TESS light curves of cataclysmic variables -- III -- More superhump systems among old novae and novalike variables
本研究基于TESS光变曲线分析23个新星变变量和老新星，发现多数存在超驼峰，其中19个为首次探测，使已知此类系统数量增加超50%，并更新了超驼峰普查和Stolz-Schoembs关系，同时纠正了13颗恒星的轨道周期。
2023-08-30 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
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 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
TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables
超级峰是激变变星光变曲线中观测到的丰富的变星现象之一。它们有正负两种形式，分别是周期比这些相互作用的双星系统的轨道周期稍长或稍短。正的超驼峰在SU~UMa型短周期矮新星的超爆发中普遍存在，但在长周期的吸积盘处于永久亮态的系统（如新星变星和大多数老新星）中不太常见。负超峰似乎并不对特定类型的CV没有偏好。在这里，我利用TESS为大量恒星提供的长的高节奏光变曲线，选择所有旧的新星和新星变星，这些变星具有过去报道的超级驼峰，TESS光变曲线可用，并且在以前的出版物中尚未进行分析，以研究它们的超级驼峰行为。结合从文献中获得的信息，这些结果使我们能够编制迄今为止这些恒星中最完整的超级驼峰普查。作为一个推论，在本样本的对象日食系统日食历元来自TESS光变曲线，并在某些情况下从档案光变曲线列出，并用于更新轨道星历和讨论周期的变化。
2022-12-08 astro-ph.HE 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
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
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
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
Which information can we derive from historical Far Eastern guest stars for modern research on novae and cataclysmic variables?
最近，已经有几个关于二元系统演化的研究，使用历史数据作为论证链中的事实。在本文中，我们讨论了六个现代矮新星的案例研究，建议从历史的角度来看，历史的对应物，以及由此产生的后果的物理学的密切的双系统（矮新星Z凸轮和AT Cnc，星云在M22，和可能的新星101，新星483，和新星1437）。我们考虑了历史上的远东报告，在仔细重读文本之后，我们将给定的信息映射到天空上。在某些情况下，现代经典新星-客星对列表中给出的位置被证明是错误的，或者它们必须被认为是高度近似的：在大多数情况下，历史位置应该被转换成天球上的区域，而不是点坐标。基于正确的信息，我们考虑的后果有关的密切的双系统的演变。然而，结果是，没有一个灾难性的变量的情况下，建议有一个历史的对应物可以（完全）支持。由于将历史观测记录与当今已知的CV进行识别总是不确定的，因此可能无法仅依赖潜在的历史观测来得出有关双星演化的结论。演变情景只能从天体物理观测和建模中得出。
2019-10-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Classifying optical (out)bursts in cataclysmic variables: the distinct observational characteristics of dwarf novae, micronovae, stellar flares and magnetic gating
本研究针对激变变星光学增亮事件分类模糊的问题，通过时间尺度和能量参数区分不同爆发类型，证实微新星与磁门控爆发为独立现象，构建了诊断分类图，并在新发现的中介激变变星上验证了方法有效性。
2024-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Getting to know the cataclysmic variable beneath the nova eruption
（经典）新星的爆发被广泛认为是激变双星一生中经常发生的事件。因此，在两次爆发之间，该系统应该表现为一个“正常”的激变变星（CV），即根据其特征性质，如质量转移速率或白矮星的磁场强度。这些特征对于新星爆发本身有多重要，即哪种类型的系统更适合经历新星爆发？这个问题原则上可以通过比较后新星系统与一般CV群体来解决。然而，关于后新星的信息很少，甚至在大多数情况下，对后新星的识别也很模糊。在本文中，我们通报了一个项目的进展情况，该项目已进行，以显着提高确认后新星的数量，从而最终提供了更好地了解这些对象的手段。
2012-11-07 astro-ph.SR
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the disk instability model of cataclysmic variables
盘不稳定性模型将矮新星的爆发归因于其吸积盘的热粘性不稳定性，而类新星恒星则不会受到这种不稳定性的影响。我们的目标是测试的磁盘不稳定性模型的基本预测：分离的激变变量（CV）到新星和矮新星取决于轨道周期和质量转移率的同伴。我们分析了光变曲线从一个样本的~130 CV视差距离的盖亚DR 2目录，以获得他们的平均质量传递速率。利用矮新星的理论光变曲线验证了将光学星等转换为质量吸积率的方法。矮新星（分别为类新星）始终处于不稳定状态（分别为稳定）区域的轨道周期-传质速率平面预测的磁盘不稳定性模型。分析的系统中没有一个对模型提出挑战。这些结果对我们调查的可能的误差和偏差来源是稳健的。来自开普勒的光变曲线，或者将来的LSST或柏拉图巡天，可以减轻不确定性的主要来源，光变曲线的不规则采样率，假设可以对它们碰巧瞄准的CV的轨道参数设置良好的约束。盘不稳定性模型仍然是理解激变变星吸积过程的坚实基础。
2018-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Data Mining for Dwarf Novae in SDSS, GALEX and Astrometric Catalogues
通过对SDSS中的蓝色天体与GALEX和天体测量星表USNO-B1.0、GSC 2.3和CMC 14的交叉匹配，共识别出64个新的矮新星候选者，它们都具有一次或多次观测到的爆发。其中14个系统通过现有的和后续的光谱学被确认为激变变量。对这些新的矮新星和卡塔利娜实时瞬变巡天（CRTS）发现的矮新星的振幅分布和爆发频率的估计进行的研究表明，除了因距离较远而暗淡的系统外，还存在一群具有罕见爆发的内在暗淡的矮新星。
2009-10-19 astro-ph.SR
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
2020-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transients from the Cataclysmic Deaths of Cataclysmic Variables
我们探讨了低质量恒星与白矮星（WD）伴星合并的观测现象。Schreiber等人（2016）发现，如果大部分的CV二进制文件由于不稳定的质量转移而合并，则灾难变量（CV）的观测属性与标准演化模型之间的多重紧张关系将得到解决。潮汐破坏的次级形成一个几何厚盘周围的WD，随后在高度超爱丁顿率吸积。分析估计和数值流体动力学模拟表明，吸积流的流出物在合并后的几天内以~500-1000 km/s的速度释放了>~ 90%的次级粒子。膨胀的喷出物中的氢复合提供了持续约一个月的光学瞬态发射，光度> 1 e38 erg/s，类似于缓慢的经典新星和普通恒星合并产生的发光红新星。在较长的时间尺度上，WD吸积的物质经历了氢壳燃烧，使残余物膨胀成一个光度~300-5000 L_sun，有效温度T_eff ~ 3000 K，寿命~ 1 e4 - 1 e5 yr的巨星。我们预测，~ 1 e3 - 1 e4银河系巨星CV合并的产品，潜在的非典型表面丰度区分。我们探讨是否有任何银河系历史缓慢的经典新星伪装CV合并，确定四个这样的后新星系统与潜在的巨大的对应物，CV合并的起源不能排除。我们解决是否历史上短暂的CK Vul和它的气体/尘埃星云造成CV合并。
2021-11-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
On the Effect of Explosive Thermonuclear Burning on the Accreted Envelopes of White Dwarfs in Cataclysmic Variables
在激变变星中某些吸积的白矮星的大气层中探测到太阳系上丰度的重元素，再加上产生这些元素所需的高温，需要爆炸性热核燃烧。在CV中，任何先前质量更大的二级恒星在经历流体静力学CNO燃烧时，中心温度都太低，无法产生这些元素。有证据表明，至少有一些激变变量包含捐助者secondaries已被反复新星喷出物污染，并将这种材料转移回白矮星。这种情况下，不排除通道中，以前更大质量的捐助星进行CNO处理系统进行热时标质量转移。祖细胞的CV的影响进行了讨论。
2014-06-20 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables in the SUPERBLINK Proper Motion Survey
我们在SUPERBLINK自行巡天中发现了一个新的高自行激变变星（CV），它对自行大于40 mas/yr的恒星敏感。选择该CV进行随访观察，作为基于自行及其NUV-V和V-K $_{s}$颜色选择的CV的更大搜索的一部分。本文介绍MDM天文台2.4米Hiltner望远镜的光谱观测。新CV的轨道周期接近96分钟，它的光谱显示出静止矮新星特有的双峰巴耳末发射线，它的V星等接近18.2。此外，我们还提供了SUPERBLINK目录中已知CV的完整列表。
2014-09-05 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
The X-ray Properties of Cataclysmic Variables
激变变星是一类特殊的X射线双星，它将物质从施主星转移到致密的恒星吸积体（白矮星）。它们构成了一个实验室，用于研究吸积物理学、机制和盘理论，以及外流动力学和与周围介质的相互作用。我们对CV发射的X射线的理解在过去十年中有了很大的提高，船上的仪器现在是X射线望远镜。我们有一个更好的理解的边界层和吸积冲击，使用高灵敏度的仪器和/或光栅X射线光谱达到高光谱分辨率产生温度和速度诊断。此外，高时间分辨率利用吸积模式诊断与表征的气体流量在光盘的变化。在这里，我简要回顾了CV的X射线特性，重点介绍了中间极、矮新星和经典/复发新星。
2011-12-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
K-Band Spectroscopy of (Pre-)Cataclysmic Variables: Are Some Donor Stars Really Carbon Poor?
我们提出了一个新的样本的$K$波段光谱观测CV：非磁性和磁性以及目前和前CV。这个多样化的样本的目的是解决最近的说法，即矮新星中的二级恒星是碳缺乏的，已经通过比当前范式预测的更进化的进化变得如此。我们的新观测结果，以及以前的文献结果，跨越了广泛的轨道周期和CV类型。一般来说，矮新星中的第二颗恒星表现出微弱的CO吸收，而极星和前CV供体星的光谱类型似乎有正常的CO吸收。然而，这并不是普遍的。在矮新星SS Aur和冬眠的CV QS Vir中存在正常的CO吸收，而在长周期极地V1309 Ori云中完全缺乏CO吸收。一个摘要的文献指向非太阳丰度，包括增强NV/CIV比。看来，一些CV有非太阳丰度的材料吸积到白矮星上，这表明一个进化的二级恒星，而其他CO排放的吸积盘可能发挥作用。然而，造成CV中CO吸收异常的确切机制或因素组合尚不清楚。
2010-02-18 astro-ph.SR
The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption
1975年，E. R.罗宾逊对爆发前经典新星光变曲线的行为进行了标志性的研究，这项工作现在已经成为新星标准知识的一部分。他提出了三点：11颗新星中有5颗在爆发前几年表现出爆发前的上升，一颗新星（V446 Her）在爆发过程中表现出剧烈的变化，除了一颗新星（除了BT Mon）之外，所有新星在爆发前后都有相同的静止星等。这项工作自问世以来尚未经过测试。我们现在已经测试了这些结果，通过回到原始的档案照相底片，并使用现代星等标度上的比较星测量了许多新星爆发前的大量星等。我们特别发现，五分之四声称的喷发前上升是由于旧文献中的简单错误，V446 Her在1960年爆发时具有相同的变化幅度，而BT Mon在1939年爆发时的亮度基本不变。在22个新星爆发，我们发现两个确认的情况下，显着的喷发前上升（V533 Her和V1500 Cyg），而T CrB有一个深的喷发前下降。这些事件是对理论家的挑战。我们发现，在27颗新星爆发中，由于远离爆发的新星通常会出现波动，因此没有出现超出预期的变化。对于30颗经典新星和6颗复发新星的19次爆发，我们发现从爆发前到爆发后很长一段时间内的平均震级变化为0.0 mag.然而，我们确实发现了5颗新星（V723 Cas、V1500 Cyg、V1974 Cyg、V4633 Sgr和RW UMi），因为喷发后的静止亮度水平比喷发前的水平亮十倍以上。
2009-09-23 astro-ph.SR
Life after eruption - I. Spectroscopic observations of ten nova candidates
我们已经开始了一个项目，调查后新星与灾难性变量的人口的联系。我们在这方面的第一步是改进已知的后新星样本及其性质。在这里，我们提出了恢复和/或确认旧新星MT Cen，V812 Cen，V655 CrA，IL Nor，V2109 Oph，V909 Sgr，V2572 Sgr和V728 Sco。这些系统的主要光度和光谱性质进行了讨论。我们发现V909 Sgr是一个可能的磁CV，而V728 Sco是一个高倾角系统。我们进一步认为，两个候选新星V734 Sco和V1310 Sgr被错误分类，而是Mira变量。
2012-04-06 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
Spiral structures and temperature distribution in the quiescent accretion disc of the cataclysmic binary V2051 Ophiuchi
我们提出了我们的新代码的能力，实现极大似然方法获得多普勒地图。作为测试数据，我们使用了矮新星V2051 Ophiuchi的观测数据。在下一次爆发开始前至少16天，该系统被观察到处于静止状态。使用多普勒地图获得的10个发射线覆盖三个轨道周期，我们检测到的螺旋结构的吸积盘的V2051 Oph。然而，这些结构可能会有偏差，因为我们的数据只在八个不同的轨道相位采样了双星的轨道周期。我们的多普勒图显示了从H $α$中的单臂波结构到其他谱线中的双臂波结构的演化。双臂结构的位置同意模拟显示潮汐驱动的螺旋波吸积盘。在连续循环期间，检测到的结构的定性特征保持相似，但中心吸收增加。首次利用多普勒层析成像方法获得了吸积盘的温度分布图。然而，考虑到使用我们的方法检索它们时所涉及的所有假设，应谨慎对待结果。我们的地图呈现出一个相对平坦的温度分布在光盘，显示没有温度增加的位置的螺旋臂。使用“环掩蔽”，我们已经发现了一个电离区域位于接近预期的流盘相互作用的位置。我们发现吸积盘的平均温度为5600 K，这是从盘不稳定性模型推导出的临界极限以下。
2016-10-03 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
White Dwarf Mass Growth in Cataclysmic Variables: Roles of Dwarf Novae
利用MESA模拟矮新星占空比对碳氧白矮星吸积增长的影响，发现有效增长需特定占空比，但均无法达到Ia型超新星爆炸质量。
2023-08-16 astro-ph.HE 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
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
2018-04-23 astro-ph.SR
Life after eruption VIII: The orbital periods of novae
新星爆发对激变变星（CV）长期演化的影响是该领域最不了解和深入讨论的话题之一。改善这一点的关键因素是建立一个具有已知性质的后新星的大样本，从最容易获得的轨道周期开始。本文报道了六颗暗新星的新轨道周期：X Cir（3.71 h），ILNor（1.62 h），DY Pup（3.35 h），V363 Sgr（3.03 h），V2572 Sgr（3.75 h）和CQ Vel（2.7 h）。我们还修改了旧新星OY Ara，RS Car，V365 Car，V849 Oph，V728 Sco，WY Sge，XX Tau和RW Umi的周期。利用这些新的数据和批判性审查的可信度报告的老新星的轨道周期在文献中，我们建立了一个更新的周期分布。我们采用二进制starevolution代码来计算理论周期分布，同时使用一个mathicaland相应的角动量损失的经典处方。通过与观测资料的比较，我们发现两个模型都不能再现3 - 4小时范围内的峰值，这表明在周期间隙以上的CV的角动量损失还没有完全被理解。
2020-11-05 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
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
Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae
复发新星（Recurrent novae，RNe）是一个世纪内发生两次或两次以上新星爆发的激变变星。经典新星（CNe）是类似的系统，只有一个这样的爆发。许多所谓的“CNe”实际上是RNe，只发现了一次喷发。由于RNe是候选的Ia型超新星祖先，因此重要的是要知道我们的银河系中是否有足够的RNe来提供超新星速率，因此要知道有多少RNe伪装成CNe。为了量化这一点，我们收集了银河系237 CNe和10个已知RNe的限时样本的光变曲线和光谱的所有可用信息，以及详尽的发现效率记录。我们认为RNe具有（a）爆发振幅小于14.5 - 4.5 * log（t_3），（b）轨道周期>0.6天，（c）红外色J-H > 0.7 mag和H-K > 0.1 mag，（d）H-α的半高宽> 2000 km/s，（e）高激发线，如Fe X或He II在峰值附近，（f）具有平台的喷发光变曲线，（g）质量大于1.2M_solar的白矮星。使用这些标准，我们将V1721 Aql、DE Cir、CP Cru、KT Eri、V838 Her、V2672 Oph、V4160 Sgr、V4643 Sgr、V4739 Sgr和V477 Sct鉴定为强RN候选者。我们使用三种方法评估已知CNe中的RN分数，得到24% +/-4%，12% +/-3%和35% +/-3%。在已知的394颗银河新星中，大约有四分之一实际上是RNe，…
2014-05-01 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
On the absence of nova shells
我们提出了我们的宽场Halpha+N[II]观测的15个激变变量寻找残余新星壳。这样的壳层已经在其他至今还不被称为新星的激变变星周围被发现。我们的候选人被选为高质量传递系统的周期制度中的对象，经历-至少偶尔-低质量传递速率。事实上，我们在这些系统中没有发现新星壳层的迹象，这使我们能够将这些物体的重现时间设定为13000年的下限。
2015-02-18 astro-ph.SR
Moving-Mesh Simulations of Mini-Common Envelope Ejection in Classical Novae
University of Wisconsin - Milwaukee（威斯康星大学密尔沃基分校）
本文通过三维移动网格水动力模拟研究双星相互作用对质量抛射的影响，发现物质在越过L1拉格朗日点后近似等向性抛射，且L2点不参与质量抛射， ejected物质的特定角动量大于初始值，可能影响双星长期演化。
2026-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 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
A multi-wavelength survey of NGC\,6752: X-ray counterparts, two new dwarf novae, and a core-collapsed radial profile
利用哈勃空间望远镜上的STIS、ACS和WFC 3对球状星团NGC 6752的恒星星族进行了多波长（FUV到I波段）观测。我们已经证实，两个先前确定的CV候选人，事实上，矮新星经历了爆发，在我们的观察。我们还确定了以前未知的光学对应的两个X射线源。我们估计的位置的集群的中心，并表明，恒星的密度分布是不是很好地描述了一个单一的国王模型，这表明该集群是在一个核心崩溃或后核心崩溃阶段。彩色星等图显示了一个人口稠密的水平分支，众多的蓝离散星和白矮星（WD），以及87个来源的差距地区，我们希望找到WD -主序星双星，包括激变变星（CV）。X射线源和WD双星系统是最集中的星族，动态估计的特征质量分别>1.1Msun和>0.8Msun。
2012-04-20 astro-ph.SR
Observations of Five Southern-Hemisphere Cataclysmic Binary Stars
Dartmouth College（达特茅斯学院）
该研究对南半球五颗少被研究的激变双星进行观测分析，明确了各天体的类型、轨道周期等关键参数，揭示其光谱及变率特征，为激变双星研究提供新数据。
2025-11-16 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
Sudden and Steady Orbital Period Changes Across Six Classical Nova Eruptions; The End of Hibernation and Two Serious Challenges for the Magnetic Braking Model of Cataclysmic Variable Evolution
我报告的两个新措施的轨道周期的突然变化（$P$）在整个新星爆发（$Δ$ P）和稳定的周期变化在宁静（$\dot{P}$）的经典新星（CNe）RR Pic和HR Del，带来了总共六个这样的措施CNe，所有在我的大型和长期的观测计划的最后报告。分数变化（$Δ$ P/P）为-290.71 $\pm$ 0.28（QZ Aur），-472.1 $\pm$ 4.8（HR Del），-4.46 $\pm$ 0.03（DQ Her），+39.6 $\pm$ 0.5（BT Mon），-2003.7 $\pm$ 0.9（RR Pic），和-273 $\pm$ 61（V1017 Sgr）。这些结果与激变变星（CV）演化的冬眠模型完全相反，冬眠模型要求$Δ$ P/P $>$ +1000 ppm以获得产生冬眠所需的吸积率下降。休眠模式无法以任何方式挽救。我的程序还测量了经典新星的第一个长期$\dot{P}$，以$10^{-11}$天/周期为单位，-2.84 $\pm$ 0.22（QZ Aur），+4.0 $\pm$ 0.9（HR Del），+0.00 $\pm$ 0.02（DQ Her），-2.3 $\pm$ 0.1（BT Mon）和+1.25 $\pm$ 0.01（RR Pic）。这些可以直接与磁制动模型的预测进行比较，其中长期平均值$\dot{P}$是$P$的单一通用函数。实测值分别是模型预测值的+5…
2019-12-12 astro-ph.SR
AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell
我们正在系统地调查所有已知的和怀疑的Z凸轮型矮新星的经典新星壳。这次调查的动机是发现了已知最大的经典新星壳，它围绕着原型矮新星Z Camelopardalis。Z Cam壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发后很久才成为矮新星，这与激变双星的冬眠情景一致。在这里，我们报告检测到一个破碎的“壳”，3弧分直径，周围的矮新星在巨蟹座。这第二个发现表明，围绕Z Cam型矮新星的新星壳不可能非常罕见。壳的几何形状是暗示的双极，锥形喷射看到近pole-on.A光谱的最明亮的AT Cnc壳结是类似的喷出物的经典新星GK Per，和Z凸轮，占主导地位的[NII]发射。Galex FUV图像显示了一个类似大小的FUV发射壳。我们确定了一颗距离AT Cnc 460 pc的新星，其喷出物质量的上限约为5 x 10^{-5} Msun，这是典型的经典新星。
2012-08-06 astro-ph.SR
On supercycle lengths of active SU UMa stars
我们进行了详细的分析，广泛的光度观测的样本最活跃的矮新星，即SU UMa星的特点是超周期长度短于120天。我们发现的观测证据表明，在过去的几十年里，这些天体的超循环长度一直在不断增加，这表明它们的平均质量传递速率在这段时间里一直在下降。这似乎是这类恒星的共同特征。我们在每种情况下提出的数值结果，并估计这些系统的未来发展的时间尺度。这项研究在矮新星和其他灾难性变星的演化背景下是重要的。
2013-03-25 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables and the disc instability model in the Gaia DR3 colour-magnitude diagram
本文通过纳入吸积盘、伴星、白矮星和亮斑的可变光，基于 DIM 模拟 CVs 在 Gaia DR3 HRD 中的分布，证明“钩状”特征主要对应稳定类新星，并可用于发现新亚型或检验模型。
2024-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Distances and Absolute Magnitudes of Dwarf Novae: Murmurs of Period Bounce
我们重新确定的绝对星等和矮新星的轨道周期之间的关系，基于46颗恒星良好的距离估计。这改进了华纳以前的关系，建立在今天的距离和双星倾角的改进估计，以及更大的波长覆盖范围。结合其他距离和动力学约束条件，将该定标应用于一组约300颗已知或可能的短轨道周期矮新星，研究了静止M_v、时间平均M_v、质量比q和白矮星温度T_WD对P_orb的依赖关系。这些分布表明，当恒星接近最小P_orb时，它们会变得更加暗淡，并且似乎显示出/进化轨迹/，因为次级恒星因质量损失而减弱。在较低的分支上的恒星具有“周期跳跃者”的预期特性--微弱的次级，微弱的吸积光，冷的白矮星，以及爆发之间的长重复时间。周期反弹似乎发生在0.058+-0.008 M_sol的质量。在较低分支的恒星也可能有较高的速度和银河平面以上的高度，与更大的年龄相一致。一些非常接近，尽管强烈的选择效应歧视这些微弱的双星的发现，以非常低的速度吸积。周期保镖似乎很常见，可能会主导一个完整的普查灾难性的变量。
2010-10-23 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
Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors
我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。
2012-05-14 astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 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
