Classical novae vs cataclysmic variables
我们提出了一个初步的比较后新星人口与一般的激变变量（CV）。我们特别关注的质量转移率和它的潜在关系的新星爆发。我们发现，已知的后新星样本完全由高质量传递CV，但这更可能是由于这些系统的复发时间较短，而不是质量传递速率受到喷发的影响。然而，我们发现这样的效果为特定的后新星的证据，它是潜在的二元分离和存在或不存在的吸积盘。
2017-02-08 astro-ph.SR
Difference between the optical flickering colours of cataclysmic variables and symbiotic recurrent novae
我们进行了同时观察3个波段（UBV）的闪烁变化的经常性新星RS Oph和T CrB在静止。使用新的和已发表的数据，我们比较的颜色闪烁的灾难性的变量和共生经常新星。我们发现在这两种类型的吸积白矮星的闪烁源的颜色之间的差异。对于（U-B）与（B-V）图上的$(U-B)_0$颜色和$p \approx 3 \times 10^{-5}$分布，检测到的差异与$ p-value \approx 2 \times 10^{-6}$具有高度显著性。并简要讨论了可能的物理原因。这些数据可应作者的要求提供。
2015-02-10 astro-ph.SR
Discovery of a new classical nova shell around a nova-like cataclysmic variable
IPHASXJ 210205 +471015是一个可能的行星状星云，其形态和光谱与围绕矮新星的经典新星壳ATCnc惊人地相似。为了研究它的真实性质，我们获得了高分辨率的窄带[O III]和[N II]图像和深GTC OSIRIS光谱。该星云显示出一个明显富含氮的[N II]-明亮结弧，而[O III]-明亮的弓形激波正在整个ISM中发展。诊断线比表明，冲击与弧和弓激波。这个星云的中心恒星已经通过其光度变化被识别出来。这个源的时间分辨光度和光谱数据揭示了一个4.26小时的周期，这是由于一个双星系统。它的光谱与RWSex非常相似，后者是一颗类似UXUMa新星（NL）的激变变星（CV）。基于这些结果，我们认为IPHASX J210205+471015是在平静态CV-NL系统周围观察到的经典新星壳层。
2018-03-14 astro-ph.SR
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
2021-01-28 astro-ph.SR
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
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
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
2017-09-05 astro-ph.SR
The 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
When does an old nova become a dwarf nova? Kinematics and age of the nova shell of the dwarf nova AT Cnc
的Z凸轮型矮新星AT Cnc显示一个经典的新星（CN）壳，表明在激变双星CN爆发后的质量转移大幅下降。灾变双星的冬眠场景预测了这样的减少，在几个世纪的时间尺度上。为了测量自AT Cnc最后一次CN喷发以来的时间，我们用CFHT最近委托的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE测量了其喷出物中100个团块的径向速度。其范围为-455至+490 km/s。再加上已知的距离460 pc（沙拉2012年），AT Cnc的外壳的大小，和一个简单的模型，新星喷出物减速，我们确定该系统的最后CN爆发发生在$330_{-90}^{+135}$年前。这是迄今为止观测到的从高质量转移速率的新星变星到低质量转移速率的矮新星的最快转变，并且与激变双星的冬眠相一致。最后，我们注意到的相似性推断爆发日期（公元1686年的一个世纪内）的AT Cnc与“客星”在星座巨蟹座韩国观察员在1645年报告。
2016-09-21 astro-ph.SR
The structure of accretion flows in nova-like cataclysmic variables: RW Sextantis and 1RXS J064434.5+334451
对类新星激变变星RW Sextantis进行了新的时间分辨阶梯光栅光谱观测，目的是研究该系统的发射特征。H_α发射谱线的轮廓可以清楚地分为两个（“窄”和“宽”）分量。在另一个类新星系统1 RXS ~J064434.5+33445中也观测到了类似的发射轮廓，我们也重新分析了它的光谱数据，重新确定了系统参数。“窄”低速分量的来源是次级恒星的被照射面。我们从H_α分布中解开并去除了“窄”分量，以研究发射宽分量的区域的起源和结构。我们发现，“宽”分量与白矮星或吸积盘中心的风无关，而是从吸积盘的外侧发出的。对类似系统的文献研究表明，这一特征在其他一些长周期类新星变星中也很常见。我们建议，源的“宽”的组成部分是一个扩展的，低速区域的吸积盘的相对侧的郊区，相对于吸积流和光盘的碰撞点。
2017-06-20 astro-ph.SR
The formation of Cataclysmic Variables: the influence of nova eruptions
前激变变星（pre-CV）的理论和观测人口占主导地位的系统与低质量的白矮星（WD），而WD质量的CV通常是高的。此外，CV的空间密度被发现是显着低于理论模型。我们调查的影响新星爆发的形成和（初始）演化的CV。特别是，我们计算的质量转移的稳定性的情况下，所有的物质上的WD吸积是在经典的新星失去了，和部分的能量来喷射的材料来自一个共同的信封一样的相互作用与同伴。此外，我们研究了质量喷射的不对称性的影响，这可能导致轨道中的小偏心率。我们发现，一个共同的信封，如喷射显着降低了质量传递的稳定性，特别是对于低质量WD。类似地，不对称质量损失的影响对于短周期系统可能很重要，对于低质量WD更是如此，但由于轨道圆化，可能在下一次新星爆发之前很久就消失了。在这两种情况下，传质速率都增加了，这可能会导致系统的可观察（也许已经观察到）结果，这些系统确实存活下来成为CV。然而，在得出明确的结论之前，需要对新星喷出物和伴星之间的相互作用以及稍微偏心的CV的演化进行更详细的调查。
2015-11-24 astro-ph.SR
Two New Cataclysmic Variables in Lyra
我报告发现的两个激变变量在同一领域的天琴座最初确定的星等在USNO-B1.0目录和Palomar图像。在莫斯科收集的300多张照片上分析了历史光变曲线，涵盖了35年的观测。其中一颗星USNO-B1.0 1320-0390658在B~20到B=15.2之间有相当频繁的爆发，可能是UGSS型矮新星。另一颗变星USNO-B1. 01321 -0397655在1993年只观测到一次爆发，爆发范围从R~19到I=11.8，是UGWZ矮新星或复发新星。在这两种情况下，它的下一次爆发都可能在最近的将来发生。
2011-07-19 astro-ph.SR
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
The Photometric Periods of the Nova-Like Cataclysmic Variable LQ Pegasi (PG 2133+115)
本文对类新星激变变星LQ Peg进行了时间分辨微分光度学研究和时间序列分析。我们在测光中发现了三个周期，一个周期为3.42 +/- 0.03小时，另一个周期为56.8 +/- 0.01小时。我们将其分别解释为吸积盘的拱点超峰和岁差周期，并预测LQ Peg的轨道周期为3.22 +/- 0.03小时。第三个周期为41.3 +/- 0.01小时，我们认为是吸积盘的节岁差周期。我们还报告了一个持续4分钟的耀斑，其可见光能量为（1.2 +/- 0.3）x 10^36尔格，比最大的太阳耀斑能量高10^4-5倍，与已知能量最高的可见光恒星耀斑相当。我们计算出LQ Peg的绝对星等为MJ = 4.78 ± 0.54，距离为800 ± 200秒差距。
2011-11-01 astro-ph.SR
Novalike Cataclysmic Variables in the Infrared
Novalike激变变星具有持续的高质量传递速率和显著的稳态吸积盘。我们提出了一个分析的红外观测12 novalikes从2微米全天巡天，斯皮策太空望远镜，和宽视场红外巡天探测器全天巡天。在我们的样品中普遍存在超过理论稳态吸积盘期望值3-5微米的红外过量。红外线过剩的强度与轨道周期无关，但与系统倾角有统计学上的显著相关性（但趋势很浅），这可能部分（但不完全）与更高倾角处更冷的外吸积盘和盘缘的增加有关。我们讨论了从韧致辐射或环双星尘埃发射红外过量的可能来源，其中任何一种机制都是由质量外流促进的（例如，盘风/日冕，吸积流溢出，等等）。我们比较了这两种机制解释观测结果的相对优势和劣势，结果表明，情况相当模糊，主要是偶然的，需要更严格的观测约束。
2014-03-26 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
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
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables - VIII. VW Hyi in outburst observed with the Southern African Large Telescope
我们分析了四个光变曲线在高时间分辨率（~ 0.1秒）与11米的南部非洲大望远镜，在两个正常的爆发和一个超爆发的矮新星VW Hyi的结束。所有这些都包含至少一些矮新星振荡（DNOs），当它们处于最高振幅时，可以以前所未有的细节看到。除了周期> 20 s的预期DNO外，我们还发现了13.39 s处的先前未知调制，但在更短的周期内没有。各种DNO和它们与较长周期准周期振荡的相互作用，解释在本系列论文中提出的吸积盘磁控流模型。我们的观察包括罕见的DNO在爆发很晚;我们发现，基本周期不会增加超过90秒，这是相同的值，独立的“较长周期的DNO”收敛。
2009-09-04 astro-ph.SR
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
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
The intermediate polar cataclysmic variable GK Persei 120 years after the nova explosion: a first dynamical mass study
我们提出了一个完整的动力学研究的中间极性和矮新星激变变量GK Per（新星英仙座1901年）的基础上的多站点光学光谱和$R$波段测光活动。演化施主星的径向速度曲线具有半振幅$K_2=126.4 \pm 0.9 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$和轨道周期$P=1.996872 \pm 0.000009 \, \mathrm{d}$。我们将施主星的投影旋转速度改进为$v_\mathrm{rot} \sin i = 52 \pm 2 \, \mathrm{km}\,\mathrm{s}^{-1}$，它与$K_2$一起提供施主星与白矮星的质量比$q=M_2/M_1=0.38 \pm 0.03$。我们还确定了系统的轨道倾角，通过模拟的相位折叠椭球光变曲线，并获得$i=67^{\circ} \pm 5^{\circ}$。在$68$ %置信水平下，得到的动力学质量为$M_{1}=1.03^{+0.16}_{-0.11} \, \mathrm{M}_{\odot}$和$M_2 = 0.39^{+0.07}_{-0.06} \, \mathrm{M}_{\odot}$。白矮星的动力学质量进行比较，通过建模的下降光曲线的$1901$新星事件和X射线光谱学的估计。最匹配的质量估计来自新星光变曲线模型和X射线数据分析，该分析使用了静止时和矮新星爆发时阿尔芬半径之间的比值。
2021-09-16 astro-ph.SR
Discovery of a Nova-Like Cataclysmic Variable in the Kepler Mission Field
我们宣布在开普勒任务中发现了一颗新的激变变星，KIC J192410.81+445934.9。这个系统是在开普勒领域寻找紧凑型辐射源时发现的。高速测光揭示了相干的大幅度变化，周期为2.94小时。在~1200 s和~650 s的时间尺度上也检测到快速、大幅度的准周期变化。时间分辨光谱覆盖一个半光度周期显示浅，广泛的巴耳末和他我的吸收线与明亮的发射核心，以及强大的他II和鲍文混合发射。径向速度的变化也观察到在巴耳末和他我的发射线是一致的光度周期。因此，我们得出结论，KIC J192410.81+445934.9是在或接近周期间隙的UX UMa类的新星样变量，它可能属于SW Sex系统的快速增长的子类。基于2 MASS测光和伴星模型，我们将到系统的距离下限设定为~500 pc。由于我们的发现数据的限制，需要额外的观测，包括光谱学和偏振测量来确认这个物体的性质。这些数据将有助于进一步了解新星类变星在3-4小时的关键期范围内的行为，标准激变变星演化理论发现的主要问题。该系统在开普勒任务视场中的存在也提供了一个独特的机会，可以在灾难性变量系统上获得无与伦比的长度和精度的连续光度数据流。
2010-04-21 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
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
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
Missed 2020 Superoutburst of the Eclipsing WD-BD Cataclysmic Variable SDSS J1433+1011
激变变星SDSS J143317.78+101123.3（P=0.054241 d（78.1分））被怀疑是一颗可能属于WZ Sge型的矮新星，但至今没有发现爆发。检查ATLAS调查的新数据显示，2020年9月爆发至少6个星等，从而证实了该物体的矮新星性质与褐矮星次级。其他项目和个别观察员在爆发前几天停止了对这一目标的监测。这一发现加强了专业测量人员和业余爱好者观测曙暮光区的价值。
2021-03-30 astro-ph.SR
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
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
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
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
Identification of SRGt 062340.2-265715 as a bright, strongly variable, novalike cataclysmic variable
我们报告的识别和后续的瞬态SRG 062340.2-265715检测与船上的Spektrum-Roentgen-Gamma任务的仪器。G=12.5对应物的光谱学将其确定为距离为495 pc的新星激变变星（CV）。一个非常显著的TESS周期为3.941小时，初步确定为双星的轨道周期，但两年后用TESS重新观测该物体时，没有发现。较新的高节奏TESS数据显示准周期振荡约25分钟，而基于地面的测光表明周期性的变化在32分钟。位于非常稀疏的地区的颜色星等图，涉及X射线和光学的大小和颜色，新的对象可能是X射线underlighting磁CV，中间极性，或overlighting磁CV。由于缺乏唯一识别的自旋和轨道周期，无法进行最终分类。该系统产生X射线的位置L（X，bol）= 4.8 x 10^{32} erg/s，由于其在长时间和短时间尺度上的高度可变性，仍有待了解。
2021-06-28 astro-ph.SR
Searching for nova shells around cataclysmic variables
我们提出了一个搜索新星壳周围101激变变量（CV）的结果，使用Halpha图像与4.2米威廉赫歇尔望远镜（WHT）和2.5米艾萨克牛顿望远镜光度Halpha调查的北银河系平面（IPHAS）。这两台望远镜都位于La Palma。我们将WHT搜索集中在新星类变量上，而我们的IPHAS搜索覆盖了IPHAS足迹中的所有CV。我们在24个类新星变星中发现了一个外壳。新发现的壳层位于V1315 Aql周围，半径约为2.5弧分，表明大约120年前的新星爆发。这一结果是一致的想法，表现出的高质量传递速率的新星样变量是由于增强辐射的次级热白矮星后，最近的新星爆发。我们的意见的寿命的新星一样的变量相位的影响进行了讨论。我们还检查了4个非同步极星，但在它们周围没有发现新的壳层，因此我们无法确认最近的新星爆发是白矮星旋转的不稳定性的原因。我们在矮新星V1363 Cyg周围发现了一个暗淡壳层的初步证据。此外，我们发现周围的新星V2275天鹅座，在2001年爆发，表明较早的新星爆发光回波的证据。300年前，使V2275天鹅座可能复发新星。
2015-05-22 astro-ph.HE 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
Novalike Cataclysmic Variables are Significant Radio Emitters
来自非磁性激变变星（CV，吸积的白矮星）的无线电发射可以允许详细研究这些附近的，众多的和非相对论性的紧凑吸积物中的外流和可能的吸积流。然而，到目前为止，在无线电中检测到的CV很少。我们已经进行了一个VLA试点调查的四个密切和光学明亮的novalike CV在6 GHz，检测三个，从而使这些系统的无线电检测的数量增加了一倍。在两个时期中都检测到RW Sex、V603 Aql和旧的新星TT Ari，而未检测到V1084 Her（$3σ$上限为7.8 $μ\rm{Jy}\,\rm{beam}^{-1}$）。这些观测清楚地表明，以前的调查的灵敏度通常太低，无法检测到这些物体，并且非磁性CV确实可以是重要的无线电发射器。这三个探测到的源显示出一系列特性，包括在短期（$\sim$ 200 s）和长期（天）时间尺度上的耀斑和可变性，以及高达100\%的圆偏振水平。光谱指数的范围从陡峭到倒置; TT Ari在$\sim$ 6.5 GHz处显示光谱转换，而V603 Aql的光谱指数在观测之间的一周内从$α=0.54\pm0.05$变平为$0.16\pm0.08$（$F_ν\propto ν^α$）。这一系列的性质表明，在非磁性CV中，不止一个发射过程可以负责无线电发射。在这个例子中，我们发现，个别系统是一致的光学厚同步辐射，回旋同步辐射或回旋脉塞发射。
2015-05-29 astro-ph.SR
Can friction of the nova envelope account for the extra angular momentum loss in cataclysmic variables?
结果表明，在周期缺以下激变变星的角动量损失率约为引力辐射的2.47倍，这表明除了引力辐射外，还有另外的激变变星机制。已经提出了几种可能的机制，但没有一种得到证实。在这项工作中，我们研究是否AML所造成的摩擦之间的扩大新星信封和捐助者的明星可以占所需的AML率。采用不同的包络扩展速度，计算了典型初始参数下CV的演化。我们的研究结果表明，这种摩擦相互作用不太可能解决额外的AML问题，除非膨胀速度非常低。因此，应该有一个更有效的AML机制，在CV的演变中发挥作用。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of a Kepler Light Curve of the Novalike Cataclysmic Variable KIC 8751494
我们分析了KIC 8751494的开普勒光变曲线，KIC 8751494是开普勒场中最近发现的一颗新星激变变星。我们探测到一个稳定的周期0.114379（1）d，我们确定这是双星的轨道周期。在0.12245 d附近的较强的光度周期，这已被检测到的地面观测，被发现是可变的，我们确定这一时期是正的超峰期。这个超级驼峰周期显示出短期（10-20天）和强烈的变化，最出乎意料的是，当物体进入一个稍微暗淡的状态。部分超峰过量变化高达~ 30%。周期的变化很好地跟踪了系统亮度的变化。超级峰周期变化的时间尺度太慢，不能解释为由于热盘不稳定性引起的盘半径变化所引起的变化。我们解释了周期的变化是由于压力变化对正超峰周期的影响。这一发现表明，至少在诺瓦利克系统中，压力效应在产生正超级峰的周期中起着非常重要的作用（进动率高达30%）。我们还描述了在Q14运行的开普勒数据的变化周期为0.1071-0.1081 d的负超峰的可能检测。我们还发现，在早期的研究中报告的发射线的速度变化的相位是兼容的SW性别型分类。在此基础上，提出了一种新的基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法，并展示了该方法的优越性。
2013-06-22 astro-ph.SR
Structure of accretion flows in the nova-like cataclysmic variable RW Tri
我们获得了光度观测的新星般的激变变量RW三，并收集了所有可用的AAVSO和其他数据的文献。我们确定的系统参数，并找到他们的不确定性，使用我们开发的代码来模拟二元系统的光变曲线。新的时间分辨光学光谱观测RW三也获得了研究系统产生的发射功能的属性。通常对类新星系统中单峰发射谱线的解释与来自吸积盘内部的双锥形风有关。然而，我们发现，H α发射轮廓是由两个组件具有不同的宽度。我们认为，窄的组件起源于照射表面的二次，而更广泛的组件的源是一个扩展的，低速区域的吸积盘的郊区，位于相反的碰撞点的吸积流和光盘。这似乎是长周期类新星系统的一个共同特征--我们讨论的一点。
2020-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Eclipsing Cataclysmic Variables PHL 1445 and GALEX J003535.7+462353
PHL 1445是一颗轨道周期为76.3分钟的激变变星。GALEX J003535.7+462353是一颗新的食矮星新星，轨道周期为4.13小时。这两个天体都显示出振幅超过两个星等的深食。
2011-03-30 astro-ph.SR
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
ASAS J071404+7004.3 -- a close, bright nova-like cataclysmic variable with gusty winds
尽管明亮（$V=12$）和附近（$d=212$ pc），ASAS J 071404 +7004.3直到最近才被确认为一颗类似新星的激变变星。我们目前的时间分辨光谱获得的艾萨克牛顿望远镜连同$\textit{Swift}$ X射线和紫外观测。结合$\textit{TESS}$光度法，得到了周期为3.28 h，传质速率为$4-9 \times 10^{-9} M_{sun}/yr$。历史测光显示至少有一个低的状态建立系统作为一个VY Scl星。我们的高节奏光谱还揭示了从吸积盘发出的快速变化的风。我们使用Monte Carlo PYTHON代码对这些进行了建模，并表明所有的发射线都可能来自风-这可以解释此类系统中缺乏双峰线的原因。顺便讨论了变率对$\textit{Gaia}$ Hertzsprung-Russell图中激变变星位置的影响。
2021-12-13 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
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
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
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
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
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
Dwarf nova-type cataclysmic variable stars are significant radio emitters
给出了5颗矮新星（DN）型激变变星（CV）在爆发（RX And，U Gem和Z Cam）或超爆发（SU UMa和YZ Cnc）时的8- 12，GHz射电光变曲线，使DN型激变变星的射电探测数量增加了一倍.观测到的射电辐射在几分钟到几天的时间尺度上是可变的，我们认为它很可能是同步辐射。这个样本显示射电光度和光学光度、轨道周期、CV类或爆发类型之间没有相关性;然而，需要更高节奏的观测来测试这一点，因为测量的光度取决于这些可变物体的观测时间。观测结果表明，先前探测到的天鹅座SS的射电辐射在类型、光度（在爆发的平台阶段）或变化时间尺度上并不独特。我们的研究结果证明，DN，作为一个类，是射电辐射爆发。
2016-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Phenomenological Model for the Light Curve of three Quiescent Low-inclination Dwarf Novae and one Pre-Cataclysmic Variable
我们使用光变曲线程序XRBinary模拟了三个低倾角激变变星（CV）：1RXS\，J0632 +2536（J0632+2536），RZ\，Leo，TW\，Vir和CV前WD\，1144 +011的静态K2光变曲线。使用非线性拟合代码NMfit获得优化的光变曲线模型，并通过Phoebe 2.0进行可视化。J0632+2536的盘模型表明，盘边缘的一个热点足以描述其光变曲线，而另外两个矮新星（DN）：RZ\，Leo和TW\，Vir需要两个热点。WD 1144 +011的一个典型的前CV模型具有弱的辐照效应，可以解释它的单峰调制，新观察到的光谱证实了它以前的分类。对DN的综合分析清楚地表明，双峰调制的相位零点发生在次极小值附近，而主峰主要是由盘边缘的热点引起的。静态盘具有平坦的温度分布，功率指数为$\sim0.11$。RZ1，Leo的盘模型意味着一个截短的盘，支持其先前推测的中间极地（IP）分类。除RZ、Leo的IP模型缺少与推断的吸积幕相关的分量外，J0632+2536、TW、Vir和WD、1144 +011的模型与Gaia任务的结果一致。这三颗DN星的质量和半径与CV施主星的半经验关系式一致，但它们的有效温度高于预测值。辐射的捐助星的调查，以解释这种差异。
2018-08-19 astro-ph.SR
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
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
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
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
Discovery of deep eclipses in the cataclysmic variable IPHAS J051814.33+294113.0
对激变变星IPHAS J051814.33+294113.0进行测光观测，我们发现了非常深的食。这些观测持续了14个晚上，总共持续了56个小时，为期一年。我们观测日食的时间跨度很大，这使我们能够以高精度测量IPHAS J051814.33+294113.0的轨道周期，Porb=0.20603098+/-0.00000025 d。食的显著部分持续0.1 ± 0.01个相位或30 ± 3分钟，食的深度变化范围为1.8-2.9等，平均食的深度为2.42 ± 0.06等，食的显著部分呈光滑对称的形状。根据轨道周期的精确性，我们推导出了日食星历，其正式有效时间为500年。该星历可用于未来长期周期变化的调查。在2017年1月的后四个观测夜晚，我们观测到IPHAS J051814.33+294113.0的亮度急剧下降了2.3等。这种亮度下降模仿了矮新星爆发的结束。然而，在卡塔利娜巡天的8年中，IPHAS J051814.33+294113.0的长期光变曲线显示没有矮新星爆发。由此我们得出结论：IPHAS J051814.33+294113.0是一个novalike变量。此外，我们在IPHAS J051814.33+294113.0中观察到的亮度急剧下降，表明这个novalike变星属于VY Scl亚型。由于日食非常深，IPHAS J051814.33+294113.0适合使用日食映射技术研究吸积…
2018-05-18 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
