K的白矮星和一个非常晚（>=L2）的伴星光谱类型。这些测量，加上相对较长的轨道周期，表明SDSS J003941.06+005427.5可能是一个反弹后的激变变星。H-alpha和He I 6678 A发射特征的多普勒图显示了一个具有不均匀亮度和偏离开普勒流的吸积盘。第三个发射峰仅在H-α中检测到，速度幅度相对较低，为202 +/- 3 km/s。我们无法解释这种辐射是由白矮星、次级恒星或吸积盘产生的。我们暂时将这个神秘的中央峰归因于一个锚定在二级恒星上的日冕环。如果得到证实，这将是CV中第一个具有低质量转移率和/或完全对流的次级恒星的弹弓日珥。
2010-09-28 astro-ph.SR
Breaking the degeneracy in magnetic cataclysmic variable X-ray spectral modeling using X-ray light curves
我们提出了一个分析的模拟X射线光谱和光变曲线的磁激变变量使用升级版本的三维CYCLOPS代码。这3D表示的吸积流使我们能够正确地模拟总的和部分掩星的后激波区域的白矮星，以及调制的X射线光变曲线由于相位相关的消光的前激波区域。通过改变白矮星质量、磁场强度、磁层半径和比吸积率，在四维参数空间中对激波后区域进行了详细的模拟。为了计算激波后区域的温度和密度分布，我们假设离子和电子之间的均分，考虑到白矮星引力势，磁层的有限大小和偶极状磁场几何形状，并考虑由韧致辐射和回旋辐射过程冷却。通过研究所得到的X射线连续谱的参数的影响，我们表明，有一个不可避免的退化在这里研究的四维参数空间，妥协X射线连续谱拟合策略，并可能导致不正确的参数估计。然而，包含在不同的能量范围内的X射线光变曲线可以打破这种简并性，因此，在原则上，仍然可以使用X射线数据来导出磁激变变量的基本参数，这是理解它们的形成和演化的重要一步。
2021-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了855个由卡塔利娜实时瞬态巡天（CRTS）探测到的灾难性变量候选者，其中至少有137个已被光谱证实，705个是新发现的。这些来源是通过对五年数据的分析确定的，来自一个覆盖四分之三天空的区域。我们研究的幅度分布的矮新星CV发现CRTS爆发期间，并发现，在平静，他们通常是两个幅度较暗相比，SDSS确定的光谱CV样本。然而，SDSS足迹中几乎所有的CRTS CV都有ugriz测光。我们分析的CV的空间分布，并发现证据表明，许多系统的比例高度超出预期的银河系薄盘人口。我们比较了新发现的CRTS CV与以前已知的CV人群的爆发率，没有发现它们之间存在差异的证据。然而，我们发现了轨道周期分布系统差异的重要证据。我们讨论了低于轨道周期最小值的CV，并认为更多的是尚未确定的完整的CRTS CV样本。我们交叉匹配的CV档案X射线目录，发现大多数系统是矮新星，而不是磁性CV。
2014-04-14 astro-ph.SR
V498 Hya, a new candidate for a period bouncer Cataclysmic Variable
本研究通过GTC OSIRIS光谱仪对V498 Hya进行后续观测，测得其86.053分钟的光谱周期并估算出白矮星与供体星质量，证实其已越过周期极小值，是罕见的“周期反弹”型激变变星新候选体。
2025-02-03 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
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
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
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
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
The Role of the Convective Kissing Instability in Cataclysmic Variable Evolution
本文通过恒星演化建模研究对流接吻不稳定性对激变变星演化的影响，发现其对正常CV无作用，但在仅考虑引力辐射时可通过半径突变产生宽度仅几分钟的小周期空隙。
2025-09-22 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
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
KIC 9406652: A laboratory for tilted disks in cataclysmic variable stars. II. Modeling of the orbital light curves
KIC 9406652是最近发现的IW型矮新星之一，是研究激变变星倾斜盘的最佳目标。在Kimura，Osaki，and Kato（2020）之前的论文中，我们分析了它的开普勒光变曲线，发现它在增亮阶段的轨道光变曲线受次级星反射效应的支配，并随着倾斜盘的方向而变化;振幅在超振幅的最小值处最大，轨道信号和光的最大值的相位移到一个提前的超轨道相位的推进。我们认为，这是逆行旋进倾斜盘的直接证据，因为第二颗星的行为就像一个反射物体。为了证实这一解释，我们在本文中进行了轨道光变曲线的数值模拟。我们已经成功地再现了观测到的轨道光变曲线的主要特征，通过一个简单的模型，其中的第二颗星是由倾斜的磁盘照射。我们还纯粹从光度学的考虑约束了双星系统的倾斜角$i$和盘的倾斜角$θ$。发现最佳拟合参数集分别为$i \sim$ 45 °和$θ\sim$ 2.0 °。因此，估计的轨道倾角是一致的，从光谱的考虑，在不确定性的限制。另一方面，如果只利用超轨道信号的半幅值，可能会低估圆盘的倾角。
2021-06-16 astro-ph.SR
V405 Peg (RBS 1955): A Nearby, Low-Luminosity Cataclysmic Binary
（节录）。激变双星V405 Peg最初是在ROSAT Bright Source（RBS）1955（= 1 RXS J230949.6+213523）中发现的，它的光谱显示出一颗晚型二级星的强烈贡献，这使得Schwope等人认为它是最近的激变双星之一。我们对V405 Peg进行了广泛的光学观测。时间序列光谱显示轨道周期Porb为0.1776469（7）d（= 4.2635 hr），或5.629 cycle/d。我们将二级分类为M3 - M4.5。用MDM 2.4米望远镜进行天体测量，得到视差为7.2 ± 1.1毫角秒，相对自行为58质量/年。我们对距离的最佳估计是d = 149（+26，-20）pc。副恒星的径向速度K2 = 92 +- 3 km/s，如果质量是典型的，则表明轨道倾角相当低。广泛的I波段时间序列观测显示，该系统在最小亮度水平I = 14.14和增强活动状态之间变化，亮度约为0.2等。虽然低状态显示出一个椭圆形调制，一个额外的光度调制出现在高状态，0.1等振幅和周期220-280分钟。这种调制的频率似乎是稳定的一个月左右，但没有一个单一的周期是一贯检测到从一个观测季节到下一个。我们估计系统的光度相结合的光学测量与档案X射线光谱。隐含的质量吸积率比周期间隔以上的标准角动量损失的预测低几个数量级。该系统可能属于一个很大程度上未被发现的冬眠CV群体。
2009-04-20 astro-ph.SR
Nova-produced Common Envelope: Source of the Non-solar Abundances and an Additional Frictional Angular Momentum Loss in Cataclysmic Variables
大部分激变变星（CVs）揭示了非太阳的丰度。一个完整的简历列表，其中包括那些已经检查这些丰度。这些非太阳丰度的三个可能的来源是在红巨星共同信封阶段，一个演变的主序列的次级和新星处理的材料吸积。利用次级恒星的横截面来改变逃逸新星物质的对流区的丰度，一直是考虑新星处理物质的致命障碍。在其他研究中被忽略的关键因素是，白矮星上的热核逃逸会导致强烈的传播激波，不仅会蒸发物质，还会产生大量的非喷射物质，形成一个共同的包层。这个新星产生的普通包层包含大量的非太阳物质。我们证明，二次有能力和时间重新吸积足够的这种材料，以获得一个显着的非太阳对流区。这个包层与双星的相互作用将产生一个相对的角动量损失，它可以是CV白矮星平均质量、WD质量吸积率、周期最小值、轨道周期分布和CV空间密度问题所需的相应角动量损失。这种相互作用将减少轨道周期，这可能导致最近观察到的新星爆发周期突然减少。一个简单的，快速的二次演化模型，包括扫了新星产生的材料和增加对流区域的开发和应用到个人简历。
2021-03-25 astro-ph.SR
BC Cassiopeiae: First Detection of IW And-Type Phenomenon Among Post-Eruption Novae
IW型矮新星是近年来发现的一类激变变星，其特征是从一个类似静止的阶段开始一系列的增亮，并伴随着阻尼振荡和深凹。我们发现，1929年爆发的所谓的经典新星BC Cas在2018年经历了IW和型矮新星的状态，爆发后89年。这一发现表明，新星爆发后的高质量转移率与IW和型现象。由新星的衰变率推断出的白矮星质量远高于激变变星中白矮星的平均质量，大质量的白矮星可能是IW And-type现象出现的原因。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolved cataclysmic variables as progenitors of AM CVn stars
我们的模型激变变量（CV）与太阳金属量捐助者（$X=0.7,\:Z=0.02$），演变形成AM CVn星通过演变CV形成通道使用各种角动量损失机制的磁制动（$\mathrm{AML_{MB}}$）。我们发现，在我们的双发电机（DD）模型的时间尺度$\mathrm{AML_{MB}}$是短于以前使用的经验公式。由于DD模型的时间尺度较短，形成AM CVn星的初始条件参数空间较大。我们对通过Evolved CV通道形成的AM CVn星的预期数量进行了分析，发现AM CVn星的数量大约是之前报道的$3$的两倍。我们发展这些系统的详细与剑桥恒星演化代码（STARS），并表明，进化CV填充一个区域的轨道周期$P_\mathrm{orb}\geq5.5\,\mathrm{hr}$。我们发展我们的捐助者超出他们的轨道周期最小值，并发现一个显着的数字成为极端H耗尽系统。这使得它们与从He星和白矮星（WD）通道演化而来的系统在光谱中没有H的情况下无法区分。我们还比较了质量，质量转移率的捐助者，和轨道周期与观测。我们发现，在YZ LMi和V396 Hya等系统中，供体的状态和H的缺乏与我们的建模轨迹相匹配，而CR Boo和HP Lib等系统与我们的建模轨迹相匹配，如果它们的实际供体质量位于观测质量范围的低端。
2023-01-30 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
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
Balmer decrements as a new diagnostic for period-bounce Cataclysmic Variable stars
Institut für Astronomie und Astrophysik, Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）
通过分析短周期反弹前和周期反弹激变变星的巴尔默递减，发现周期反弹星具有更陡的递减，并建立诊断图以有效区分两类星体。
2026-06-08 astro-ph.SR
BK Lyncis: The Oldest Old Nova?... And a Bellwether for Cataclysmic-Variable Evolution
我们总结了20年来研究BK Lyncis光变曲线的结果，BK Lyncis是一颗类似新星的恒星，奇怪地位于激变变星家族中2-3小时轨道周期间隙以下。两个明显的“超级驼峰”主导着夜间光变曲线，其周期比P_orb长4.6%，短3.0%。第一个似乎与恒星的较亮状态（V~14）有关，而第二个似乎贯穿始终，并在低状态（V~15.7）中占主导地位。从2005年开始，这颗恒星的光变曲线变得与矮新星无法区分，特别是ER Uma子类。回顾这颗恒星的所有奇特之处，我们推测：（a）BK Lyn是101年12月30日可能的新星的遗迹，（b）它从那时起就一直在衰落，但需要大约2000年的时间才能使吸积率下降到足以允许矮新星爆发。如果这种行为是普遍的，它可以解释CV进化的其他难题。一：为什么ER Uma类甚至存在（因为所有成员都可以是最近新星的残余）。第二：为什么ER Uma星和短周期新星是罕见的（因为它们的寿命，本质上是冷却时间，很短）。三：为什么短周期新星的光度都下降到远高于它们真正的静止状态（因为它们才刚刚开始在新星后冷却）。四：为什么短周期CV的轨道周期、吸积率和白矮星温度都太大，而不是纯粹由引力辐射的影响引起的（因为出乎意料的长时间间隔的增强的超新星亮度提高了平均质量转移率）。这些都是对一个假设的投资的实质性回报：CV演化的第二个参数，除了P_orb，是距离上一次经典新星爆发的时间。
2012-12-23 astro-ph.SR
Population Synthesis of Cataclysmic Variables: I. Inclusion of Detailed Nuclear Evolution
我们已经进行了广泛的人口综合研究的合奏性质的现今人口的激变变量（PDCV），考虑到核演化的高质量捐助者接近分叉和动力学不稳定的限制。假设中断的磁制动范例，我们确认了许多与观察到的CV人口的一般功能，并发现巨大的多样性，在其长期的属性。我们预测，Porb > 6小时的非磁性CV中有近一半至少是轻度进化的（即，大于其MS关闭年龄的一半）。这些系统中的一些有助于在周期间隙中观察到的PDCV群体。我们还看到，在“最小周期”检测CV的概率提高了两倍。该尖峰非常窄（约5分钟），并且由于WD质量的光谱以及部分由于供体的演变而衰减。我们的合成意味着，超紧凑CV（如AM CV）的数量应该会迅速下降。我们发现0.05%到1%的PDCV可能是UC，因此CV通道可能不是UC固有群体的主要贡献者（特别是对于Porb < 30分钟）。最后，我们的研究结果的初步分析表明，WD在PDCV经历了一个净增益的质量小于约0.1 Msun的高传质速率的结果，在其早期的演变。
2016-07-21 astro-ph.SR
Evolution of short-period cataclysmic variables: implications from eclipse modeling and stage A superhump method (with New Year's gift)
2013年，确定了使用A阶段超级峰（生长中的超级峰）确定矮新星质量比的方法。这种方法是一种动力学方法，因为它只依赖于天体力学。它不依赖于实验校准。从那时起，已经有100多个物体通过这种方法进行了测量。在本文中，我提供了一个更新的描述的方法。与被认为是金标准的现代日食模拟方法的结果比较表明，这两种方法吻合得很好，A阶段超级驼峰方法已被证实与现代日食模拟方法一样准确和可靠。前者的研究对象数量是后者的几倍，是研究激变变星终末演化不可缺少的手段。我还指出，其他研究小组过去的研究假设了不正确的分数超峰超额关系，导致在讨论进化时出现偏差。我还导出了一个新的实验关系B阶段的超级驼峰。最小周期附近的演化轨迹表明，角动量损失是引力波辐射的1.9倍。A阶段超级驼峰的测量在很大程度上归功于业余爱好者和专业人士的国际合作。与鸟类学世界的相似之处在于，两者都通过国际观察交流在团结世界方面发挥作用。我描述了这些合作的总结，并描述了我对天文学和鸟类学之间的关系的想法，并展望了如何多学科的工作可以在这些看似遥远的科学领域之间（删节）。
2022-01-09 astro-ph.SR
Finding the unusual red giant remnants of cataclysmic variable mergers
通过详细建模发现氦白矮星与主序星并合产生的红巨星残骸具有独特的测光、星震和表面丰度特征，可用于识别这些不寻常的恒星残骸。
2024-09-20 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables observed during K2 Campaigns 0 and 1
在K2任务的前两次活动中观察到15个激变变量（CV）。本文详细分析了这八个表现出不同特征的CV。在这8颗恒星中，在SU Uma恒星QZ Vir和RZ Leo的已知轨道周期以及我们新确定的轨道周期1 RXS J 0632 +2536和WD 1144+011中，静止期间的调制是明显的。周期图分析表明，Vir星的静态光变曲线存在多周期调制，轨道周期和超峰周期共存。其他3个CV在静止期的相位轨道光变曲线显示出宽（约半周）和浅（< 0.5等）的食特征。除了这些调制，它们的静态光变曲线还揭示了几个瞬态事件：1 RXS J 0632 +2536的系统光突然减少，QZ Vir的低水平耀斑样事件，RZ Leo的短暂增亮事件和WD 1144+011的轨道调制暂时消失。两颗已知的矮新星UV Gem和TW Vir以及CV USNO-B1.01144-00115322和CSS 130516：111236.7+002807都有爆发，其中包括1次完全爆发、3次不完全正常爆发和2次完全超级爆发。一次不完整但典型的正常爆发证实了USNO-B1.01144-00115322的矮新星识别。UV Gem的一次完整的正常爆发可能提供了轨道周期，因为它的调制比以前观察到的超级驼峰周期短。TW Vir和CSS 130516：111236.7+002807的超爆发，以及它们对应的超峰周期，表明这两个天体都是SU Uma星。CSS…
2016-03-12 astro-ph.SR
