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
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable IPHAS J013031.89+622132.3
我对研究不充分的激变变星IPHAS J013031.89+622132.3进行了测光观测，发现了非常深的日食。在6个月的时间跨度内，我获得了超过14个晚上的观察，总共50个小时。由于观测间隔较长，我以高精度确定了轨道周期，Porb=0.14935014+/-0.00000020 d。我推导出了日食星历表，由于轨道周期的精确性，它的正式有效期为300年。日食的平均深度为1.88+/-0.07等，日食的突出部分是平滑和对称的。平均食宽，包括扩展的不对称食翼，为0.18+/-0.01阶段或40+/-2分钟。由于在6个月的监测期间没有发生矮新星爆发，这个激变变星很可能是一个类新星变星。
2019-12-17 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
Identification of Orbital Eclipses in LAMOST J024048.51+195226.9, a Candidate AE Aqr-type Cataclysmic Variable Star
AE Aqr天体是一类激变变星，其中快速旋转的白矮星（WD）的磁层在能够吸积到WD上之前离心地排出大部分下落的气体。吸积流的驱逐通过这个“磁推进器”提取WD的角动量，并在光学光度学中产生大振幅的非周期性耀斑。epa-AE Aqr是这类天体中唯一被证实的成员，但最近，Thorstensen（2020）发现了一个候选AE Aqr系统：LAMOST J024048.51+195226.9。使用调查测光，我们测量一个完善的轨道周期为这个系统，并确定一个浅，以前未被识别的日食期间，系统的频繁AE Aqr般的耀斑发作停止。一个专门的后续研究仍然是必要的，以测试拟议的AE Aqr分类LAMOST J024048.51+195226.9，但如果它得到证实，其耀斑产生区域的日食将提供一个新的手段研究磁螺旋桨现象。
2020-09-29 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
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable ZTF17aaaeefu (2MASS J00594349+6454419)
我对激变变星候选者ZTF 17 aaaeefu进行了测光观测，发现了非常深的日食。这些观察是在7个月的8个晚上进行的。日食的轮廓与在其他激变变星中观测到的日食轮廓相似。在观测期间，ZTF 17 aaaeefu的亮度变化类似于矮新星爆发和静止状态。当ZTF 17 aaaeefu较亮（16.0-16.2等）时，平均食深为2.50+/-0.18等，当ZTF 17 aaeefu较暗（17.2-17.4等）时，平均食深为1.45+/-0.06等。在这两种情况下，日食的突出部分的平均宽度是相同的，大约是30分钟。由于观测的覆盖范围很大，我测量的轨道周期精度很高，Porb=0.18821155+/-0.00000014 d。根据轨道周期的精度，推导出有效期为700年的日食星历。该星历表可用于今后轨道周期变化的研究。由于ZTF 17 aaaeefu的轨道周期很长，这个激变变星对于确定其恒星组成的质量很有意义。在未来的径向速度测量中，我精确的日食星历可能对确定轨道相位有用。
2021-11-25 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
Quiescent photometric modulations of two low-inclination cataclysmic variables KZGem and TWVir
研究了Kepler K2活动0和1中观测到的两个低倾角激变变星KZ Gem和TW Vir的静态周期光度调制。利用相位校正方法成功地探测到了KZ Gem和TW Vir的轨道调制，并改善了它们的轨道周期。通过定义通量比和创建颜色图，进一步分析了两个CV的光曲线形态。KZ Gem显示了椭圆调制，其轨道周期为0.22242（1）天，是更新的RK目录（第7.24版）中所列周期的两倍。有了这个新确定的周期，KZ Gem不再是周期间隙中的CV，而是长周期CV。利用TW Vir的静态光变曲线中稳定性最高的一部分，推导出其改进的轨道周期为0.182682（3）天。KZ Gem的通量比彩图中显示的平坦模式证明了其轨道调制的稳定性，而TW Vir在K2数据集期间显示了可变的轨道调制。在TW Vir中，超级爆发前后静止轨道变化的单峰和双峰性质可能与超级爆发对吸积盘的影响有关。
2017-08-16 astro-ph.SR
Orbital, Superhump, and Superorbital Periods in the Cataclysmic Variables AQ Mensae and IM Eridani
我们报告光度检测的轨道和超轨道信号，和负轨道边带，在光变曲线的新星一样的激变变量AQ Mensae和IM波江座。在月面AQ中，轨道信号、超轨道信号和边带信号的频率分别为7.0686（3）、0.263（3）和7.332（3）周/日（c/d），而在波江座IM中，这些信号的频率分别为6.870（1）、0.354（7）和7.226（1）c/d。我们还发现波江座IM的光谱轨道频率为6.86649（2）c/d。这些观测结果可以通过调用相对于轨道平面倾斜的吸积盘来重现。这个模型适用于X射线双星，其中主中子星的辐射可以解释圆盘的倾斜。一个可能的倾斜机制尚未在CV中确定，但越来越多的观测证据表明，倾斜现象确实在这类物体中起作用。本文提出的结果使已知显示与逆行盘进动相关的信号的CV数量达到12个。我们还发现AQ Mensae是一个食系统。日食深度变化很大，这表明日食是掠食。这一发现提高了通过研究日食轮廓的系统变化来探测圆盘倾斜变化的可能性。
2013-08-07 astro-ph.SR
The Orbital Period and Negative Superhumps of the Nova-Like Cataclysmic Variable V378 Pegasi
本文对激变变星飞马座V378（PG 2337+300）的径向速度进行了研究。它的轨道周期为0.13858 +/- 0.00004 d（3.32592 +/- 0.00096小时）。它的光谱和长期光变曲线表明V378 Peg是一颗类似新星的变星，没有爆发。我们用V378 Peg在银河系中的近似距离和位置估计E（B-V）= 0.095，用近红外星等计算距离为680 +/-90 pc，M_V = 4.68 +/-0.70，与V378 Peg是一颗类新星相一致。在2001年至2009年之间进行的时间分辨测光显示，周期为0.1346 +/- 0.0004 d（3.23 +/- 0.01小时）。我们确定这种光度变化是负的超级驼峰，从旋进，倾斜的吸积盘。我们对V378 Peg的光度周期的重复测量与2001年至2009年之间的稳定周期相一致，其负超峰显示出数百甚至数千个周期的相干性。
2011-11-15 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
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
A Catalogue of Orbital Periods of Cataclysmic Variables and Candidates from TESS Observations
Durham University（杜伦大学）；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）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；Eberhard Karls Universität Tübingen（蒂宾根大学）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）
本文基于TESS观测数据，系统分析了2544个激变变星系统，编制了轨道周期目录，通过自动化算法和视觉检查验证了910个可靠样本，并与现有目录交叉比对，修正了部分不一致的轨道周期，为激变变星研究提供了更准确的数据支持。
2026-03-13 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
MASTER OT J190519.41+301524.4: New Eclipsing Cataclysmic Variable of VY Scl Type
MASTER OT J190519.41+301524.4在2014年3月被望远镜机器人的移动天文系统发现为15.7米的光学瞬变。我们报告了2015年6月至7月在Lajatico天文中心进行的该变量的光度观测结果。光变曲线显示出深V形的日食，振幅为两个星等。轨道周期为0.129694 d（3.113 h）。根据观测资料和轨道曲线的形状，我们认为MASTER OT J190519.41+301524.4是一颗新的VY Scl型激变变星（“反新星”），倾角接近90度。
2016-09-29 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
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
Two Long-Period Cataclysmic Variable Stars: ASASSN-14ho and V1062 Cyg
本文报道了激变变星ASASSN-14 ho和V1062 Cyg的光谱学和光度学。两者都是矮新星，光谱主要由它们的次级恒星组成，我们将其分别归类为近似K4和M0.5。它们的轨道周期，主要是由次级恒星的径向速度带确定的，被证明是几乎相同的，分别为350.14 ± 0.15和348.25 ± 0.60分。天鹅座V1062的H-α发射线显示了一个相对尖锐的发射分量，它跟踪次级恒星的运动，这可能出现在次级恒星的辐照面上; TIHS并不常见，可能表明电离辐射通量异常强。这两个系统都表现出双峰轨道调制一致的椭圆形变化，从不断变化的方面的中学。我们对这些变化进行建模，以约束轨道倾角i，并估计基于oni和次级速度幅度K2的近似分量质量。
2019-09-28 astro-ph.SR
ASAS-SN 13cl : A Newly-Discovered Cataclysmic Binary with an Anomalously Warm Secondary
最近发现的激变变星（CV）ASAS-SN 13 cl的光谱显示，光谱类型为K4（+-2个子类）的二级恒星贡献了大约一半的可见光。次级恒星的径向速度被调制在轨道周期P_orb = 4.86 hr，速度半振幅K = 246 +-9 km/s，光变曲线呈椭球形变化和明显的掠食。在这个轨道周期，大多数CV中的次级恒星温度要低得多，光谱类型接近M3。因此，α-13cl加入了一小群具有异常温暖的次级恒星的CV，这显然是在次级恒星经历了重大的核演化后发生质量转移时形成的。
2015-02-10 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
Spectroscopic Orbital Periods for 29 Cataclysmic Variables from the Sloan Digital Sky Survey
我们报告了斯隆数字巡天（SDSS）的29个激变变星的后续光谱，其中22个是由SDSS发现的，另外7个是在SDSS中发现的。Gaensicke等人（2009年）的表格中包括了其中16个天体的周期。虽然大多数系统的周期小于2小时，但只有一个系统的周期在Gaensicke等人（2009）发现的80-86分钟的“尖峰”，11个系统的周期超过3小时，表明本样本偏向于更长周期，更高光度的物体。其中七个天体的光谱类似于矮新星，但显然从未在爆发中观察到，这表明许多具有相对较低变化幅度的灾难性事件仍有待发现。其中一些物体值得注意。SDSS J 07568 +0858和SDSS J 08129 +1911以前已知有深食;除了光谱学，我们使用CRTTS的档案数据来改进它们的周期。对于LV Cnc（SDSS J 09197 +0857），我们给出了一个195（+54，-39）pc的基于视差的距离，它在Porb = 81 m处具有我们样本中最短的轨道周期。SDSS J 08091 +3814显示了在SW Sextantis恒星中发现的光谱相位偏移和相位相关吸收。SDSS J 08055 +0720和SDSS J16191+1351的平均光谱显示了K型辅星的贡献，而SDSS J 080440 +0239显示了早期M星的贡献。我们用这些来限制距离。SDSS J 09459 +2922具有磁系统的典型特征。SDS…
2015-02-07 astro-ph.SR
Detached cataclysmic variables are crossing the orbital period gap
激变变星（CV）演化理论的一个中心假设是需要解释观测到的在2-3 h轨道周期范围内缺乏吸积系统，称为周期间隙。标准模型，即破坏磁制动（DMB），通过假设CV转变为不显眼的分离的白矮星（WD）加主序星（MS）系统，不再像CV，再现了这个间隙。然而，这种标准模型的观测证据目前是间接的，因此这种情况在过去几十年中引起了一些批评。在这里，我们执行一个简单但非常强大的测试，以确定是否存在分离的CV（dCV）。如果理论是正确的，dCV应该在由WD和M4-M6二级恒星组成的分离近距离双星的轨道周期分布中产生一个峰值。我们测量了六个新的周期，这使得这样的二进制与已知的周期低于10小时的样本52系统。在~2-3 h轨道周期范围内的系统的增加被观察到。比较这个结果与二进制人口模型，我们发现，所观察到的峰值不能再现PCEBs单独和dCV的存在需要重现的意见。此外，WD质量分布的差距表明，在这一时期的范围内，即PCEBs和更大规模的dCV，这是没有观察到在较长的时期内的两个群体的证据。因此，我们得出结论，CV确实是跨越鸿沟作为分离系统，这为DMB理论提供了强有力的支持。
2016-01-28 astro-ph.SR
Study of the Cataclysmic Variable 1RXS J174320.1-042953
我们报告的光度分析研究不足的激变变量蛇夫座1 RXS J174320.1-042953（DDE 11）。报告介绍了布拉德福德机器人望远镜的监测结果，以及蒙特卡蒂尼天文中心获得的时间分辨测光结果。J1743-0429的长期行为表明它是一个磁激变变量（极性），低态和高态之间存在很大差异。由观测得到的轨道周期为0.0866d或2.08hr，接近激变变星周期间隙的下界。
2012-07-26 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
KIC 9406652: A laboratory of the tilted disk in cataclysmic variable stars
KIC 9406652是一颗激变变星（CV），被分类为IW和型星，显示出静止的重复，振荡变化以增亮结束。这个系统显示出负的超级驼峰，半周期变化的周期略短于轨道周期，和超轨道信号，这两者都被认为是源于一个旋进，倾斜的吸积盘。我们重新研究了它的开普勒光变曲线超过1500 d。根据IW和型光变化的周期，负超峰的频率表现出可重复的变化：在增亮期间迅速下降，在静止期间逐渐增加。它们被解释为径向质量分布的剧烈变化和倾斜盘的膨胀，这是现有的IW和恒星模型所没有的。负超峰的通量振幅的恒定性证实了它们的光源是扫过倾斜圆盘表面的亮点。负超峰和超轨道信号的频率在长时间尺度上一致变化，表明它们的共同起源：倾斜的磁盘。增亮时的轨道信号主要由次级恒星的辐射所控制，并随倾斜盘的方向而变化;振幅在超轨道信号最小时达到最大值，随着超轨道阶段的推进，光的最大值转移到早期轨道阶段。这是第一个直接的证据表明，磁盘是倾斜的双轨道平面和逆行旋进。从超轨道信号的半振幅推断的磁盘的倾斜角小于3度。负超峰的光变曲线的多样性支持了这一点，并表明部分气流溢出了盘边缘。因此，这项研究提供了丰富的信息，倾斜磁盘的简历。
2020-08-27 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
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
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables
我们目前的测光11和光谱的35个潜在的灾难性变量从斯隆数字巡天，卡特琳娜实时瞬态调查和vsnet-alerts。测光结果包括天鹅座V1363下降期间的准周期振荡，极区可能的夜间吸积变化，（AM武仙座双星）SDSS J1344+20，日食在SDSS J2141+05，轨道周期为76+/-2分钟，和可能的日食在SDSS J2158+09在轨道周期接近100分钟。时间分辨光谱显示短轨道周期接近80分钟的SDSS J 0206 +20，SDSS J1502+33为85 min，CSS J 0015 +26、RXS J 0150 +37、SDSS J1132+62、SDSS J2154+15和SDSS J2158+09为近100 min。SDSS J2154+15突出的HeII线和速度振幅与该天体的极地性质一致，而缺乏这条线和低速度振幅则反对RXS J 0150 +37的这种分类。在爆发附近获得了10个天体的单光谱，其余的在静止附近获得，证实了这些天体的矮新星性质。
2014-07-11 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
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
Optical characterization of two cataclysmic variables: RBS 0490 and SDSS J075939.79+191417.3
我们提出了两个激变变星（CV），即RBS 0490和SDSS J075939.79+191417.3的光学光度和光谱观测。发现RBS 0490的光学变化周期为1.689 $\pm$ 0.001 hr，这似乎是该系统可能的轨道周期。目前对SDSS J075939.79+191417.3的测光观测证实并修正了先前确定的轨道周期为3.14240928 $\pm$ 0.0000096 hr。SDSS J075939.79+191417.3的光变曲线中存在的长持续日食特征表明日食可能是由于吸积盘和亮点造成的。利用日食形态学估计SDSS J 075939.79 +191417.3的轨道倾角为$\sim$ 78 $^\circ$。RBS 0490在轨道周期期间的相位光变曲线变化提供了来自独立的第二个吸积区域或第二个较暗的极的发射的证据。RBS 0490和SDSS J075939.79+191417.3的光谱显示存在强Balmer、弱He II（$λ$ 4686）发射线，以及检测到具有大的等效宽度值的强$Hβ$发射线。RBS 0490的特征似乎有利于低场极化，而SDSS J075939.79+191417.3似乎与非磁性系统相似。
2022-04-03 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
A Trip to the Cataclysmic Binary Zoo: Detailed Follow-Up of 35 Recently-Discovered Systems
我们报告了35个最近发现的激变变星（CV）的后续研究，其中32个是在大型自动天气巡天中发现的。选择这些物体是为了便于观察。对于34个对象，我们提出了平均光谱和光谱轨道周期，并为一个多，我们给出了一个基于日食的周期。其中32个周期的测定是新的，其中3个是基于超级驼峰周期的改进公布的估计。我们的其余三个测定结果证实了先前公布的时期。其中20颗恒星被确认或怀疑是矮新星，周期短于3小时，但我们也发现了3颗视极星（AM Her星）和6个P > 5小时的系统，其中5个系统的光谱中有可见的次级星，我们可以根据这些恒星估计距离。这个样本的轨道周期分布与以前发现的CV非常相似。
2016-09-07 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 cataclysmic variable orbital period gap: More evident than ever
本研究基于SDSS样本，通过区分极化星与非极化星，以超过98%置信度确认非极化CV存在轨道周期间隙（147-191分钟），并揭示极化星因磁场减弱磁制动而无此间隙，支持标准CV演化理论。
2024-02-03 astro-ph.SR
Follow-up Studies of Five Cataclysmic Variable Candidates Discovered by LAMOST
我们报告了Hou等人（2020）发表的LAMOST中五个激变变量候选者的后续观测结果。LAMOST J024048.51+195226.9是这五颗星中最不寻常的一颗;一颗早期M型的二级星对它的光谱有很大的贡献，它的光谱和光度行为令人想起迄今为止唯一的螺旋桨系统AE Aqr。我们确认在卡特琳娜调查数据中发现的7.34小时周期（德雷克等人，2014）是轨道的。另一个天体，LAMOST J204305.95+341340.6似乎是一个novalike变星V795 Her的近双胞胎，其轨道周期在所谓的2-3小时“间隙”内。LAMOST J035913.61+405035.0显然是一颗食、弱爆发的矮新星，周期为5.48小时。我们的LAMOST J090150.09+375444.3的光谱主要是由一个晚型的次级，并显示出弱，窄的巴耳末发射移动的相位与吸收线，但在较低的振幅;我们没有看到HeII 4686发射明显的在公布的发现光谱。我们再次确认，从卡塔利娜数据的一个周期，在这种情况下，6.80小时，是轨道。LAMOST J033940.98+414805.7产生了3.54小时的径向速度周期，它的光谱似乎是在这个周期范围内的新星变星的典型。从LAMOST光谱选择的样本显然包括一些有趣的灾难性变量，直到现在还没有被认识到，显然是因为它们的光度变化范围相对较小。
2020-07-17 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
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
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
New Cataclysmic Variable 1RXS J073346.0+261933 in Gemini
在寻找与ROSAT X射线源相关的光学识别过程中，我们发现了一个高度可变的物体，具有非常不寻常的长期行为，颜色指数和高X射线与光通量比。我们报告的档案测光光变曲线从卡塔利娜巡天，光谱从RTT 150和时间分辨测光从Astrotel-Caucasus望远镜。该天体似乎是磁激变变星（极地），轨道周期为P=3.20小时。
2011-07-07 astro-ph.SR
The orbital period analyses for two cataclysmic variables: UZ Fornacis and V348 Puppis inside Period Gap
获得了极区UZ天炉座白矮星的4个最新CCD食时和类SW性新星V348船尾座的6个更新CCD中食时。对周期间隙内的两个CV进行了详细的O-C分析。在新的O-C图中发现，天炉座UZ和船尾座V348的轨道周期分别以$2.63(\pm0.58)\times10^{-11} s\;s^{-1}$和$5.8(\pm1.9)\times10^{-12} s\;s^{-1}$的速率增加。然而，从二级到大质量白矮星的保守质量转移不能解释观测到的两个CV的轨道周期增加，这被认为是较长周期调制的一部分。此外，天炉座UZ的O-C图显示了一个可能的周期性变化，周期为$\sim23.4(\pm5.1)yr$。为解释所观察到的天炉座UZ周期性变化，晚型次级磁场活动周期机制和光走时效应被认为是两个可能的原因。不仅调制周期23.4 yr符合\cite{lan99}的经验关系，而且估计的部分周期变化$ΔP/P\sim7.3\times10^{-7}$也表现出类似于周期间隙以下的CV的行为。另一方面，光走时效应的计算表明，当第三天体的轨道倾角大于$16^{\circ}$时，UZ天炉座的第三天体可能是一颗高置信度的褐矮星。
2010-07-23 astro-ph.SR
Radial-velocity study of the post-period minimum cataclysmic variable SDSSJ143317.78+101123.3 with an electron-multiplying CCD
利用高速低噪声的电子倍增CCD相机QUCAM 2对激变变星SDSSJ 143317.78 +101123.3进行了高时间分辨率光谱观测。Littlefair等人使用光变曲线拟合技术测量了SDSSJ 143317.78 +101123.3中的二级恒星的质量，并获得了M2=0.060+/-0.003 Msun的值，使其成为在激变变星中首次真正检测到棕矮星质量供体的三个之一。在本文中，我们提出了一个动态测量支持这一重要结果。我们从H α发射线的翅膀运动测量了白矮星的径向速度半振幅，得到K_1 =34+/-4 km/s，与Littlefair等人预言的K_1 =35+/-2 km/s的值非常一致。的模型。
2009-05-14 astro-ph.IM astro-ph.SR
Population types of cataclysmic variables in the solar neighbourhood
首次计算了太阳附近159颗激变变星的银河系轨道参数，并利用已发表的运动学参数确定了它们的星族类型。星群分析显示，样本中约有6%的激变变星是银河系厚盘组成部分的成员。该值与从星计数分析获得的分数一致。样本中的其余系统被发现位于银河系的薄圆盘组件中。我们的分析显示，在太阳附近没有光环CV。大约60%的厚盘CV的轨道周期低于轨道周期间隙。这一结果与灾变变量的人口合成模型的预测大致一致。利用最可能的厚盘CV的总空间速度色散，得到了13 Gyr的运动学年龄，这与银河系厚盘成分的年龄一致。
2012-11-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
TESS light curves of cataclysmic variables I -- Unknown periods in long-known stars
激变变星（CV）表现出大量的变化现象，其中许多需要长而不间断的光变曲线来详细揭示它们自己。TESS提供的长达一个月的数据集非常适合这一目的。TESS还有一个额外的优势，那就是观测到了大量的恒星，其中包括许多CV。在这里，搜索的样本中的CV的novalike和老新星亚型的周期性变化。在15个目标中的10个中，发现了以前未发现的正或负超级驼峰或已知超级驼峰中的不寻常特征。TESS光变曲线表明，在这些类型的CV中出现超级驼峰不是一个例外，而是相当普遍的。对于8个系统，测量了新的或改进的轨道周期值。在TV Col中，人们长期以来一直在寻找的白矮星自旋周期的光学表现形式首次以轨道边带的形式出现。过去在CP Pup中观察到的多个光度周期的奥秘可以通过光变曲线中反映的不规则发生的异常状态来解释。
2022-07-17 astro-ph.SR
KIC 9406652: An Unusual Cataclysmic Variable in the Kepler Field of View
KIC 9406652是开普勒视野中一颗引人注目的变星，它的光变曲线显示出非常快速的振荡和长期的爆发。我们提出了一个季度1至15的光变曲线和新的光谱分析，表明该对象是一个灾难性的变量，轨道周期为6.108小时。然而，一个更强的信号出现在光变曲线周期图的一个较短的时间为5.753小时，我们认为，这对应于调制的流量从热点地区在倾斜，进动磁盘周围的白矮星星。我们提出了一个初步的轨道解径向速度测量功能的吸积盘和光球的同伴。我们使用多普勒层析成像算法来重建磁盘和同伴的光谱，我们还考虑如何这些组件有助于对象的光谱能量分布从紫外到红外波长。这个目标为我们提供了一个显着的机会，调查磁盘过程中的高质量传递阶段的演变在激变变量。
2013-08-01 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
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
SDSSJ001153.08-064739.2, a cataclysmic variable with an evolved donor in the period gap
激变变星中的二级星遵循一个定义良好的周期-密度关系。因此，CV中的典型施主星通常是光谱类型为M的低质量星。然而，有几个CV被观测到含有二级恒星，这些恒星的温度太高，无法推断出它们的质量。这种特殊的配置可以解释，如果在这些系统中的施主恒星在它们达到接触之前经历了显着的核演化。在本文中，我们提出SDSSJ001153.08-064739.2作为属于这种特殊类型的CV的另一个例子，并详细讨论了它的进化历史。我们进行了光谱和光度观测，并利用可用的Catalina实时瞬态巡天光度计测量SDSSJ 001153.08 -064739.2的轨道周期为2.4小时，并估计了白矮星（Mwd>0.65Msun）和施主星（0.21Msun<Mdon<0.45Msun）质量，质量比（q = 0.32 ± 0.08），轨道倾角（47度< i < 70度），推导出精确的轨道星历（T0 = 2453383.578 + E x 0.10028081），并报告检测到爆发。我们发现，SDSSJ001153.08-064739.2是最极端的情况之一，在这种情况下，施主恒星显然太热了。因此，SDSSJ 001153.08 -064739.2不仅是一个包含演化施主星的特殊CV，而且是一个在周期间隙内吸积的CV。有趣的是，目前观察到的这些奇特CV样本中，大约有一半位于轨道周期几乎相同的周期间隙中。
2014-06-02 astro-ph.SR
TT Arietis - Observations of a Cataclysmic Variable Star with the MOST Space Telescope
利用MOST空间望远镜测量了激变变星白羊座TT（BD+14341）的光度通量。通量的周期性振荡揭示了这个双星系统的轨道周期以及其他特征。我们应用离散傅里叶变换（DFT）的减少数据集检索TT白羊座的频率。对该系统的分析显示，其光度周期为3.19小时。虽然MOST数据具有52.8秒的高节奏，但吸积盘的精细结构并不明显。
2009-06-23 astro-ph.SR
Time resolved spectroscopy and photometry of three little known bright cataclysmic variables: LS IV -08$^{\rm o}$ 3, HQ Monocerotis and ST Chamaeleontis
作为一个项目的一部分，以更好地描述相对明亮，但迄今为止很少研究激变变量在南半球，我们已经获得了光谱和光度数据的新星类变量LS IV-08 $^{\rm o}$ 3和HQ Mon，和Z凸轮型矮新星ST查。所有系统的光谱与其各自类型的预期一致。我们利用多普勒层析成像技术，根据H $α$的发射，推导了LS IV-08 $^{\rm o}$ 3的改进轨道星历，并绘制了它的吸积盘。我们发现，排放有两个组成部分的起源，产生于外部的吸积盘，并可能在照明面的第二颗星。LS IV-08 $^{\rm o}$ 3的光变曲线显示出低水平的闪烁和轨道周期调制的指示。HQ Mon的光谱表明轨道周期为$\approx$ 5.15小时，这与以前的（不确定的）估计不一致。光变曲线显示了UX Uma型新星类系统的典型低尺度闪烁，叠加在较长时间尺度的变化上。在一个晚上，观察到周期为$\approx$ 41分钟的调制，至少4小时可见。但是，它不会在其他夜晚重复。ST Cha的光谱轨道周期为$\approx$ 5.5小时。根据历史摄影测光，先前怀疑的6.8小时（或9.6小时）的周期与光谱周期不一致。此外，我们表明，我们的新的以及以前的测光不包含引用的光度周期的证据。
2016-08-25 astro-ph.SR
A Step towards Unveiling the Nature of Three Cataclysmic Variables: LS Cam, V902 Mon, and SWIFT J0746.3-1608
我们已经进行了详细的时间分辨的时间分析的三个激变变量（CV），即LS凸轮，V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608，使用长基线，高节奏的光学光度数据从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们对LS Cam观测结果的分析表明，它的超轨道周期为$\sim$ 4.025 $\sim$ 0.007 d，负超峰周期和正超峰周期分别为$\sim$ 3.30 h和3.70 h。这些结果可以解释为吸积盘的节进动和拱点进动与轨道运动的相互作用。对于另外两个源，V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608，我们发现了分别为2387.0 $\pm$ 0.6 s和2409.5 $\pm$ 0.7 s的搏动周期的证据，这在早期研究中没有发现。我们在这项研究中提出的结果表明，在整个观测期间的吸积模式的变化，这两个来源。对于V902 Mon，还发现了（6.09 $\pm$ 0.60）$\times 10^{-10}$的表观轨道周期导数，并且在SWIFT J0746.3-1608的功率谱中，轨道频率的二次谐波占主导地位，暗示了副星的椭球调制。目前的分析表明，LS凸轮可能是一个超级驼峰CV，而V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608可能是可变盘溢出吸积中间极。
2022-03-31 astro-ph.SR
CSS J134052.0+151341 : A Cataclysmic Binary Star with a Stripped, Evolved Secondary
我报告的光谱和时间序列测光的激变二进制CSS J134052.0+151341。可见光主要由第二颗恒星所控制，我将其归类为K4（+-2子类），但从吸收径向速度导出的轨道周期仅为2.45 hr，这意味着罗氏半径太小，无法包含主序星K。光谱显示在几条谱线中增强的钠吸收，表明表面材料已在高温下处理。CSS J134052.0+151341似乎是一个罕见的激变双星，其中的次级恒星是一颗质量更大的恒星的剥离核心，在核心的大部分核演化发生后开始质量转移。
2013-06-18 astro-ph.SR
Unveiling the multiple periodicities of the cataclysmic variable LS Cam
本文分析了LS~Cam在19、20和26扇区的$TESS$测光资料。从扇区19和20获得的功率谱显示出多个周期性-轨道变化（$P_{orb} = 0.14237$天），轻微波动的超轨道变化（$ P_{so} \approx 4.03$天）和永久性负超峰（$P_{-sh} = 0.1375$天）。在扇区26中，存在另外的正超级峰（$P_{+sh} = 0.155$天）。利用文献中的关系式，估计两种组分的质量比和质量分别为$q =0.24$、$M_1 = 1.26M_\odot$和$M_2 = 0.30 M_\odot$。
2021-06-07 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
