On the orbital period distribution of cataclysmic variables
使用最新汇编的激变变星轨道周期的里特和科尔布，我们反对Verbunt的结论，周期差距是不显着的新星类变量。我们还讨论了VY Scl星与矮新星的关系。
1998-02-03 astro-ph
On the new short orbital period cataclysmic variable Halpha0242-2802
我们目前的结果，从我们的相位分辨光谱的新确定的激变变量Halpha 0242 -2802。Halpha 0242 -2802是从英国施密特Halpha-R波段的一次深度巡天中发现的一个候选激变变星。虽然最初的光谱学揭示了一个光谱非常相似的著名的短轨道周期系统WZ Sge，我们的数据分析表明，这是不是这样的。Halpha 0242 -28在吸积盘结构和轨道周期上都不同于WZ Sge。特别是Halpha 0242 -28似乎是一个尚未达到轨道周期最小值的系统。
2005-06-13 astro-ph
The Three Dimensional Structure of EUV Accretion Regions in AM Herculis Stars: Modeling of EUV Photometric and Spectroscopic Observations
我们发展了一个磁激变变星的高能吸积区模型，并将其应用于{ \it极紫外探测器}对10个上午武仙座型系统的观测。该模型较好地描述了极紫外光变曲线的主要特征。光变曲线表现出各种各样的特征，如吸积区被次级恒星和吸积流所食，以及由非常接近吸积区的物质所造成的下降。虽然所有观察到的光变曲线的特征都高度依赖于观察的几何形状，但没有一个光变曲线与平坦的圆形吸积斑一致，其光变曲线仅因投影效应而异。WD表面正上方的吸积区域是由吸积点的垂直范围或吸积柱中的康普顿散射电子引起的EUV辐射源，或者很可能是两者兼而有之。我们的模型产生的斑点大小平均为0.06 R PDMATHAMN，或$f \sim 1 \times 10^{-3}$ WD表面积，和0.023 R $_{WD}$的平均斑点高度。在宽倾角阶段期间提取的光谱比在倾角外阶段期间提取的光谱更软。这种光谱比测量导致的结论是，康普顿散射，一些吸收温暖的吸收体，几何效应，在吸积区域的非对称温度结构和吸积柱的非对称密度结构都是重要的组成部分，需要充分解释的数据。在吸积点隐藏在WD肢体后面的阶段提取的光谱，但吸积柱仍然可见，没有证据表明热等离子体的发射特征。
1998-05-14 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
Time Resolved Ultraviolet Spectroscopy of DQ Herculis: Eclipses and Pulsations
哈勃太空望远镜（HST）上的微弱天体摄谱仪在连续四个卫星轨道上观测到了磁暴变星DQ Herculis，其中包括在日食极小期对DQ Her的紫外线首次观测。观察到N V、C IV、Si IV和He II的强发射和O I、S III、Ni II、N IV、Si III和C III的弱发射。用G160 L光栅在3个轨道上获得了时间分辨光谱。在日食极小期，紫外线连续光谱在小于5%的轨道周期内被完全遮蔽。这意味着紫外连续发射区非常紧凑。相比之下，没有一条发射线被完全遮蔽，最明显的是C IV，其仅下降了~ 75%。由于吸积白矮星的旋转，DQ Her已知在71秒的周期内在光学和紫外线上有间歇性的脉动。正如我们以前的观测一样，紫外连续谱和C IV发射显示出零星的71秒脉动。确定脉动幅度的机制显然是复杂的。在第一和第三个HST轨道期间，强发射线和连续谱是自相关的，并且都显示出~160 s的变化时间尺度。这些谱线的强度也与连续谱互相关，并且显示出与连续谱的强相关性，时滞< 4 s。在第四次HST轨道期间的数据是用G190 H光栅（1600-2350埃，1.5埃光谱分辨率）以标准光谱学模式（240秒时间分辨率）收集的。这些观测将He II 1640分解为一条宽的（1，400 km/s）不对称线。
1996-08-09 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. XVI. DW Cancri
我们报告测光和光谱的novalike变量DW巨蟹座。的光谱显示通常广泛的H和他的发射线，与激发和连续斜率的特点是一个中等高的吸积率。径向速度搜索在86.1015（3）min和38.58377（6）min两个周期处产生了强探测。我们将它们分别解释为双星的轨道周期P_orb和磁性白矮星的自旋周期P_spin。光变曲线还显示了自旋周期，加上在69.9133（10）min处的额外强信号，其与差频1/P_spin-1/P_orb一致。这些时间段在1年测量基线内保持稳定。这种三叉周期结构模仿了几个被公认为“DQ武仙座”（中间极星）的激变变星的行为。DQ Her成员也通过神秘的强边带信号（在nu_spin-nu_orb处）提出，证明了X射线/EUV/UV波长处的强脉冲通量。DW Cnc是这一类的新成员，并且将是在这些波长下进行扩展观测的极好目标。
2004-04-05 astro-ph
KUV 01584-0939: A Helium-transferring Cataclysmic Variable with an Orbital Period of 10 Minutes
对KUV 01584-0939（别名Cet 3）的高速测光表明，它的周期为620.26 s。结合它的缺氢光谱，这意味着它是一颗AM CVn型恒星。光学调制可能是一个超级驼峰，在这种情况下，轨道周期将比我们观察到的略短。
2002-01-12 astro-ph
Measurement of the orbital and superhump periods of the eclipsing cataclysmic variable SDSS J170213.26+322954.1
日食激变变星SDSS J170213.26+322954.1的轨道周期是0.10008215+/-0.00000001d，这是利用2005年10月第一次记录的超级爆发期间的日食观测以及2003年7月的平静期日食观测得到的。这一时期使系统处于时期差距的中心。在2005年10月爆发期间，观测到的周期为0.10496+/-0.00015d的超级峰确认这是一个周期超过4.9%的UGSU型系统。
2006-01-31 astro-ph
On the orbital period of the cataclysmic variable RZ Leonis
在本研究报告中，我们提出了一个时间分辨的研究的巴尔默发射线的RZ狮子座。从径向速度的分析，我们发现轨道周期为0.07651（26）d。这是在极好的协议与光度测定期间在平静和超爆发的早期阶段。最近测定的超级峰周期的比较给出了一个超过约0.03，这是一个典型的值为SU UMa星的这个时期。
2001-05-23 astro-ph
The Lower Main Sequence and the Orbital Period Distribution of Cataclysmic Variable Stars
从附近恒星的有限体积样本测量的主序下部的色星等图显示，在Mv = 12和13之间有一个突然的向下跳跃。这种跳跃表明，观测到的质量-半径关系在0.3到0.2太阳质量之间变陡，但理论模型没有显示这种影响。很难找出这种分歧的根源：观测的质量-半径关系依赖于可能不够精确的变换，而理论关系依赖于可能不够完整的恒星模型，特别是在处理控制内部状态方程的复杂物理学方面。如果观测得到的质量-半径关系中的特征是真实的，它们的存在为激变变星轨道周期分布中众所周知的间隙提供了一个自然的解释。这种解释只依赖于观测到的低质量恒星的质量-半径关系，而不需要特别改变磁制动或激变变星的结构。如果是正确的，它将允许更广泛地应用激变变量观测的基本恒星物理学的问题。
1997-10-27 astro-ph
The census of cataclysmic variables in the ROSAT Bright Survey
我们给出了一个新的，X射线明亮的激变变量的偏振，光度和光谱后续观测的识别摘要和结果。这些被确定为ROSAT全天巡天中高银河纬度源的光学对应物。这一光学识别方案被称为ROSAT明亮巡天（RBS），代表了第一个完整的软X射线选择，在高银河纬度（调查面积~20400平方度）的CV通量有限的样本。这里描述的系统避开了以前的识别计划，因为这些调查旨在识别比我们更亮或特别软的X射线源。在11个新的RBS-CV中，我们发现了6个AM武仙座类型的磁系统，4个矮新星（其中一个候选者），和一个特别明亮的不确定性质的系统，暂时确定为矮新星或共生双星。轨道周期可以确定的所有磁系统的范围从87.1分钟到187.7分钟。三个新的矮新星有中等到高的倾角，其中两个可能是日食。仅使用非磁性系统，我们导出CV的空间密度为~3 10^{-5} pc^{-3}。这个极限取决于两个新的邻近低光度系统RBS 0490和RBS 1955，估计距离只有30秒差距，光度低于10^{30} erg s^{-1}。
2002-10-02 astro-ph
UBVRI photopolarimetry of the long period eclipsing AM Herculis binary V1309
我们报告的同时UBVRI光偏振观测的长周期（7.98小时）AM她的二进制V1309猎户座。食出入的长短和形状，每夜都有变化。我们认为这是由于吸积流亮度的变化。通过将圆偏振零交叉的相位与以前的观测结果进行比较，我们确认V1309 Ori是很好的同步，并发现自旋和轨道周期之间的差异的上限为0.002%。我们使用的模型组成的两个回旋发射区在几乎完全相反的位置，并集中在余纬35（度）和145（度）的表面上的白矮星的偏振数据建模。我们还提出了档案X射线观测表明，负极化吸积区域是X射线明亮。
2002-12-03 astro-ph
Angular momentum losses and the orbital period distribution of cataclysmic variables below the period gap: effects of circumbinary disks
研究了周期以下激变变星的总体合成问题。模拟中计算了详细的二元演化序列网格，并将其纳入模拟中，以考虑系统中新星爆发导致的重力辐射和质量损失之外的额外角动量损失。作为一个具体的例子，我们认为环双星盘的影响，以获得洞察到的成分，必要的复制所观察到的轨道周期分布。由此产生的分布表明，周期最小值位于约80分钟的系统的数量单调增加，随着轨道周期增加到90分钟附近的最大值。没有证据表明系统在周期最小值处积累，这是只考虑引力辐射损失的模拟的共同特征。周期分布被发现是相当平坦的轨道周期范围从约85至120分钟。周期间隙的下边缘的陡度可以通过例如周期接近2.25小时的系统输入来再现，这是由于激变变星双星系统从轨道周期大于2.75小时的地方流动而造成的。在我们的模型框架内，与观测系统的累积分布函数的良好一致性表明，环双星盘或模拟其特征的机制的角动量损失加上加权因子来解释发现此类系统时的选择效应，以及从周期间隙上方到周期间隙下方的系统流动是理解整个周期的重要因素激变双星系统的分布
2005-09-13 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. III. Time-series photometry obtained during the 2004/5 International Time Project on La Palma
本文介绍了斯隆数字巡天（SDSS）确定的15个激变变星（CV）的时间分辨CCD测光。这些数据是作为2004/05年拉帕尔马国际时间方案的一部分获得的。我们讨论了光变曲线的形态和CV亚型，并给出了11个系统的精确轨道周期。在2- 3 h轨道周期间隔以下发现了9个系统，其中5个系统的周期在~ 80 min最小轨道周期的几分钟内。在间隙内和间隙上方各发现一个系统。这证实了之前提到的SDSS CV中大部分短周期系统的趋势。特别令人感兴趣的天体是SDSSJ 0901 +4809和SDSSJ 1250 +6655，它们都是深食。SDSSJ 0854 +3905是一颗极星，其光变曲线被极大地调制，这可能是由于回旋加速器光束和白矮星吸积区的食的混合。五分之一的系统与白矮星为主的光谱表现出非径向脉动。
2008-02-29 astro-ph
Evolutionary Effects of Irradiation in Cataclysmic Variables
激变变星的轨道演化，其中伴星被吸积光度的一部分照亮，由热时标上的辐射驱动的极限环组成，叠加在由于系统角动量损失而向较短周期的长期演化上。我们表明，积极的轨道周期导数在明亮的阶段是一个自然的后果膨胀的同伴在高质量传递阶段的极限环。辐射不稳定性可能会增强相应的角动量损失，CAML，伴随着极限环。我们调查的长期演化的激变双星的辐射和CAML的综合影响下，并表明，比长期传输波动，发生在这些周期可以解释所观察到的分散在磁盘光度或估计吸积率在一个给定的轨道周期。如果真的辐射驱动和CAML辅助的质量转移波动的时间尺度上比长期发生，如本文所讨论的，那么我们也许能够预测的相对丰度的不同类型的激变变量在一个给定的轨道周期。例如，这个机制可以解释矮新星相对于类新星变量在3和4小时之间的相对缺乏。
1998-01-31 astro-ph
Astrometric-spectroscopic determination of the absolute masses of the HgMn binary star Phi Herculis
水星-锰恒星Phi Her是一个著名的光谱联星，Zavala等人（2006年）最近的一项研究就是以它为研究对象，他们使用长基线干涉测量法解析了它的伴星。双星的总质量现在已经相当确定，但是光谱学和天体测量学的结合并没有得到与组成部分光谱类型一致的单个质量。依巴谷卫星清楚地探测到了发合星光中心的运动。在这里，我们利用依巴谷的中间数据（“横坐标残差”），并表明，通过将它们以最佳方式与干涉测量相结合，可以可靠地获得单独的群众只使用天体测量。我们重新检查，然后将现有的径向速度测量到轨道解，得到改进的质量为3.05 +/- 0.24 M_Sun和1.614 +/- 0.066 M_Sun，这与最近的恒星演化模型的理论质量-光度关系是一致的。这些质量测定为理解这类特殊恒星的性质提供了重要信息。
2007-03-08 astro-ph
Theoretical orbital period distributions of cataclysmic variables above the period gap: effects of circumbinary disks
本文研究了轨道周期大于2.75小时的周期隙上缘以上系统在环双星盘影响下的非磁性激变变星的总体演化。对于一个分数质量输入率到磁盘，对应于3e-4的质量传递速率，模型系统表现出反弹的轨道周期大于2.75小时。模拟结果表明：（1）某些系统在其整个生命周期内都可以作为矮新星型系统存在;（2）矮新星型系统随着环双星盘质量的增加，其质量转移速率增加，可以演化为类新星系统;（3）类新星系统在其反弹后演化到更长的轨道周期时，可以演化回矮新星系统。在这些子类中，类新星激变变星是寻找波长大于10微米的环双星盘的最佳候选者。我们的人口合成模型的理论轨道周期分布是在合理的符合合并人口的矮新星和类新星系统以上的周期差距，这表明可能性，系统与未发展的捐助者不需要脱离和发展的周期差距以下的中断磁制动模型。由此产生的人口进一步揭示了可能存在的系统与小质量比（一个属性的系统表现出在长轨道周期的超级驼峰现象）和O/Ne/Mg白矮星的偏好在矮新星系统相比，新星样系统。观察偏差占不同人群的重要性进行了检查，它表明，这些影响的理解是必要的，以面对理论分布与观察到的一个有意义的方式。（节略）
2006-11-17 astro-ph
FS Aur - a new class of Cataclysmic Variables or the missing link between Intermediate Polars and SW Sex objects?
FS Aur是一颗已知的矮新星，轨道周期约为85.7分钟。它被认为是激变变星（CV）的SU UMa子类的成员，但以前对超级驼峰和超级爆发的搜索一直不成功。我们对FS Aur在静止期进行了一系列的光度和光谱观测。我们从径向速度测量中证实了它的短轨道周期。然而，长期测光揭示了一个意想不到的结果：该系统在BVR测光带中也显示出明显的0.24等调制，周期为205.5分钟，是轨道周期的2.4倍。我们讨论了这种特殊行为的各种可能原因。
2003-02-27 astro-ph
A search for brown-dwarf like secondaries in cataclysmic variables
我们提出了一个样本的短轨道周期激变变量，这是候选人窝藏亚恒星同伴的红外光谱。我们探测到了VY Aqr伴星的KI和NaI吸收线。该系统的整体光谱分布与M9.5型矮星光谱最吻合，这意味着距离为$100 \pm 10$ pc。VY Aqr似乎远离轨道周期最小值附近的次级恒星温度的理论分布。红外光谱能量分布（SED）的拟合进行了比较观察到的光谱与晚型模板。这样的光谱拟合程序的应用表明，在1.1-2.5 $μ$ m光谱区的连续形状在短轨道周期激变变量可能是一个有用的指标的同伴光谱类型。对狮子座RZ和船帆座CU的SED拟合表明，它们是M5型矮伴星，距离分别为340 $\pm$ 110和150 $\pm$ 50 pc。对于短周期激变变星，这些系统可以归入上演化支。
2002-06-19 astro-ph
On the orbital period of the magnetic Cataclysmic Variable HS 0922+1333
内容：2002年，在对低吸积率极星（LARP）的小型调查中，对HS 0922+1333进行了短暂的访问，以测试它们是否经历了类似于普通极星的高光度状态。根据这一短暂的观察，人们怀疑该物体可能是一个异步极（Tovalian等人，2004年）。假设的轨道和自旋周期之间的差异似乎是相当不寻常的。目的：我们进行了跟踪观察的对象，以解决问题。研究方法：新的同步光谱和光度观测跨越几年允许测量径向速度的发射和吸收线从次要的恒星和亮度变化，由于同步辐射从主要的。结果：新的观测结果表明，该天体实际上是同步的，其轨道和自转周期等于4.04小时。结论：我们确定以前的观测混乱的来源是一个高速分量的发射线引起的物质流离开L1点。
2007-04-07 astro-ph
GD 552: a cataclysmic variable with a brown dwarf companion?
GD 552是一颗高自行恒星，具有矮新星类激变变星特有的强双峰发射线，但在过去12年的监测中没有发现爆发。我们提出了光谱学，其目的是检测在这个系统中的质量供体的发射。我们无法在一个允许我们排除近主序星供体存在的水平上这样做。鉴于GD 552的轨道周期为103分钟，这表明它要么是一个经过了80分钟的激变变星轨道周期最小值的系统，现在有一个褐矮星的质量供体，要么是一开始就有一个褐矮星的供体。这个模型解释了观测到的白矮星的低轨道速度和GD 552的低光度。这也与系统没有爆发一致。
2008-06-30 astro-ph
Spectroscopy and orbital periods of four cataclysmic variable stars
我们目前的光谱和轨道周期Porb的四个相对较少研究的激变变星。这些恒星及其周期是：AF Cam，Porb = 0.324（1）d（日周期计数有点模糊）; V2069 Cyg（= RX J2123.7+4217），0.311683（2）d; PG 0935+075，0.1868（3）d;和KUV 03580+0614，0.1495（6）d。V2069 Cyg和KUV 03580+0614都显示HeII λ 4686发射强度与H β相当。天鹅座V2069似乎是一颗明亮的新星变星，而强烈的HeII则表明它可能是一颗中等极性的变星。KUV 03580+0614的周期类似于SW Sex型novalike变星的成员，并且它在Balmer和He I线中显示出典型的这个子类的相位依赖吸收。AF Cam显示出K型次级的吸收特征，正如预期的那样，考虑到其相当长的轨道周期。次级光谱和爆发震级都表明AF Cam距离我们大约1千秒差距。PG 0935+075的光谱类似于矮新星在最低光下的光谱，有一颗M矮星的显著贡献。二级光谱和初步的爆发震级都表明距离接近500 pc。
2001-05-29 astro-ph
The Accretion Flows and Evolution of Magnetic Cataclysmic Variables
我们利用磁吸积模型研究了激变变星的吸积流。数值模拟表明，四种类型的流动是可能的：盘，流，环和螺旋桨。对于给定的质量比，决定吸积流的基本观测量是系统的自旋-轨道周期比。如果IP以平衡自旋速率吸积，那么对于质量比为0.5，Pspin/Porb < 0.1的IP将是盘状的，0.1 < Pspin/Porb < 0.6的IP将是流状的，而Pspin/Porb ~ 0.6的IP将是环状的。当恒星成分的质量比降低时，系统在这些流类型之间过渡的自旋与轨道周期比增加。我们第一次提出了mCV的演化轨迹，可以调查它们的吸积流如何随时间变化。当系统演化到更短的轨道周期和更小的质量比时，为了维持自旋平衡，它们的自旋与轨道周期比通常会增加。因此，在短轨道周期内，环状流的相对出现将增加，而盘状流的出现将减少。越来越多的系统在高自旋-轨道周期比下观测到轨道周期低于2小时，以及EX Hya中环状吸积的观测证据，与这张照片完全一致。
2007-09-27 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. IV. SDSS J220553.98+115553.7 has stopped pulsating
本文介绍了包含脉动白矮星的激变变星SDSS J220553.98+115553.7的时间序列VLT光谱和NTT测光。我们确定的光谱轨道周期为82.825 +/- 0.089分钟从速度测量的H α发射线。光变曲线的周期分析揭示了在44.779 +/- 0.038 min处的主导周期性，其与光谱周期无关。然而，光变曲线在任何频率下都没有表现出可归因于GW Lib型脉动的变化，检测极限为5毫微克。这种非检测与先前的研究形成对比，先前的研究发现了三个脉动频率，其振幅在光学波长处为9至11毫微克。作为未检测的原因，可以排除直接响应于吸积的驱动层的热性质的相消干涉和变化。另一种可能性是，该天体自先前（未观测到的）矮新星超爆发以来已经冷却出不稳定带。这将是第一次在一个灾难性的变量蒸发器中看到这种行为。另一种可能性是，表面特性的变化，可能是由吸积现象引起的，已经改变了脉动模式的表面可见性。进一步的观察，特别是改进的约束的时间尺度的模式谱的变化，需要区分可能的解释。
2008-05-08 astro-ph
Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXIII. V442 Ophiuchi and RX J1643.7+3402
我们报告了两个novalike变量：V442 Ophiuchi和RX J1643.7+3402的长期观测活动的结果。这些恒星具有高激发光谱，复杂的谱线轮廓表明在特定的轨道相位有质量损失，并且轨道周期相似（分别为0.12433和0.12056 d）。它们是SW Sex类别的灾难性变星中有着良好信誉的成员。它们的光变曲线也相当复杂。V442 Oph显示周期为0.12090（8）和4.37（15）天的周期性信号，RX J1643.7+3402在0.11696（8）d和4.05（12）d显示类似信号。我们将这些短周期和长周期分别解释为吸积盘的“负超峰”和摆动周期。超级驼峰可能是由于内盘辐射对次级（以及固定在轨道框架中的结构）的加热而产生的，内盘辐射到达次级相对不受阻碍，因为盘不是共面的。在更高的频率下，两颗恒星都显示出另一种类型的变化：准周期振荡（QPO），周期接近1000秒。在这些低稳定性的强信号之下可能是较高稳定性的弱信号。类似的QPO和负的超级驼峰是SW性明星的常见特征。这两个都可以在原则上解释归因于强磁性的白矮星成员的二进制文件，我们认为，SW性星的边界AM武仙座二进制文件，通常被淹没的高吸积率。这将为AM Hers提供一个祖先通道，其起源仍然是个谜。
2002-11-27 astro-ph
A new absolute magnitude calibration with 2MASS for cataclysmic variables
利用可靠的三角测量，我们发现激变变星的绝对星等依赖于{ \em 2 MASS}测光系统的轨道周期和去红的$(J-H)_{0}$和$(H-K_{s})_{0}$色。校准方程涵盖范围为$0.032^{d} < P_{orb} \leq 0.454^{d}$、$-0.08 < (J-H)_{0} \leq 1.54$、$-0.03 <(H-K_{s})_{0} \leq 0.56$和$2.0 < M_{J} < 11.7$ ;它基于相对误差为$(σ_π/π) \leq 0.4$的三角函数。利用周期-光度-颜色（PLC）关系，估算了激变变星与轨道周期和{ \em 2 MASS}观测的距离，并与其它方法计算的距离进行了比较。我们认为，PLCs关系可以是一个有用的统计工具，估计激变变量的距离。
2007-01-18 astro-ph
Investigating the Sloan Digital Sky Survey Cataclysmic Variable SSDS J132723.39+652854.2
测光和光谱观测显示，斯隆数字巡天激变变星SDSS J132723.39+652854.2可能是一颗轨道周期为P = 3.28小时的SW性星。斯隆数字巡天光谱显示了很强的HeI、HeII和Balmer发射线。在阿帕奇点天文台获得的时间分辨光谱揭示了在相位0.5附近的发射线内的吸收线结构。在Manastash Ridge天文台使用Harris V和B滤波器获得的测光数据显示了一个高倾角系统（i = 80度），具有深（~ 2 mag.）日食轨道周期和光谱变化有利于SW性别的解释。
2003-06-03 astro-ph
FUSE and HST/STIS far-ultraviolet observations of AM Herculis in an extended low state
我们已经获得了FUSE和HST/STIS时间分辨光谱的极性AM武仙座在深低状态。光谱完全由白矮星的辐射所支配。远紫外线（FUV）通量以及光谱形状在轨道周期内变化很大，最大通量发生在与高态相同的相位。这些变化是由于白矮星上存在一个热点，我们对此进行了定量建模。白矮星的参数可以从光谱拟合到微弱的相位数据，当热点是self-eclipse。采用Thorstensen确定的79+8-6pc距离，我们得到有效温度为19800 ± 700 K，质量为Mwd=0.78+0.12-0.17Msun。热点的温度比高态时低，约34000- 40000 K，但覆盖面积相似，约占白矮星表面的10%。在2002/3年的四个不同时期拍摄的低态FUSE和STIS光谱显示FUV通量水平或光谱形状没有变化，这意味着白矮星温度和热点温度，大小和位置不依赖于系统在低态中度过的时间。可能的解释是在低水平上持续的吸积，或深层加热，这两种选择都有我们讨论的一些弱点。在FUSE和STIS光谱中没有检测到光球金属吸收线，表明白矮星大气中的平均金属丰度低于1 e-3倍太阳值。
2005-11-03 astro-ph
Photometric study of selected cataclysmic variables II. Time-series photometry of nine systems
本文介绍了9个激变变星EI UMa、V844Her、V751 Cyg、V516 Cyg、GZ Cnc、TY Psc、V1315 Aql、ASAS J002511+1217.12、V1315 Aql和LN UMa的时间序列测光结果。这些观测是在各个观测站进行的，历时170小时，共有7，850个数据点。对于大多数的目标，我们确认以前报道的周期性，其中一些我们给，第一次，他们的光谱轨道周期。对于那些我们在平静和爆发期间观察到的矮新星系统，亮度增加之后闪烁量减少。准周期振荡要么被发现，要么被证实。对V1315Aql食系，我们观测了9次食，得到了一个精细的轨道星历。我们发现，在其长基线的观测，在这个系统的轨道周期没有发生变化。V1315 Aql也显示了不同深度的日食。
2008-06-08 astro-ph
A photometric study of the newly discovered eclipsing cataclysmic variable SDSS J040714.78-064425.1
本文介绍了2003年11月7个晚上对新发现的激变变星SDSS J040714.78-064425.1进行的未滤波测光CCD观测的结果。我们建立了矮新星性质的对象，因为它是在爆发期间，我们的观察。我们还证实了在恒星的光学光变曲线中存在周期为0.17017d+/-0.00003的深食。此外，我们还在数据中发现了0.166d+/-0.001和5.3d+/-0.7的周期。0.17017 d的周期性在误差范围内与建议的轨道周期0.165 d一致（Szkody et. 2003）和0.1700d（Monard 2004）。利用轨道周期和超级峰周期之间已知的关系，我们将0.166d和5.3d周期分别解释为负超级峰和节岁差周期。SDSS J040714.78-064425.1则被归类为一个具有最大轨道周期的负超峰系统。
2004-12-27 astro-ph
Spectroscopy of Seven Cataclysmic Variables with Periods Above Five Hours
我们目前的光谱学的七个激变变星的轨道周期P（orb）大于5小时，所有，但其中一个已知的矮新星。使用径向速度测量，我们改进了以前的轨道周期的测定，或推导周期的第一次。它们的恒星和周期分别是：TT Crt，0.2683522（5）d; EZ Del，0.2234（5）d; LL Lyr，0.249069（4）d; UY Pup，0.479269（7）d; RY Ser，0.3009（4）d; CH Uma，0.3431843（6）d; SDSS J 081321 +452809，0.2890（4）d。对于每一个系统，我们检测的光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。在五个系统中，我们还测量了次要恒星的径向速度曲线，估计轨道倾角，并在可能的情况下根据华纳发现的MV（最大值）与P（球）的关系估计距离。与以前的研究相一致，我们发现，所有的二级恒星，在不同程度上，比预期的更冷的光谱类型，如果他们在测量的轨道周期的主序星。
2004-01-15 astro-ph
A 6.3-h superhump in the cataclysmic variable TV Columbae: the longest yet seen
我们目前的结果，从两个星期的多经度测光活动电视上校在2001年1月举行。这些数据证实了存在一个永久性的积极的超级驼峰，发现在重新检查广泛的档案测光数据的电视上校。6.3小时的周期是15%以上的轨道周期，并遵守众所周知的超级驼峰周期过剩和二进制周期之间的关系。在5.5小时时，TV Col的轨道周期比任何已知的超级驼峰激变变星都要长，因此，根据目前的理论，它的质量比可能在超级驼峰出现的范围之外。我们提出了几个解决这个问题的方法。
2002-12-05 astro-ph
The Formation of Cataclysmic Variables with Brown Dwarf Secondaries
利用粒子数合成技术研究了具有0.013 Msun <Msec < 0.075 Msun的棕矮星（BD）激变变星（CVs）的现今形成。从最新的，详细的模型的BD的结果已被纳入人口合成代码。对于我们的模型，我们发现，ZACV与BD秒的轨道周期在46分钟至2.5小时的范围内。我们还发现，ZACV与BD secondaries包括18%的总，目前ZACV的人口。此外，我们发现80%的ZACV与BD秒的轨道周期< 78分钟。这意味着15%的ZACV的轨道周期应该比观测到的CV轨道周期最小值短。我们还调查了目前的CV与BD secondaries的共同包络效率参数，α_CE，三个不同的假设质量比分布在ZAMS二进制的假设值的形成率的依赖性。令人惊讶的是，我们发现，共同的包络过程必须是非常低效的（α_CE < 0.1），以使CV与BD秒不形成。最后，我们发现具有BD秒的ZACV的祖先双星的ZAMS轨道间距<3AU，ZAMS的初始质量在1-10 Msun之间，其中75%的初始质量小于1.6Msun。有趣的是，这些轨道间隔和初级质量的范围将大多数的祖先双星置于所谓的“棕矮星沙漠”中。''
2004-01-13 astro-ph
First XMM-Newton observations of strongly magnetic cataclysmic variables - II. Timing studies of DP Leo and WW Hor
XMM-牛顿被用来观察两个日食，磁激变变量，DP狮子座和WW霍尔，连续三个轨道周期。这两个系统都处于吸积的中间状态。对于WW Hor，我们还使用XMM-牛顿光学监测器和地面观测获得了光学光变曲线。我们的X射线和光学光变曲线的分析，使我们能够约束吸积区域的物理和几何参数，并推导出轨道参数和日食星历的系统。对于WW Hor，我们直接测量吸积柱中的水平和垂直温度变化。通过与以往观测结果的比较，我们发现吸积点经度的变化与吸积速率有关。对于狮子座DP的硬X射线光变曲线的形状是不像预期的光学薄发射，显示在冲击波后区域的光学深度效应的重要性。我们发现，白矮星的自旋周期比轨道周期稍短，轨道周期的减少速度比预期的重力辐射单独的能量损失。
2001-12-31 astro-ph
The pre-cataclysmic variable, LTT560
确定对象LTT 560的系统参数，以澄清其性质和演化状态。我们应用时间序列测光揭示轨道调制的光变曲线，时间序列光谱测量径向速度的功能，从主星和次星，和通量校准光谱，以获得这两个组件的温度。我们发现LTT 560是由一颗T~ 7500 K的低温DA白矮星作为主星和一颗M5.5+-1主序星作为次级组成。目前的轨道周期是Porb=3.54（07）h。我们导出了质量比Msec/Mwd = 0.36（03），并估计了d=25- 40 pc的距离。轨道光变曲线的长期变化和白矮星上额外的H-α发射分量表明系统中的活动，可能是以耀斑和/或吸积事件的形式。
2007-09-27 astro-ph
Propeller activated resonances and the fate of short period cataclysmic variables
我们表明，弱磁螺旋桨和吸积盘共振的组合可以有效地停止吸积在短周期激变变量的大部分寿命。这可能有助于解释激变变星短周期轨道周期分布的观测值与预测值之间的差异。轨道共振导致圆盘变得偏心，使物质落回供体恒星或系统之外。快速旋转的主星上的弱磁场将盘状物质向外推动，使其能够获得这些共振。数值计算和解析计算表明，这种状态可以存在很长时间（~10^11年）。这是因为磁螺旋桨只需要保持进入共振，而不是将物质推出洛希瓣，因此自旋下降的时间尺度比经典螺旋桨模型长得多。
2006-08-22 astro-ph
Circular polarimetry of magnetic cataclysmic variables
激变变星是具有短轨道周期的复杂吸积双星系统。在这里，我们提出了五个磁激变变量候选人的圆偏振。1 RXS J161008.0+035222、V1432 Aql和1 RXS J231603.9-052713具有回旋发射，这证实它们是AM Her系统。我们的数据与1 RXS J042555.8-194534和FIRST J102347.6+003841的圆偏振的零值一致，这对这些天体的极地分类施加了一些限制。
2004-05-17 astro-ph
The Intriguing New Cataclysmic Variable KUV03580+0614
对候选激变变星KUV 03580 +0614的光度和光谱观测显示，它是一颗轨道周期为3.4小时的激变变星，该变星是在汉堡巡天中独立发现的，编号为HS 0357 +0614。周期在这个范围内的CV通常是属于SW性别或中间极地类别的新星。变异性，光谱特征和缺乏强X射线表明类似于V795 Her，LS Peg和AH Men的系统。
2001-07-18 astro-ph
Formation and Evolution of Cataclysmic Variables
本文综述了激变变星形成和演化的基本事实和观点。它示出了为什么CV的形成必须涉及巨大的质量损失和轨道角动量，很可能通过一个共同的信封演变。半分离双星的长期演化原理的简要讨论如下。最后给出了CV演化的一个简单示意图。
2008-09-10 astro-ph
Spectroscopy of Nine Cataclysmic Variable Stars
我们提出了9个激变双星，主要是矮新星，主要是为了确定轨道周期Porb的光谱。它们的恒星和周期分别为：LX And，0.1509743（5）d; CZ Aql，0.2005（6）d; LU Cam，0.1499686（4）d; GZ Cnc，0.0881（4）d; V632 Cyg，0.06377（8）d; V1006 Cyg，0.09903（9）d; BF Eri，0.2708804（4）d; BI Ori，0.1915（5）d;和FO Per，其中Porb为0.1467（4）或0.1719（5）d。有几颗星星被证明特别有趣。在BF Eri中，我们探测到光谱类型为K3 +- 1子类的二级恒星的吸收光谱，这导致距离估计约为1千秒差距。然而，BF Eri有一个大的自行（100 mas/yr），我们有一个初步的视差测量，证实了大自行和收益率只有一个上限的视差。BF Eri的空间速度明显很大，似乎属于晕族。在CZ Aql中，发射线具有以大的速度幅度移动的强翼，这表明磁通道吸积流。天鹅座V1006的轨道周期正好位于激变双星轨道周期分布的2至3小时“间隙”内。
2007-04-06 astro-ph
Spectroscopy of Four Cataclysmic Variables with Periods above 7 Hours
我们提出了四个激变变量的光谱。使用径向速度测量，我们发现轨道周期的第一次。它们的恒星和周期分别是GY Hya，0.347230（9）d; SDSS J204448-045929，1.68（1）d; V392 Hya，0.324952（5）d; RX J1951.7+3716，0.492（1）d。我们还检测光谱的二级恒星，估计其光谱类型，并推导出基于表面亮度和罗氏瓣约束的距离。
2005-11-15 astro-ph
The Secondary Stars in Short Period (Magnetic) Cataclysmic Variables
我们回顾了最近的知识基础有关的原因质量吸积变化（高/低状态）在高磁激变变量（即极）。然后，我们研究什么样的理论说的性质的二级恒星（质量捐助者）相对于这些CV非常短的轨道周期。最后，我们使用最近的观察EF厄利在一个扩展的低状态提供直接的观测证据表明，这CV，以及其他一些，可能包含非常低的质量，亚恒星二级恒星。
2003-02-18 astro-ph
The phase 0.5 absorption in SW Sextantis-type cataclysmic variables
Sextantis SW型恒星是一组激变变星，具有独特的观测特征，包括在0.2 - 0.6相位的发射线核心的吸收特征。Hellier和Robinson提出这些特征是由流过吸积盘的吸积流造成的。然而，在一个简单的模型中，吸收发生在所有轨道阶段，这与数据相矛盾。我表明，调用一个耀斑吸积盘解决了这个问题。
1998-02-03 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. V. VLT, NTT and Magellan observations of nine equatorial systems
本文介绍了由SDSS光谱仪鉴定的9个暗弱激变变星的VLT、麦哲伦光谱和NTT测光。我们测量轨道周期的五个这些从速度变化的核心和翅膀的Halpha发射线。五个中有四个的轨道周期短于在已知的CV种群中观察到的2-3小时周期间隔。SDSS J004335.14-003729.8的轨道周期为Porb = 82.325 +/- 0.088 min;多普勒图显示了吸积盘、亮点和次级恒星被照射的内表面的辐射。在它的光变曲线中，我们发现一个周期性，这可能是由于白矮星的脉动。SDSS J163722.21-001957.1的Porb = 99.75 +/- 0.86 min。通过将这一新的测量结果与已公布的超级驼峰周期相结合，我们估计质量比为0.16，并推断系统的物理性质和轨道倾角。对于SDSS J164248.52+134751.4，我们发现Porb = 113.60 +/- 1.5 min。该CV的多普勒图显示了吸积盘中不寻常的亮度分布，这将受益于进一步的观测。SDSS J165837.70+184727.4的光谱特征与我们自己的VLT观测结果非常不同，尽管亮度只有很小的变化。我们从其窄的H α发射线测量Porb = 98.012 +/- 0.065 min。最后，SDSS J223843.84+010820.7有一个相对较长的周期，Porb = 194.30 +/- 0.16分钟。它包含一个磁…
2008-09-10 astro-ph
Catalogue of cataclysmic binaries, low-mass X-ray binaries and related objects (Seventh edition)
该星表列出了472颗激变双星、71颗低质量X射线双星和113颗已知或怀疑有轨道周期的相关天体的坐标、视星等、轨道参数、各组成部分的恒星参数和其它特征性质，并综合了最近的有关文献。此外，该目录还载有656个天体中635个天体的已公布发现图的参考清单，以及别名天体名称的交叉参考清单。2003年1月1日之前发表的文献已尽可能考虑在内。所有数据都可以通过专门的目录网页http://www.mpa-garching.mpg.de/RKcat/（MPA）和http://physics.open.ac.uk/RKcat/（MPA）访问。我们将定期更新目录网页上的信息，最初每六个月更新一次。
2003-01-22 astro-ph
Orbital periods of cataclysmic variables identified by the SDSS. II. Measurements for six objects, including two eclipsing systems
继续我们从论文I（Southworth等人，2006），我们提出了中等分辨率光谱和宽带测光的七个激变变量（CV）发现的SDSS。对于其中六个天体，我们得到了精确的轨道周期，所有这些都是第一次测量。对于SDSS J013132.39+090122.2，它包含一个非径向脉动的白矮星，我们发现一个轨道周期为81.54 +/- 0.13分钟和一个低的径向速度变化幅度指示一个极端的质量比。对于SDSS J205914.87+061220.4，我们发现一个周期为107.52 +/- 0.14分钟。这个物体是一个矮新星，在我们的观测中，它从第一次记录的爆发开始逐渐消失。SDSS J155531.99-001055.0的INT测光表明，该系统经历了1.5等深的日全食，发生在113.54 +/- 0.03分钟的周期内。SDSS J075443.01+500729.2的NOT光变曲线表明，该系统也是食，在205.965 +/- 0.014分钟的周期，但这里的日食是V形的，只有0.5等深。它的低发射线强度，轨道周期和V形日食明确地标志着它是一个新星天体。SDSS J005050.88+000912.6和SDSS J210449.94+010545.8的WHT光度测定分别产生80.3 +/- 2.2和103.62 +/- 0.12 min的周期。第七个也是最后一个系统SDSS J165658.12+212…
2007-09-04 astro-ph
Newly Discovered Cataclysmic Variables from the INT/WFC Photometric H alpha Survey of the Northern Galactic Plane
我们报告发现了11个新的激变变量（CV）候选人的艾萨克牛顿望远镜（INT）光度H阿尔法调查的北银河平面（IPHAS）。对其中三个系统作了进一步的后续观察。对于CV候选者IPHAS J013031.90+622132.4和IPHAS J051814.34+294113.2，已经获得了时间分辨光谱，并且H α发射线的径向速度测量已经被用来估计它们的轨道周期。第三个CV候选者（IPHAS J062746.41+ 014811.3）被光度法观察到，并发现是食。所有三个系统的轨道周期都在CV周期间隔2-3 h以上。我们还强调了另一个系统，IPHAS J025827.88+635234.9，其光谱将其区分为具有不寻常的C和N丰度的可能的高光度物体。
2007-10-26 astro-ph
High Speed photometry of faint Cataclysmic Variables: I. V359 Cen, XZ Eri, HY Lup, V351 Pup, V630 Sgr, YY Tel, CQ Vel, CE-315
本文介绍了对暗弱激变变星进行光度测量的第一批结果。V359 Cen是一颗SU UMa星，周期为112 min。即使在静止期观测，这颗老新星的质量转移速率可能足够高，以至于在这样一个短周期系统（其隐含的小质量比）中，圆盘可能被激发成椭圆形，结果是观测到的亮度调制给出了一个超级峰周期，而不是轨道周期。XZ Eri是一颗食矮新星，轨道周期（P（orb））为88.1分钟。HY Lup只有轻微的变化。船尾座V351是船尾座新星1991的残骸，其P（orb）= 2.837 h，光变曲线与天鹅座新星1975非常相似。V630 Sgr是第一颗同时拥有正超峰（P（sh）= 2.980 h）和食（P（orb）= 2.831 h）的新星遗迹。YY Tel的标识有些不确定。CQ Vel的正确标识是从其闪烁活动的发现中提供的。CE-315是最近发现的一颗AM CVn型恒星，它的光变曲线与GP Com相似，没有明显的轨道调制。
2001-07-26 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: IV. V356 Aql, Aqr1, FIRST J1023+0038, Ha 0242-2802, GI Mon, AO Oct, V972 Oph, SDSS 0155+00, SDSS 0233+00, SDSS 1240-01, SDSS 1556-00, SDSS 2050-05, FH Ser
本文介绍了另外十三颗暗弱激变变星的高速测光结果。V356 Aql（Nova Aql 1936）显示类似耀斑的爆发，重现时间尺度约为3000 s，但没有相干周期。Aqr 1是一个中等极性的天体，自旋周期为6.7284 min，由轨道边带推导出的可能轨道周期P（orb）= 3.226 h。它的轨道边带频率显示出非常可变的振幅。已发表的光谱周期为2.0小时，表明Aqr 1与GW Lib和FS Aur相似，具有未知来源的额外周期性。FIRST J1023+0038的P（orb）= 4.7548 h，轨道调制范围为0.45等，可能是由一颗热白矮星的反射效应造成的;因此它可能是过去几十年的某个时候的新星。Ha 0242是一个深食甚低质量转移速率系统，可能是一颗爆发间隔很长的矮新星，P（orb）= 1.792 h。GI Mon是一颗古老的新星，在4.325 h和48.6 min处有光学调制，因此是一个候选的中间极星。AO Oct是一颗SU UMa型矮新星，在静止时显示出轨道调制，P（orb）= 94.097 min。V972 Oph（Nova Ophiuchi 1957）在一组观测中没有显示出闪烁活动，但在后来的时间里这样做了，证实了这个物体的识别的正确性，但它没有显示出轨道调制。SDSS 0155是一个深食极星，轨道周期为87.13分钟。SDSS 0233显示出耀斑活动，但没有明显的周期性。在…
2004-03-18 astro-ph
Are the red dwarfs in cataclysmic variables main-sequence stars?
结果表明，轨道周期为$P < 3$ hr的短周期激变变星的秒级与单场星定义的太阳丰度主序列接近。在具有$P > 3$ hr的激变变星中，最早的光谱类型对应于主序星，而大多数次变星具有较晚的光谱类型。可能的原因是在质量传递之前的核演化和由于质量传递而缺乏热平衡。与最新恒星模型获得的进化序列的比较意味着异常高的传输速率和大部分系统与进化的捐助者。没有证据表明，在任何一个研究充分的激变变量中存在次级低金属丰度。
1998-09-18 astro-ph
An Halpha-selected sample of cataclysmic variables -- II. Implications for CV evolution
我们使用一个独立的新样本的灾难性变量（CV），通过选择对象的Halpha发射，约束属性的内在CV人口。这个样本仅限于可能是非磁性和未演化的系统;它由17个CV组成，其中至少10个的轨道周期超过3小时。我们发现，即使是非常慷慨的津贴选择效应是不足以调和的大比例的短期到长期的CV预测标准CV进化理论与观察到的样本，可能意味着短周期系统的发展速度比预测的破坏磁制动模型。这将需要角动量损失机制，除了引力辐射，作用于轨道周期低于周期间隙的CV。为了使模型与观测结果一致，周期间隔以下的角动量损失率必须至少增加3倍，除非模型也高估了长周期CV的角动量损失率。
2008-02-18 astro-ph
Parallax and Distance Estimates for Twelve Cataclysmic Variable Stars
我们报告视差和距离估计的12个以上的激变双星和相关的对象观察到的2.4米Hiltner望远镜在MDM天文台。最终视差精度通常为约1 mas。对于12个物体中只有一个，IR Gem，我们没有检测到明显的视差。值得注意的结果包括V396 Hya（CE 315）的距离，这是一个具有相对较长轨道周期的氦双简并系统，以及MQ Dra（SDSSJ 155331 +551615），这是一个吸积率非常低的磁性系统。我们发现，Z凸轮星KT英仙座是物理配对的K主序星躺在15角秒以外。在文献中，有几个目标的距离估计是基于白矮星的有效温度和通量;我们的测量广泛地证实了这些估计，但倾向于把恒星放得更近一点，这表明白矮星的质量可能比假设的要大。作为旁注，我们简要描述了径向速度光谱，它将V396 Hya的轨道周期精确到65.07 ± 0.08分钟。
2008-09-09 astro-ph
Is FIRST J102347.6+003841 Really a Cataclysmic Binary?
射电源FIRST J102347.6+003841被认为是第一个无线电选择的灾变。在这篇发现论文中，Bond等人（2002年）展示了一个与磁AM Her-type系统一致的光谱，以及一个快速、不规则闪烁的光变曲线。相比之下，Woudt、Warner和Pretorius（2004年）发现了一个平滑变化的光变曲线，周期接近4.75小时，每个轨道有一个最小值，这表明了一个巨大的变化。我们目前的时间分辨光谱显示一个表面正常，中G型光球，没有检测到的发射线。吸收线径向速度在轨道周期上呈正弦变化，半振幅为268 ± 4 km/s，轨道周期精确到0.198094（2）d。在这个轨道周期，次级星的光谱类型是早期的，这表明了一个不寻常的进化历史。我们还得到了轨道周围的BVI测光。光变曲线类似于Woudt等人给出的光变曲线，并且颜色调制与加热效果一致。一个简单的照明模型与观测结果惊人地匹配，其中一个罗奇瓣填充次级接近5650开尔文，被一个初级照明，发出大约2个太阳光度。观测到的调制幅度适中，除非人为地减少重力暗化，否则轨道倾角将限制在55度以下。由此产生的主星质量高于克拉塞卡极限（假设常规重力暗化）。我们研究的可能性，在这个系统中的紧凑的对象是不是一个白矮星，在这种情况下，这实际上不是一个激变变量。仔细检查，FIRST J102347.6+003841无法轻易分类。
2005-04-24 astro-ph
The new cataclysmic variable RX J1554.2+2721 in the period gap
我们报告的一个新的激变变量，确定为光学对应的X射线源RX J1554.2+2721探测ROSAT的光谱和光度研究的结果。相对明亮（约16.5等）的天体的光谱观测显示出系统的径向速度变化，半振幅约为140公里/秒。除了明显存在的不同的低和高的状态，有周期性的光度变化的振幅约为0.15的R带。它的轨道周期是2.753小时，因此位于周期间隔的上边界。该天体光谱中的通量分布显示出M4 V次级的实质性贡献，并且还具有明显的回旋辐射迹象。因此，我们将所发现的对象归类为AM Her类磁灾变变量的新成员。软X射线光谱、发射谱线的特征剖面、层析成像图和轨道光变曲线的形状进一步支持了这一分类。在低和高状态下的光谱的简单拟合表明，与周期间隙之外的类似物体相比，RX J1554.2+2721中的传质速率降低。
2001-10-02 astro-ph
