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
Infrahumps detected in Kepler light curve of V1504 Cygni
本文对激变变星天鹅座V1504的短步频开普勒观测数据进行了功率谱密度分析。我们确定了三个不同的周期：轨道周期（1.669 \pm 0.005小时），超级驼峰周期（1.733 \pm 0.005小时），和峰下周期（1.628 \pm 0.005小时）。这一结果与用期间盈亏关系预测的结果一致。
2012-07-20 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
Kepler K2 and TESS observations of two magnetic cataclysmic variables: The new asynchronous polar SDSS J084617.11+245344.1 and Paloma
相对而言，很少有发表的长持续时间的不间断磁激变变星的光变曲线，其中吸积白矮星的旋转频率与双星轨道频率略有不同（异步极）。我们报告开普勒K2和TESS观测两个这样的系统。第一个，SDSS J084617.11+245344.1，在K2任务的第16次活动期间由开普勒航天器观测了80天，我们确定它是一个新的异步极地，轨道周期可能为4.64小时。这是显着长于任何其他异步极，以及所有，但几个同步极。它的自转周期和轨道周期相互撞击，产生了一个明显的6.77 d的拍周期，在这个周期内，系统的吸积几何形状逐渐改变。本研究中的第二个系统Paloma是由TESS在一个扇区观察到的，并且已经知道是异步的。到目前为止，它的自旋周期一直是模糊的，但TESS功率谱精确地指出了2.27小时的自旋周期。在所得到的0.7 d自旋轨道拍频期间，在自旋调制上定相的光变曲线在单峰和双峰之间交替。我们探讨了两种可能的解释，这种行为：吸积流被转移从一个极点的拍周期的一部分，或负责第二个驼峰发射区的日食。
2022-05-05 astro-ph.SR
Kepler Observations of V447 Lyr: An Eclipsing U Gem Cataclysmic Variable
我们提出的数据分析的结果，涵盖1.5年的矮新星V447天琴座。我们观测到质量贡献恒星的吸积盘每3.74小时（双星轨道周期）发生一次食。因此，V447 Lyr是开普勒视野中第一颗显示日食的矮新星。我们还发现了5次长爆发和6次短爆发，表明V447 Lyr是一颗U宝石型矮新星。我们发现，轨道阶段的中期日食发生在爆发期间较早的平静和日食的宽度是更大的爆发期间。这表明，在静止期，亮点更加突出，而在爆发期，圆盘比静止期大。这是一致的外磁盘半径的膨胀，由于存在高粘度的材料与爆发，其次是在静止的收缩，由于吸积低角动量的材料。我们注意到，长爆发似乎是由短爆发触发的，这也是在使用开普勒观测到的SU UMa矮新星的超级爆发中观察到的。
2012-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Similar shot profile morphology of fast variability in cataclysmic variable, X-ray binary and blazar; the MV Lyr case
激变变星MV Lyr出现在开普勒场中，产生了一个持续时间几乎为1500天，节奏为60秒的光变曲线。这种高质量的数据具有明显的快速光学变化的类新星系统显示多分量的功率密度谱。我们的目标是从不同的角度研究光变曲线，并进行镜头轮廓分析。我们搜索的特征没有发现与标准的功率密度谱为基础的方法。镜头轮廓法识别光变曲线中的各个镜头，并对它们进行平均，以获得具有典型时间尺度的所有子结构。我们还使用简单的散粒噪声模型测试了我们的分析的鲁棒性。我们得到了多组分特征的平均轮廓。炮点剖面法区分子结构与相似的时间尺度，出现在功率密度谱作为一个单一的退化功能。此外，这种方法产生的另一个高频分量的开普勒和XMM-牛顿数据的功率密度谱中没有检测到的识别。此外，我们还发现了伴随着中央尖峰的旁瓣，这使得该剖面与另一个blazar W2 R 1926+42的开普勒数据和Cyg X-1的Ginga数据非常相似。所有三个对象都显示出类似的中央尖峰上升与下降部分的时标比，而两个双星也具有类似的由幂律函数描述的镜头上升曲线。这两个二进制射击轮廓的相似性表明，射击起源于相同的起源，例如，在吸积盘的非周期性质量吸积。此外，与耀变体的相似性可能意味着耀变体喷流中的喷射波动与驱动双星变化的吸积波动有关。这表明了喷流与吸积盘之间的联系。
2019-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
A systematic study of spiral density waves in the accretion discs of Cataclysmic Variables
螺旋密度波被认为是在吸积致密天体的吸积盘中激发的，包括激变变星（CV）。在过去的二十年里，已经获得了少数系统爆发的观测证据。我们提出了一个系统的研究结果，寻找螺旋密度波的CV，并报告其检测的16个观测系统中的两个。虽然大多数观察到的系统目前不对称的，非开普勒吸积盘在爆发期间，存在的有序结构解释为螺旋密度波并不像以前预期的那样普遍存在。通过系统参数对系统进行比较，似乎系统的倾斜度可能起主要作用，有利于在高倾斜度下观察到的系统中螺旋波的可见性和/或检测。
2019-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
V344 Lyrae: A Touchstone SU UMa Cataclysmic Variable in the Kepler Field
我们报告的分析开普勒短节奏（SC）的V344天琴座在2009年6月20日至2010年3月19日（Q2-Q4）期间获得的光变曲线。该系统是一颗SU Uma恒星，显示出矮新星爆发和超级爆发，并有望成为可预见的未来CV研究的试金石。该系统具有正负两个超峰，周期分别为2.20和2.06小时，轨道周期为2.11小时，正超峰最大振幅约为0.25等，负超峰最大振幅约为0.8等，静止时的轨道周期振幅约为0.025 mag.开普勒数据的质量使我们能够有力地检验过去几年中出现的吸积盘动力学模型。V344 Lyr的SC数据与两个物理源产生正超级峰的模型一致：在超级爆发早期，超级峰信号是由周期性弯曲盘内的粘性耗散产生的，但在超级爆发后期，信号是由吸积流亮点围绕非轴对称盘的边缘扫描产生的。盘超峰大致与流/后期超峰反相。V344 Lyr数据还揭示了负超峰产生的吸积到一个倾斜的磁盘在逆行方向进动，并建议，负超峰可能会出现在下降的DN爆发。负超峰的周期在爆发之间具有正的dP/dt。
2011-08-15 astro-ph.SR
Searching for the 1 mHz variability in the flickering of V4743 Sgr: a Cataclysmic Variable accreting at a high rate
目标：一些研究得很好的激变变星（CV）显示出快速变化的离散特征频率;最突出的是log（f/Hz）$\simeq$-3附近。因为我们仍然只有少量的统计数据，我们得到了一个新的观察，以测试这是否是CV的一般特征，特别是如果质量转移发生在一个典型的矮新星爆发的高速率，在所谓的“高状态”。方法：我们分析了静止新星和中间极V4743 Sgr的光学开普勒数据。这个系统中有一颗白矮星通过处于高态的圆盘吸积。我们计算了功率密度谱，并寻找断裂或特征频率。我们的目标是评估闪烁的mHz频率是否是一般特征。结果：V4743 Sgr在log（f/Hz）$\simeq$-3处具有明显的断裂频率。这种检测将mHz特征频率是高状态CV的一般特征的概率从69%增加到91%。此外，我们提出的可能性，变异是由类似的机制，在新星样系统MV Lyr，这将使V4743 Sgr独特。
2021-02-11 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
A 9-Hr CV With One Outburst in 4 Years of Kepler Data
在通过开普勒主场光变曲线的视觉搜索过程中，我们发现了一个灾难性的变量（CV），它在四年内只经历了一次为期4天的爆发，上升到静态流量的三倍。在四年的非爆发数据期间，KIC 5608384的开普勒测光显示出椭圆形光变化（“ELV”），振幅为$\sim$ 12%，周期为8.7小时。后续的地基光谱观测得到了高质量的径向速度曲线和相关的质量函数。此外，H $α$发射线存在于光谱中，即使这些是在源可能处于静止时拍摄的。这些发射线至少有一部分被伴星K所遮蔽。我们利用现有的质量函数，ELV振幅，罗奇瓣填充条件，并推断半径的K星导出系统的质量和轨道倾角：$M_{\rm wd} \simeq 0.46 \pm 0.02 \, M_\odot$，$M_{\rm K} \simeq 0.41 \pm 0.03 \, M_\odot$，和$i \gtrsim 70^\circ$。$M_{\rm wd}$的值是在激变变星中任何吸积WD的最低值。我们还运行了使用MESA的二进制演化模型，以推断最有可能的参数的前灾难性的二进制。利用模型演化轨道的质量转移速率，我们得出结论，虽然速率接近吸积盘稳定性的临界值，我们预计KIC 5608384表现出矮新星爆发。我们还得出结论，吸积白矮星最有可能从一个热的亚矮星，最值得注意的是，这是第一个真正的例子，一个祖先的AM CVn二进制已通过CV通道演变。
2019-08-06 astro-ph.SR
BOKS 45906: a CV with an orbital period of 56.6 min in the Kepler field?
在Burrell-Optical-Kepler-Survey中发现BOKS 45906是一个蓝源，它显示了一个持续约5天的3等爆发。我们提出了这个源的开普勒光变曲线，涵盖了近3年。我们发现，它是在一个微弱的光学状态约一半的时间，并显示了一系列的爆发分开的通量明显下降。使用1分钟采样的数据，我们发现明确的证据表明，在其低状态下，BOKS 45906在56.5574+/-0.0014分钟的周期和~ 3%的半振幅上显示出通量变化。由于我们可以使用这个周期将所有1分钟的节奏数据定相到一个共同的星历上，所以56.56分钟可能是双星轨道周期。BOKS 45906的光谱显示出巴耳末线的存在，表明它不是一个AM CVn（纯氦）双星。雨燕数据显示它是一个弱X射线源，在最蓝的UVOT滤波器中被微弱地检测到。我们的结论是，BOKS 45906是一个激变变量的周期短于“周期反弹”系统，因此BOKS 45906可能是第一个富氦激变变量检测开普勒领域。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reversibility of time series: revealing the hidden messages in X-ray binaries and cataclysmic variables
我们探讨了三个激变变星MV Lyr，KIC 8751494和V1504 Cyg的Kepler观测，以及X射线双星Cyg X-1的RXTE观测的非线性，高频，非周期性的变化特性。这是通过使用称为双谱的高阶傅立叶统计量及其相关的双相和双相干以及时间偏度统计量来完成的。我们展示了如何所有的对象显示定性相似的双相趋势。特别是所有的双相振幅被发现是小于$π/2$，这表明所有源的流量分布是正偏态的所有观察到的时间尺度上，符合对数正态分布预期的波动吸积盘模型。我们还发现，对于所有的对象的双相是积极的频率相应的功率谱密度显示其高频突破。这表明，观测到的类似噪音的耀斑上升速度比下降速度慢，因此不具有时间可逆性。这一观测结果也与波动吸积盘模型相一致。此外，我们在所有四个对象中观察到相同的定性双相趋势，其中双相显示在其各自的功率谱密度中低于高频中断的频率处明显降低。这种行为也可以在所有四个对象的时间偏斜中观察到。据我们所知，没有直接的解释所观察到的双相减少。因此，双相减少可能表明波动的吸积盘模型在低于高频突变的频率下开始破裂。
2014-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
RATS-Kepler -- a deep high cadence survey of the Kepler field
我们概述的目的，战略和第一个结果的深度，高节奏，光度测量开普勒领域使用的艾萨克牛顿望远镜在拉帕尔马和MDM 1.3米望远镜在基特峰。我们的目标是确定位于开普勒视野中的源，这些源在几分钟到1小时的时间尺度上是可变的。天体物理学上最有趣的来源将是开普勒使用1分钟采样进行观测的候选者。我们的测量覆盖了开普勒视场的42%，我们已经获得了7.1x10^5个天体在13<g<20范围内的光变曲线。我们已经发现了100多个变量源，这些变量源已经通过了我们的两阶段识别过程。作为对更广泛社区的服务，我们提供数据产品和清洁的CCD图像供下载。我们获得了开普勒数据的18个来源，我们发现是可变的使用我们的调查，我们给出了目前可用的数据在这里的概述。这些源包括一颗脉动DA白矮星、11颗主要脉动周期在24分钟到2.35小时之间的δ Sct星、3颗接触双星和一颗激变变星（V363 Lyr）。其中一颗δ Sct星是一个接触双星。
2013-10-01 astro-ph.SR
The Kepler and Hale observations of V523 Lyr
我们对疏散星团NGC 6791中的激变变星V523 Lyr进行了新的观测。开普勒太空望远镜获得了这个源的光度观测，我们研究了近3年的光变曲线。观测结果表明，平均每33天出现一次小振幅爆发，间歇性准周期振荡，以及一个显著的完全相干周期约3.8小时，我们确定为双星的轨道周期。V523 Lyr的同期光谱显示了一个微弱的蓝色光源，具有宽的巴耳末吸收线，包含窄的发射核心。H $α$在连续谱上方发射。光度计信号的低幅度和没有检测到速度运动表明轨道倾角低。我们讨论了V523 Lyr的性质，并表明它是越来越多的异常Z Cam型CV的成员，这些CV系统显示发育不良的爆发，光变曲线停滞和偶尔的亮度下降。
2016-03-04 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 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
Variable stars with the Kepler space telescope
开普勒太空望远镜彻底改变了我们对系外行星和恒星的认识，并将继续在K2任务中发挥作用。精密的测光精度，加上长时间不间断的观测，为研究恒星的结构和演化开辟了新的途径。研究恒星振荡的天文地震学使我们能够研究类似太阳的恒星，并窥视红巨星和大质量恒星的内部。但是关于经典变星也有许多发现，从造父变星和天琴座RR型变星到食双星和激变变星，甚至超新星。在这篇评论中，这是远远没有一个详尽的总结与开普勒获得的所有结果，我们收集了一些最有趣的发现，并思考在这个恒星天体物理学的黄金时代的业余观测者的作用。
2016-10-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables -- II. White Dwarfs With and Without a Mask
利用现在可用的盖亚EDR 3望远镜，我们进行了档案{ \it哈勃太空望远镜}（HST）远紫外光谱分析的10个激变变量系统，包括5个精心挑选的食系统。我们获得了准确的白矮星（WD）质量和温度，与4个食系统的质量非常一致。对于我们的样本中的三个系统，BD Pav，HS 2214和TT Crt，我们报告了其WD的第一个鲁棒质量。我们模拟的吸收线，以获得WD的化学丰度和旋转速度为每个十个系统。正如预期的那样，对于五个更高倾角（$i \gtrsim 75^{\circ}$）系统，通过包含具有$N_{\rm H} \approx 10^{20}-10^{22}$ cm $^{-2}$的冷吸收板（遮蔽WD的铁幕），模型拟合得到改善。HST光谱中金属线的建模显示，10个系统中有7个具有显著的太阳下碳丰度，6个具有太阳下硅丰度，从而进一步证明CV WD具有太阳下碳和硅丰度。我们认为，强铝吸收线（和铁吸收功能）在某些CV WD（如IR Com）的光谱可能是由于存在一个{ \it薄}铁幕（$N_{\rm H}\approx 10^{19}$ cm $^{-2}$），而不是太阳上的铝和铁在WD光球丰度。导出的WD（投影）旋转速度都落在$\approx 100-400$ ~km/s的范围内，所有子开普勒类似于早期研究中获得的值。
2022-03-21 astro-ph.SR
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
GALEX J194419.33+491257.0: An Unusually Active SU UMa-Type Dwarf Nova with a Very Short Orbital Period in the Kepler Data
我们研究了开普勒公开数据中的背景矮新星KIC 11412044，并将其与GALEX J194419.33+491257.0进行了确认。这个天体是一个非常活跃的SU UMa型矮新星，平均超周期约为150天，频繁的正常爆发间隔为4-10天。该天体显示出强烈的轨道变化持续信号，周期为0.0528164（4）d（76.06分钟），在超级爆发期间，具有典型周期为0.0548 d的超级驼峰。大多数超级爆发都伴随着前兆爆发。所有这些特征对于这个非常短的轨道周期来说都是不寻常的。我们成功地探测到了超峰的演化阶段（A阶段超峰），并获得了0.141（2）的质量比，这对于这个轨道周期来说是非常高的。我们认为，不寻常的爆发性能是这种高质量比的结果。我们怀疑，这个对象是一个成员的最近公认的类激变变量（CV）与剥离核心演变的中学正在朝着AM CVn型CV。目前的测定的质量比使用阶段A的超级驼峰，使第一种情况下，在这样的系统。
2014-03-03 astro-ph.SR
A Kepler K2 view of subdwarf A-type stars
光谱类的亚矮星A型（sdA）恒星近年来成为焦点，因为它们可能与极低质量的白矮星有关，这是一种罕见的由双星演化产生的天体。虽然大多数sdA星与贫金属晕主序星一致，但这些恒星中的一小部分的形成和演化仍然是有争议的问题。光度变化的识别可以帮助进一步限制sdA恒星的演化状态，特别是通过分析脉动。此外，可以从食双星和椭球变星推导出的双星比率，作为恒星模型的输入是很重要的。为了寻找光谱sdA类物体中由于二元性或脉动引起的变化，我们从开普勒K2任务中提取了所有可用的高精度光变曲线。我们采用三种不同的方法对所有可用的光变曲线进行了彻底的时间序列分析。信噪比高于4的频率用于进一步分析。在25个目标中，有13个是不同类型的变星（即经典脉动星、椭球变星和激变变星、食双星和旋转诱导变星）。对于剩余的12个对象，确定可变性阈值。
2021-10-01 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
Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and V1504 Cygni
利用功率谱分析方法研究了SU UMa星、天琴座V344和天鹅座V1504的短周期Kepler公开光变曲线。我们确定V344 Lyr的轨道周期为Porb=0.087903（1）d。利用O-C图的补充资料，重新分析了天鹅座V1504一个完整超循环中负超峰的频率变化，证实其特征变化符合热潮汐不稳定性模型。提出了一种基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法。新方法给出了非常尖锐的功率谱峰，对研究激变变星的频率变化是非常有用的。我们还分析了正负超峰的同时频率变化。如果对它们进行适当的转换，就会发现它们是一致变化的，这表明它们代表了圆盘半径的变化。我们还研究了超爆发期间正超峰的频率（或周期）变化。这些变化可以通过结合盘半径变化和超爆发期间压力效应的变化来定性理解。在V344 Lyr的几次爆发的下降支中，观测到一个频率范围接近负超峰的振荡（我们称之为“脉冲负超峰”）。这些事件似乎发生在下一次超级爆发之前，并作为即将发生的超级爆发的“先导”。
2013-09-13 astro-ph.SR
Searching for similarities in the accretion flow of Seyfert 1 galaxies and cataclysmic variables based on flare profiles of IRAS 13224-3809, 1H 0707-495, Mrk 766 and MV Lyr
本文利用 XMM-Newton 与 Kepler 的耀发轮廓，比较三个 AGN 与激变变星 MV Lyr 的快速光变，发现其相似性支持截断内盘的三明治冕模型，并揭示 IRAS 13224-3809 高通量期的额外 X 射线源。
2024-10-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsating red giant stars in eccentric binary systems discovered from Kepler space-based photometry
美国宇航局开普勒太空望远镜获得的无与伦比的光度数据使人们对红巨星和双星有了更好的了解。地震学使我们能够限制红巨星的性质。除了食双星外，开普勒还探测到了偏心非食双星，表现出椭球调制。我们的目的是研究包含红巨星的偏心双星系统的性质，并推导出主巨星部分的参数。我们应用星震技术来确定每个系统的主要组成部分的质量和半径。对于选定的目标，应用光和径向速度曲线建模技术来提取系统的参数。研究了恒星对双星系统的影响。本文对偏心双星系统中的18颗脉动红巨星进行了星震分析。这些系统的轨道周期从20天到440天不等。从径向速度测量，我们发现偏心率之间的e=0.2至0.76。作为一个案例研究，我们提出了KIC5006817的详细分析。从地震学，我们约束的旋转周期的信封至少为165天，大约两倍的轨道周期。恒星核心的旋转速度是表面的13倍。根据光谱和径向速度，我们预计多普勒波束信号在光变曲线上的最大振幅为300ppm。通过二元建模，我们确定第二组分的质量为0.29 $\pm$ 0.03\，$M_\odot$。对于KIC 5006817，我们排除了红巨星与轨道的伪同步旋转。地震学和光变曲线模拟结果的比较表明，在2 $σ$水平上，旋转轴和轨道轴可能对齐。红巨星偏心系统可能是激变变星和热亚矮星B星的祖先。
2013-12-16 astro-ph.SR
The {\it K2} Light Curves and Stunted Outbursts of AC Cnc
我们描述了两个观测的新星样激变变量AC Cnc获得与{ \it开普勒}在其改进的第二次任务（{ \it K2}）。使用{ \it K2} 1分钟踏频模式，在活动5和18期间获得数据。活动5（C 05）从${\sim}$ 2015年4月27日持续至${\sim}$ 2015年7月10日，共74.8天，获得了${\sim}$ 106，000个测量值。活动18（C18）从${\sim}$ 2018年5月13日持续至${\sim}$ 2018年7月2日，共50.7天，获得$\sim$ 72，000个测量值。C 05的光变曲线揭示了两个“发育不良的爆发”，其性质与从地面观察到的发育不良的爆发一致;在C18的观测结束时，一个发育不良的爆发正在进行中。在发育不良的爆发期间，发现主食的深度增加，但在主食中期的剩余亮度几乎保持不变。相比之下，二次日食保持相同的深度，但在爆发期间，随着食外光的轨道变化，在中次日食的亮度增加。日食星历表在统计上与历史星历表一致，并且只显示了周期变化的边缘证据。基于{ \it K2}数据，我们不能证实AC~Cnc中的非轨道周期性。
2019-04-09 astro-ph.SR
Classification of OGLE eclipsing binary stars based on their morphology type with Locally Linear Embedding
光学引力透镜实验（OGLE）连续监测了银河系膨胀区和麦哲伦云区的数十万个食双星。这些对象已被分为主要的形态子类，如接触，非接触，椭球和灾难性的变量，无论是通过匹配的光变曲线与预定义的模板和目视检查。在这里，我们提出了一个机器学习的自动分类的结果的基础上的光变曲线的形态启发的食双星的原始开普勒任务观察到的分类。我们同样使用降维技术，即局部线性嵌入，将数据集的高维度映射到低维嵌入参数空间，同时保持邻近数据点的局部几何形状和相似性。经过三个连续的步骤，我们为每个双星分配了一个参数，该参数与“亮度”（即组件的相对半径之和）成比例。该值与OGLE星表中列出的形态类型非常一致，并且与轨道周期一起，可以用于根据光变曲线的相似性过滤任何形态子类型。我们的开源管道可以以全自动的方式应用于任何其他大型数据集，以分类双星。
2021-06-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
ASASSN-24hd; a dwarf nova bridging WZ Sge-type and SU UMa-type superoutbursts
本文报告了首例被 TESS 完整覆盖的 WZ Sge 型矮新星 ASASSN-24hd 的超爆观测，发现其超驼峰演化与 SU UMa 型高度相似，揭示了两者间的边界及低静态粘度等潜在差异机制。
2025-04-29 astro-ph.SR
