SW Sex Stars Then and Now: A Review
SW型六分仪星是一类激变变星，最初是通过它们都具有的某些特殊性质来定义的。在这篇文章中，我回顾了我们对这些恒星的知识，并展示了从现象学分类到物理理解这些系统的方法。事实上，西南性星积累在周期间隙的上边缘的激变变量的长期演化方面进行了讨论。
2017-05-25 astro-ph.SR
The Search for SW Sex Type Stars
所有在2.8- 4小时轨道周期范围内的类食新星都属于SW性星，因此经历了非常高的质量转移率。由于恒星的物理性质应该独立于它被观测到的倾角，这意味着在这个周期范围内的所有或至少大部分的非磁性或弱磁性激变变星都是SW性星。在这里，我们提出了一个大型活动的初步结果，寻找SW性别特征的光谱中这样的恒星。我们发现18个观测到的非食激变变星中有14个属于西南性星群，另外4个的分类是不确定的。这证实了SW性明星的统治时期范围内的2.8-4小时以上的周期差距。由于所有的长周期系统在进入空区之前都需要穿过这个范围，因此SW Sex现象很可能是激变变星生命中的一个进化阶段。
2011-11-29 astro-ph.SR
The anomalous accretion disk of the Cataclysmic Variable RW Sextantis
通过$χ_ν^2$分析建立的覆盖900 nm ~至3000 nm ~波长范围的合成光谱与RW Sextantis的合并观察光谱准确拟合。到系统的两个单独校准的距离在绝对通量的基础上建立合成光谱比较，但具有两个替代的缩放因子，最终模型需要$\dot{M}$的替代值。基于对一系列$\dot{M}$值的比较，观察到的光谱不符合标准模型。不是径向温度分布的表达式中的指数0.25，而是接近0.125的值产生具有与组合光谱的精确拟合的合成光谱。对时间序列$FUSE$谱的研究表明，数据不支持所提出的翘曲或倾斜盘;另一种建议是，所观察到的非轴对称风是由与质量转移流碎片的相互作用引起的。
2010-06-14 astro-ph.SR
MN Dra - a SU UMa-type star during its September 2013 superoutburst
报道了激变变星天龙座MN的CCD测光。在2013年8月至9月的季节中，探测到一次正常爆发和一次超级爆发。在MN Dra的光变曲线中，在2013年9月的超级爆发期间出现了清晰的超级驼峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类的成员。
2016-01-11 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
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
Unique sextuple system: 65 Ursae Majoris
上下文65 UMa属于相当小的一组具有较高多重性的恒星系统，其内部和外部轨道是众所周知的。方法：光度，光谱和干涉数据进行了分析，揭示了系统的基本物理特性65 UMa。解纠缠技术用于执行频谱分解。这种结合的方法使我们能够研究系统中的长期周期变化，识别由于视觉轨道上的运动而引起的周期变化，以及短期调制。结果：我们发现，该系统包含多个组件，因此65 UMa是一个六重层次系统。最内侧的一对组成部分是一个食双星，它在一个圆形轨道上绕着一个重心运行，两个组成部分的光谱类型几乎相同，大约是A7。这一对围绕质心的偏心轨道运行，第三个分量的轨道周期约为640天。这种运动反映在食对极小时刻的周期变化，以及一次、二次和三次分量的径向速度上。此外，该系统的轨道围绕一个质心与遥远的组件解决干涉，其周期约为118年。两个更远的组件（4 "和63"）也可能受到引力的束缚。日食对轨道的交点周期只有几个世纪的量级，这使得这个系统在未来对极小值深度变化的前瞻性探测中更加有趣。结论：我们确定了一个独特的解决方案的系统65 UMa，分解的各个组件，甚至转移到更高的多重性的系统。对这种倍数的研究有助于我们理解恒星系统的起源。除了65个UMa外，只研究了另外11个六元系统。
2012-07-03 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
ZTF J191814.28+010850.2: An eclipsing cataclysmic-variable candidate in the SW Sextantis period range
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V.（德国变星工作组）；American Association of Variable Star Observers (AAVSO)（美国变星观测者协会）；Department of Physics and Astronomy, University of Sussex（萨塞克斯大学物理与天文学系）
本研究通过ZTF测光数据发现ZTF J191814.28+010850.2具有深食、短周期和不规则变化，提出其为SW Sextantis群激变变星候选体，需光谱验证。
2026-10-06 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
New Cataclysmic Variable 1RXS J015017.0+375614 in Andromeda
本文报道了在MASTER数据库中发现的一个新的激变变星，它与微弱的ROSAT X射线源1 RXS J015017.0+375614完全相同。该物体在2012年11月28日和2013年1月7日的爆发中被观测到14.9米和14.3米，但在常规实时搜索过程中没有发现。对MASTER数据和CRTS光变曲线的分析表明，平静期的19.1m到爆发期的15.4-14.8m之间存在着大幅度的变化。新变星很可能是SU UMa亚型的矮新星，具有相当频繁的正常爆发和偶尔的超级爆发。
2013-07-25 astro-ph.SR
Search for magnetic accretion in SW Sextantis systems
SW Sextantis系统是类新星的激变变星，具有不寻常的光谱特性，被认为是由吸积几何造成的，其中一部分质量通量轨迹在轨道平面之外。吸积到一颗磁性白矮星上是这些系统的一个拟议方案。为了验证这种可能性，我们分析了光度和偏振时间序列数据的样本6 SW性明星。我们报告可能调制的圆极化在BO Cet，SW性别，和UU Aqr的周期为11.1，41.2和25.7分钟，分别为V380 Oph在22分钟和V442 Oph在19.4分钟，和不太显著的周期性。我们证实了以前的结果，LS PEG显示可变圆极化。然而，我们确定的时间为18.8分钟，这是从早期报道的值不同。我们将这些周期解释为白矮星的自旋周期。我们的偏振结果表明，15%的西南性别系统的磁吸积的直接证据。我们还讨论了SW性对象的角度来看，是磁性系统，考虑到最新的研究结果，灾难性的变量人口，形成和演化。
2021-03-02 astro-ph.SR
Dark spot, Spiral waves and the SW Sex behaviour: it is all about UX Ursae Majoris
我们提出了一个分析的时间分辨，中等分辨率的光学光谱观测的UX UMa在蓝色（3920-5250 A）和红色（6100-7200 A）波长范围内，分别在1999年4月和2008年3月。我们的光谱的观察到的特征表明，UX Uma已在不同的状态，在这些观测。蓝色光谱非常复杂。它们主要是强而宽的氢单峰发射线。HeII 4686和Bowen混合物的高激发线也相当强。所有谱线都由吸收和发射成分的混合物组成。使用多普勒层析成像，我们已经确定了四个不同的组成部分的系统：吸积盘，第二颗星，亮点的气体流/盘的影响区域，和独特的紧凑的吸收区域的吸积盘被视为一个黑点在左下象限的断层。在红光波段，氢（H_alpha）和中性氦（HeI 6678和HeI 7065）谱线均呈双峰型。这些线的多普勒层析成像揭示了吸积盘中的螺旋结构，但与蓝色波长范围相反，没有证据表明暗斑或气体流/盘碰撞区域的发射，而二级恒星的发射很弱。在1999年的观测中，UX Uma显示了许多SW性星的定义属性。然而，所有这些功能在2008年几乎完全消失。我们还估计了径向速度半振幅K_1和K_2，并评估了UX UMa的系统参数。这些估计是不一致的，与以前的值通过分析WD日食功能的光变曲线在不同的波长范围内。
2010-08-31 astro-ph.SR
Observation of ER UMa Stars
ER UMa星是近年来发现的SU UMa型矮新星的一个小的子群，具有极高的爆发频率和短（19- 48 d）的超周期。从目前的热潮汐盘不稳定性计划，他们被认为是高质量转移SU UMa型矮新星，并包括一个链接到“永久superhumpers”低于周期差距。这不仅为检验热-潮不稳定性模型的适用性提供了机会，而且也对短轨道周期激变变星中高质量传输的起源提出了问题。这个小组和最近的主题ER UMa星，独特的模式的超峰演化和“氦ER UMa模拟”（CR Boo）的历史回顾，也进行了讨论。
2013-01-15 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - VIII. Targets from the Catalina Real-time Transient Survey
本文介绍了卡塔利娜实时瞬变巡天探测到的20个激变变星的时间序列测光。这些系统中有14个以前没有观察过，只有两个进行了深入研究。根据观测结果，我们确定了12个新的轨道周期，并独立地发现了另外两个。八个CV是食系统，其中五个食深度超过0.9马格。样本中包括六个SU Uma系统（其中三个在我们的测光中显示超级驼峰），一个极地（SSS 1944 -42）和一个系统（CSS 1417 -18），显示异常快速下降的爆发。
2013-10-14 astro-ph.SR
Confirmation of two magnetic cataclysmic variables as polars: 1RXS J174320.1-042953 and YY Sex
我们提出了我们的新的和存档的两个候选磁激变变量，即1 RXS J174320.1-042953和YY性别的观测分析。1 RXS J174320.1-042953在两个不同的高和低状态下观察到相移，这可能是由于吸积区域的形状，大小和（或）位置的变化。我们发现它的轨道X射线调制只存在于软（0.3-2.0 keV）能带，这可能是由于吸积流中的光电吸收。X射线谱显示出一个多温度的冲击后区域，其中硬X射线通过一个厚吸收体被吸收，该厚吸收体的等效氢柱为$\sim$ 7.5 $\times$ 10 $^{23}$ cm $^{-2}$，它部分地覆盖了$\sim$ 56%的发射。没有发现软X射线过量存在，但是，一个软X射线发射的黑体温度为$\sim$ 97 eV描述的光谱。通过对YY Sex的TESS观测，我们将其轨道周期精确到1.5746 $\pm$ 0.0011 h。在这个系统中，我们没有发现任何先前报道的自旋或拍频周期的特征。此外，我们的新的偏振观测表明，明确的圆偏振调制的轨道周期。最后，这两个系统显示出强大的巴耳末和He II 4686 A $^\circ$发射线的光谱，进一步表明其磁性。
2023-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
2MASS J01074282+4845188: a new nova-like cataclysmic star with a deep eclipse
我们提出的VRI测光和低分辨率光谱的对象2MASS J01074282 + 4845188。月食的V形，颜色指数的相位变化以及食前驼峰的存在，静止和闪烁使我们可以得出结论，它是一颗像新星一样的灾难性恒星。这是由观察到的宽发射Halpha线支持的。其单一的轮廓与一个相对狭窄的FWHM，但大FWZI是典型的新星样变量的SW性别亚型。观测到的深蚀使新发现的激变星2MASS J01074282 + 4845188成为未来研究的有趣对象。
2011-06-10 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
BO Ceti: Dwarf Nova Showing Both IW And and SU UMa-Type Features
IW和恒星是最近被确认的矮新星的一个亚群，其特征是（经常重复）缓慢上升的静止，以增亮结束，但这种变化的确切机制尚未确定。根据2019-2020年的行为，我们已经将被认为是新星激变变星的BO Cet确定为IW And星的新成员。除此之外，该天体在2020-2021年还显示出矮新星型爆发，并且至少在一次长爆发期间形成了周期比轨道长7.8%的超级驼峰。该天体已被证实是一颗SU UMa型矮新星，具有异常长的轨道周期（0.1398 d）。因此，BO Cet是第一个同时显示SU UMa型和IW And型特征的激变变星。我们从生长阶段的超峰（A阶段超峰）中获得了0.31-0.34的质量比（q）。在这个q值下，导致潮汐不稳定和超级驼峰的3：1共振半径与潮汐截断半径非常相似。我们解释说，在某些情况下，该对象显示IW和型变化时，磁盘的大小是不够大，但3：1的共振半径可以达到作为热不稳定性的结果。我们还讨论了在q=0.30以上存在SU UMa型矮新星，这高于先前考虑的数值模拟极限（q~0.25），这是可能的，因为3：1共振的半径在潮汐截断半径内。我们将白矮星的质量限制在1.0Msol以上，这可能是造成IW和型行为和观测到的He II发射强度的原因。然而，这个天体之所以独特的确切原因是它同时显示了SU UMa型和IW And型的特征，这一点仍然没有得到解决。
2021-06-28 astro-ph.SR
Superoutbursts and Superhumps of Cataclysmic Variables observed with TESS
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）
利用TESS高节奏测光对30颗SU UMa型矮新星进行系统分析，揭示超级驼峰A-B-C三阶段演化的普遍性，并发现两个异常系统及椭圆盘存活证据，验证了空间测光在激变变星研究中的优势。
2026-09-14 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
The SW Sex enigma
SW性星是一类激变变星，最初被发现是因为它们有许多神秘的特性-最值得注意的是，单峰发射线，而不是人们期望从它们的高倾角吸积盘中得到的双峰线。我们提出了高时间分辨率分光光度计的蚀新星样变量SW性别和DW UMa，两个创始成员的SW性别类。这两个系统都显示出单峰Balmer和HeII 4686 A发射线，这些发射线似乎起源于光盘中靠近亮点但位于亮点下游的区域。发射线的光变曲线与X射线和紫外线观测的结果一致，即我们在这些系统中主要看到的是张开的盘缘和盘的未被遮挡的后部。在DW Uma中，HeII 4686 A发射线起源于靠近白矮星的地方，并表现出耀斑。这种耀斑已被用来论证磁通道吸积，就像在中间极中一样，但耀斑中缺乏明显的周期性，这支持了一个更简单的模型，其中我们通过非均匀的上边缘观察盘的中心区域。张开的盘缘。我们还观察到窄，蓝移，瞬态吸收功能的巴耳末线的DW Uma，我们归因于斑点的材料从系统中喷出，可能是由一个磁螺旋桨，这正好是我们和二进制之间通过。我们的研究结果表明，解决西南性别之谜是显性亮点发射和自掩盘的组合。我们还提出了一个简化的类新星变量的分类方案。
2012-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
HW Bootis: an enigmatic cataclysmic variable star
我们给出了HW Boo在2001年5月至2014年5月之间的13年光变曲线。我们确定了12次爆发，通常持续2至5天，振幅为2.7至3.6级。两次爆发期间的时间分辨测光发现小驼峰状结构，随着爆发的进展，其大小增加，达到峰到峰的振幅为~0.8 mag. They发生在15分钟至1小时的时间尺度上，但没有表现出稳定的时期。类似的不规则的驼峰状变化的0.1至0.8级，在7至30分钟的时间间隔，也检测到在静止。我们讨论了HW布是否可能是一个矮新星的SU UMa家庭或中间极地，但需要进一步的观察，以支持分类。
2014-12-14 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
Old novae and the SW Sex phenomenon
从一个大的观测活动，我们发现，几乎所有的非或弱磁性激变变量（CV）的轨道周期范围内2.8和4小时之间的SW性别类型，因此经验非常高的质量传递速率。例外的似乎是一些周期在3.5小时左右的老新星。它们的光谱没有显示出典型的SW性特征，而是类似于低质量传递速率的矮新星。在西南性星的这一时期范围内存在古老的新星，这些新星没有跟随趋势，而是表现出相当低的质量转移速率，这被解释为新星喷发对潜在CV的质量转移速率影响的证据，类似于冬眠场景。
2013-03-12 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
BG Tri an example of a low inclination RW Sex-type novalike
我们分析了丰富的光学光谱和光度观测的明亮（V=11.9）激变变量BG三。GaiaDR2视差给出了到源的距离d=334（8）pc，使该物体成为在低轨道倾角下看到的本质上最明亮的新星状变量之一。时间分辨光谱观测揭示了P（orb）=3.h8028（24）的轨道周期。它的光谱特征类似于RW Sex和类超新星变星。我们解开的H α发射线分为两个组件，并表明，一个组件上的第二颗星的照射面的形式。我们认为另一个起源于邻近L3点的椎间盘流出区。
2021-01-30 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
The 2003 and 2005 superhumps in V1113 Cygni
本文报道了天鹅座激变变星V1113的CCD测光。在2003年5月至8月和2005年3月至6月的两次活动中，我们记录了两次超级爆发。在所获得的光变曲线中，我们检测到了平均周期为0.07891（3）天（113.63（4）分钟）的清晰的超级峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类矮新星的成员。在第一次观测到的超级爆发期间，超级峰周期以巨大的$\dot P = -4.5(8)\times 10^{-4}$速率减小，这是在SU UMa系统中观测到的最高值之一。
2010-05-18 astro-ph.SR
2MASSJ22560844+5954299: the newly discovered cataclysmic star with the deepest eclipse
背景：SW性星被认为代表了CV进化的一个杰出阶段，因此研究它们尤为重要。目的：我们发现了一颗新的激变星，并进行了长时间的精确光度观测，以及中等分辨率的光谱观测。对这些数据进行建模，使我们能够确定心理参数并确定其特性。结果：新发现的类新星变星2 MASSJ 22560844 +5954299显示了已知类新星中最深的食。它是通过用一个红色的次级成分完全覆盖一个非常明亮的吸积盘而产生的。圆盘的温度分布比稳态圆盘的温度分布平坦。该目标是不寻常的组合的低质量比q~1.0（大大低于限制q=1.2的稳定质量转移的CV）和M-星二级。观测到的三条发射线H_alpha、He 5875和He 6678的强度在相位0.0附近急剧增加，并伴随着向较短波长的多普勒跳变。没有发射线的食和单峰轮廓意味着它们主要起源于垂直延伸的热点晕。发射H_α线揭示了S波波长移动，半振幅约为210 km/s，相位滞后为0.03。结论：2 MASSJ 22560844 +5954299的发光吸积盘的非稳态发射归因于盘物质的低粘度，这是由于盘物质的异常高温引起的。除了0.5的中心吸收外，这颗恒星还显示出了SW Sex变星的所有光谱特性。
2015-10-14 astro-ph.SR
Optical Studies of Twenty Longer-Period Cataclysmic Binaries
我们获得了20颗激变变星的时间序列径向速度谱，目的是确定轨道周期P_orb。本文报道的所有恒星的P_orb都大于3.5h。对于其中的16颗恒星，这些是第一次可用的周期测定，对于剩下的4颗（V709 Cas，AF Cam，V1062 Tau和RX J2133+51），我们使用新的观测结果来提高先前公布的周期的准确性。大多数的目标是矮新星，没有显着的特质。剩下的三颗（V709 Cas，V1062 Tau和RX J2133+51）是中间极星（DQ Her星）;一颗（IPHAS 0345）是次级主导系统，没有已知的爆发，类似于LY Uma;一颗（V1059 Sgr）是古老的新星;另外两颗（V478 Her和V1082 Sgr）是长周期的新星变星。新周期的恒星是IPHAS 0345（0.314 d）; V344 Ori（0.234天）; VZ性别（0.149天）; NSVS 1057+09（0.376 d）; V478 Her（0.629天）; V1059 Sgr（0.286天）; V1082 Sgr（0.868 d）; FO Aql（0.217天）; V587 Lyr（0.275 d）; V792 Cyg（0.297 d）; V795 Cyg（0.181 d）; V811 Cyg（0.157 d）; V542 Cyg（0.182 d）; PQ Aql（0.247 d）; V516 Cyg（…
2010-09-07 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
SU UMa-type supercycle in the IW And-type dwarf nova BO Cet above the period gap
BO Cet是一颗著名的激变变星，其轨道周期在周期间隔（0.139835 d）之上，同时具有Z Cam/IW And星和SU Uma星的特征。使用小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）强制测光和超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）天空巡逻数据，我发现BO Cet在2022年11月经历了一次超级爆发，经历了一系列短暂的，正常的爆发，振幅不断增加。这种爆发序列（超周期）是在许多SU Uma星中看到的，这一观察加强了这样一种建议，即在重复的正常爆发期间，盘中积累的质量和角动量甚至在不寻常的系统BO Cet中也会导致超级爆发。在超级大爆发之前的大爆发具有IW和型停顿的特征。这一现象加强了IW和恒星的终端爆发发生在盘半径达到一定限度时的建议。我认为这次爆发是一次失败的超级爆发，在此期间，盘达到了3：1共振的半径，但爆发在超级驼峰形成之前就消失了。在质量比处于3：1共振稳定性边界线上的BO Cet中，随着盘半径的增加，潮汐截断效应和3：1共振效应之间可能存在竞争，而后者在当前情况下获胜。这一发现可能表明，IW和型和SU UMa型现象的物理相关性比人们想象的更强。
2023-02-06 astro-ph.SR
Optical Studies of Seven Bright Southern Cataclysmic Variable Stars
本研究利用1.9米望远镜光谱及TESS数据，测定或厘清七颗南天天灾变星中五颗的轨道周期，并分析吸积盘进动、矮新星调制及类新星光谱特征。
2023-07-14 astro-ph.SR
On the superhumps and mass ratio of CzeV404
CzeV 404是一颗位于周期隙中的SU UMa型矮新星。Kara等人（2021）（arXiv：2107.02664）最近发表了光度和光谱观测结果，并获得了质量比q=0.16，这与根据超级驼峰观测估计的q~0.32严重不一致（Bakowska等人，2014年）。我在这里介绍了Bakowska等人（2014）的分析是错误的或过时的，并提供了一个新的q=0.247（5）的值，与超级驼峰的已知行为和灾难性变量的演变一致。CzeV 404看起来不像Kara等人（2021）提出的不寻常的矮新星，我讨论了Kara等人（2021）提出的SW Sex和SU Uma系统之间的联系不被支持。
2021-07-08 astro-ph.SR
Doppler Tomography and Photometry of the Cataclysmic Variable 1RXS J064434.5+334451
我们同时获得了激变变星1RXS J064434.5+334451的光度和光谱观测结果。我们已经校准了狭缝损失的光谱，使用同步测光允许从H $α$和HeII 4686发射线构建可靠的多普勒图像。我们根据新的测光日食时间改进了天体的星历，获得了$HJD = 2453403.759533 + 0.26937446E$。一些日食呈现出清晰的内部结构，我们将其归因于围绕白矮星的中央HeII发射区，这一发现得到了多普勒层析成像的支持。这表明系统具有大的倾斜角$i=78 \pm 2^{\circ}$。我们还分析了由发射线得到的径向速度曲线，测量了H $α$和HeII 4686的半振幅$K_1$，并导出了各组分的质量：$M_1=0.82\pm0.06$ M $_{\odot}$，$M_2=0.78\pm0.04$ M $_{\odot}$和它们的分离度$a=2.01\pm0.06$ $R_{\odot}$。多普勒层析成像和其他观察到的特征，在这个新星样系统强烈建议，这是一个西南性别型系统。
2016-09-11 astro-ph.SR
SDSS J183131.63+420220.2: AM CVn star showing ER UMa-type behavior and long standstill
基于 ATLAS 与 ZTF 数据，研究确认 SDSS J183131.63+420220.2 为兼具 ER UMa 与 Z Cam 特征的氦矮新星，并约束 AM CVn 吸积盘热稳定极限。
2023-07-18 astro-ph.SR
Transient two pole accretion in the polar V496 UMa
本文报道了对武仙座AM型激变变星V496 UMa的XMM-牛顿和TESS观测结果。XMM-牛顿观测表明，有时，白矮星上的两极同时吸积，但吸积到次级磁极上是不稳定的，可以在不到一个双星轨道（1.5小时）内几乎停止。模拟的X射线光谱期间的主要最大揭示了没有变化的吸积结构到主极上时，吸积到次极上被中断，这表明中断吸积到次极上可能是由质量转移的变化从施主星。TESS的观测以两分钟的节奏持续了八周，显示了一个稳定的双峰轨道调制，这是由于激波后区域的回旋辐射造成的，而观测到的最大光的时间显示了一个缓慢的系统漂移，与系统的整体亮度无关。
2022-05-20 astro-ph.HE 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 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
Long-term Study of Changes in the Orbital Periods of 18 Eclipsing SW Sextantis Stars
本研究测量了18颗SW Sex食双星过去17年的934个新掩食时刻，结合历史数据发现其轨道周期存在增加、减少或振荡等变化，并观测到SW Sex和RW Tri轨道周期的快速异常减小。
2023-07-07 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
White Dwarf Photospheric Abundances in Cataclysmic Variables: I. SS Aurigae and TU Mensae
激变变星的化学丰度研究揭示了许多激变变星白矮星中的高氮碳比（基于紫外线发射和吸收线），以及许多秒星中可能的碳缺乏（基于红外CO吸收线的缺失）。这表明白矮星表面的吸积物质和施主本身可能被CNO处理过的物质污染。为了进一步了解这种丰度异常的起源，有必要进行进一步的化学丰度研究。在目前的工作中，我们进行了远紫外光谱分析的极端SU UMa矮新星TU男子和U宝石矮新星SS Aur使用档案光谱。我们得出的质量和温度的WD使用最近可用的DR 2盖亚星系。HST STIS光谱分析得出TU Men的WD质量为$M_{\rm wd}=0.77^{+0.16}_{-0.13}M_{\odot}$，温度为$27,750 \pm 1000$ ~K，SS Aur的WD质量为$M_{\rm wd} \sim 0.80 \pm 0.15$，温度为$\sim 30,000 \pm 1000$ ~K。然而，SS Aur的FUSE光谱的分析给出了更高的温度$\sim 33,375 \pm 1875 $ ~K，产生更高的WD质量$\sim 1 \pm 0.25 M_{\odot}$，这可能是由于在FUSE的短波长中存在的第二热发射组分的影响。最重要的是，基于白矮星的远紫外吸收线，我们发现这两个系统都有太阳下的碳和硅丰度。对于TU Men，我们还发现了太阳上的氮丰度，这是CNO加工的证据。
2021-01-10 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
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
X-ray and Optical Analysis of the Prototype Polar AN UMa
本研究通过34年的多波段观测分析了原型极星AN UMa的吸积历史，发现其存在吸积极切换和长周期状态变化，并估算了其白矮星和伴星的物理参数。
2025-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
IX Draconis - a curious ER UMa-type dwarf nova
我们报告的结果，广泛的世界范围内的观测活动，致力于一个非常活跃的矮新星-九天龙。我们调查了光度的系统，以获得其基本的爆发性能和理解的特点IX Dra以及其他活动的激变变量，特别是矮新星的ER乌玛型。为了测量系统的基本参数，我们进行了光变曲线、O-C图和功率谱的分析。在两个多月的观测中，我们发现了两次超级爆发和几次正常爆发。该恒星的V星等变化范围为14.6 - 18.2等，超爆发有规律地发生，超周期长度为58.5+/-0.5 d。在分析过去20年的数据时，我们发现超循环长度以P_dot = 1.8 * 10^{-3}的速度增加。正常的爆发似乎是不规则的，典型的发生时间范围为3.1 - 4.1天。我们发现了一个双峰结构的超级驼峰在超级爆发，次极大值成为主导的超级爆发结束附近。在超级爆发期间观测到的平均超级峰周期为0.066982（36）d，在过去二十年的观测中保持不变。根据功率谱分析，对轨道周期的评估存在问题。我们发现了两个可能的值：第一个为0.06641（3）d，与前人的研究和我们的O-C分析（0.06646（2）d）一致;第二个为0.06482（3）d，可能性较小。对象的进化状态很大程度上取决于在这两个值之间的选择。需要用光谱测定轨道周期。我们更新了ER UMa型恒星的现有信息，并提出了一套新的基本统计数据。因此，我们提供的证据表明，这类恒星是不均匀的。
2012-11-19 astro-ph.SR
A MeerKAT Survey of Nearby Novalike Cataclysmic Variables
我们提出了11个附近的novalike激变变量的MeerKAT射电观测结果。我们已经探测到来自IM Eri、RW Sex、V3885 Sgr和V603 Aql的射电发射。虽然之前已经检测到RW Sex，V3885 Sgr和V603 Aql，但这是首次报道的IM Eri的无线电检测。我们的观测使具有敏感无线电数据的非磁性CV的样本增加了一倍。我们观察到，在我们的无线电检测极限，一个特定的光学光度$\gtrsim 2.2\times 10^{18}$ erg/s/Hz（对应于$M_V \lesssim 6.0$）是需要产生一个无线电检测。我们还观察到，我们检测到的新星的X射线和射电光度的$L_{X} \propto L_{R}^{\sim 0.7}$幂律最初提出的非脉动中子星低质量X射线双星的扩展。我们没有发现其他相关性的无线电发射和发射在其他波段或任何其他系统参数的现有样本的无线电检测的非磁性CV。我们测量带内（0.9 - 1.7 GHz）的无线电频谱指数，与早期工作的报告是一致的。最后，我们根据已发布的多波长数据构建了样本的宽光谱能量分布，并使用它们来限制这些系统的传质速率。
2020-06-14 astro-ph.HE 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
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
The Geometry and Ionization Structure of the Wind in the Eclipsing Nova-like Variables RW Tri and UX UMa
类新星变星的紫外光谱主要由吸积盘的发射决定，由盘上风的散射改变。在这里，我们模拟的光谱RW三和UX UMa，只有两个日食新星，已观察到与哈勃太空望远镜在远紫外线，试图约束的几何形状和电离结构的风。使用我们的Monte Carlo辐射转移代码，我们计算了简单参数化的轴对称双锥流出模型的光谱，并能够找到两个系统的合理模型。这些再现了主要的紫外共振线-NV，Si IV和C IV -在观测到的光谱和日食。这些离子在风模型中的分布在这两种情况下是相似的，因为在这些线形成的主要散射区域的范围。推断的质量损失率为质量吸积率的6%~ 8%。我们讨论了我们的点模型的影响，我们的理解吸积盘风的激变变量。
2010-08-10 astro-ph.HE 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
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
Dwarf Novae in the OGLE Data. II. Forty New Dwarf Novae in the OGLE-III Galactic Disk Fields
我们报告了在OGLE-III星系盘场中发现的40颗爆发的激变变星：17颗U Gem型天体，4颗Z Cam型天体，19颗爆发和超级爆发的恒星，它们是典型的SU Uma型矮新星。在五颗恒星的情况下，我们能够估计它们的超周期长度。所获得的长度在20-90 d的范围内，通常介于典型的SU UMa型变星和少数被归类为ER UMa型变星的物体之间。由于这两种类型之间没有显着差异，但更高的质量转移率导致更频繁的爆发和超爆发的ER Uma型恒星，我们建议放弃这种类型作为一个单独的变量类。我们注意到，在一个SU Uma型恒星OGLE-GD-DN-039中，我们发现了一个负的超循环周期变化，与其他这种类型的活跃系统形成对比。两个新的OGLE对象显示长时间的WZ Sge类超爆发，随后是一系列的回波爆发。本文报道的所有恒星都是OGLE-III变星表的一部分。
2013-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
