激变变星的多波段研究（II）

本文继续介绍变变星在紫外，极端紫外（ＥＵＶ），以及Ｘ射线波段的辐射特征。我们仍然从观测现象和理论解释两个方面来介绍。激变变星在这些波段有很强的辐射，因而有丰富观测理，这对于我们更好的认识这类吸积系统有重要意义。     

激变变星中的快速光变

文中综述了激变变星中快速光变的研究进展，讨论了闪变，相干振荡和准周期振荡的观测特征和可能的产生机制。     

激变变星的辐射模型和多色测光的对比研究

基于黑体模型，本文对激变变星各成分的辐射作了定量的分析，并与观测作了比较。结果表明，简化模型与大多数观测拟合得较好。通过这个模型，我们可以大致看出激变变星不同成分在不同的波段对辐射贡献的相对比例，同时也为我们以前的统计结果给出了一些理论依据。     

激变变星的辐射模型和多色测光的对比研究

基于黑体模型，本对激变变星各成分的辐射作了定量的分析，并与观测作了比较。结果表明，简化模型与大多数观测拟合得较好。通过这个模型，我们可以大致看出激变变星不同成分在不同的波段对辐射贡献的相对比例，同时也为我们以前的统计结果给出了一些理论依据。     

吸积盘边缘的质量和角动量损失与激变双星的演化

本文绘出了计算吸积盘边缘物质和角动量损失，以及它们对激变双星演化影响的理论模型.计算结果表明，紫外天文卫星（IUE）观测到的高速物质流是来源于吸积盘边缘，吸积盘边缘的角动量损失可以成为周期大于3小时的激变双星演化的物理机制．     

吸积盘边缘的质量和角动量损失与激变双星的演化

本给出了计算吸积盘边缘物质和角动量损失，以及它们对激变双星演化影响的理论模型。计算结果表明，紫外天卫星（ＩＵＥ）观测到的高速物质流是来源于吸积盘边缘，吸积盘边缘的角动量损失可以成为周期大于３小时的激变双星演化的物理机制。     

PG激变星候选天体的光变曲线

我们于1989年用北京天文台兴隆观测站的60/90/180厘米施密特望远镜及Thomson红敏CCD对14个PG候选激变变星进行光度观测.其光变曲线特性表明:PG0027+260,PG0818+513,和PC1030+590为激变食变星,PG1341—079 是一个可能的激变食变星,PG1551+719为SU UM_a型矮新星,此外还有6个天体的光变曲线有激变星特有的闪变特征.因此PG样本中,激变变星的成功率为79％.PG1030+590的轨道周期为3~h279,PG1717+413的闪变变幅在二个月内有明显变化,它与本身的亮度无明显相关,说明闪变变幅的变化可能是亮斑的局部效应.     

北京天文台1997年发现四颗激变变星

在１９９７年进行超新星巡天时,北京天台发现了四颗处于极大期的激变变星,本给出了它们的位置,观测参数以及证认图的光谱图。     

激变变星0623＋71的光谱研究

本文提出了激变变星０６２３十７１的４个时间分辨光谱，覆盖轨道周期的７３％．其中的３个谱清楚地显示了各种光谱特征随轨道运动的变化，在流量、能谱以及谱线轮廓方面的这种变化正是对一个倾角不太大的激变变星所期望的．然而另一个曝光对分钟的谱，流量和视向速度与预期的相比都太大，很难加以解释，可能它是一次象ＡＥＡｑｒ中观测到的跃发事件．     

间隙时间序列谱分析方法的检验及其在激变变星短周期振荡分析中的…

本文对具有或长或短间隙（ｇａｐ）的时间序列的谱分析方法进行研究，给出递推公式，并且用模拟信号进行检验，证实这个方法的可靠性，并把它应用到激变变星Ｖ７９５Ｈｅｒ和激变前景为星ＨＷ，Ｖｉｒ的短周期振荡分析中，结果表明这两颗变星都有明显的闪变，在Ｖ７９５Ｈｅｒ中还存在周期为２６５．９１ｓ和１１６．７０ｓ的振荡。     

北京天文台1997年发现四颗激变变星

在１９９７年进行超新星巡天时,北京天文台发现了四颗处于极大期的激变变星,本文给出了它们的位置、观测参数以及证认图和光谱图     

激变变星Ⅴ1159 Ori 和BZ UMa 的测光研究

Ⅴ1159 Ori 是SU UMa 型中 ER UMa 亚型激变变星,BZ UMa 介于 U Gem 型和 WZ Sge 型之间,但又具有 SU UMa 的周期特征,存在争议.在2008年2月24日和 25日,用云南天文台 1 米 RCC(Ritchey-Chretien-Coude)望远镜对两者的测光观测显示: Ⅴ1159 Ori 在正常爆发的下降阶段存在 superhump,这为 superhump 现象普遍存在于 ER UMa 型星中提供了观测证据;BZ UMa 观测时处于爆发极大,并未观测到确凿的 superhump 周期,而 AAVSO(American Association of Variable Star Observers)近年的 BZ UMa 观测亦从未发现明确的 superhump;两者均表明 BZ UMa 可能并非 SU UMa 型星.基于星等变化幅度考虑,BZ UMa 较 WZ Sge 更为接近.     

V795 Her的观测特征

简要介绍激变变星及激变变星的测光特征,重点介绍了类新星主为星V795 Her自发现以来的一系列观测,包括测光、分光、X射线、紫外观测等。同时,介绍了V795 Her的双星模型、演化模型及我们的测光结果。     

7个ROSAT源被证认为激变变星

1990年6月发射的ROSAT卫星完成了全天的X射线巡天观测,得到了包括18811个X射线源的ROSAT全天巡天亮源表（RASS－BSC）。通过对ROSAT亮X射线源不学对应体的证认,我们已经发现了7个激变变星,给出了这7个激变变星的低色散光谱,并根据它们的光谱特征及其它性质进行了讨论。     

双星统计演化及激变变星的形成

介绍了双得统计演化的方法和手段,并对激变星的形成进行了Monte-Carlo模拟,模拟显示,激变变星的诞生度、白矮子星质量分布、轨道周期分布的理论结果与观测结果保持一致。另外,还研究了激变变星的形成与模型参量之间的关系,这些参量包括公共包层抛射效率、双星初始质量比分布、年龄、金融丰度等。     

短周期激变变星周期分布的新统计

我们对周期小于周期分布空缺段的激变变星，重新进行了周期分布统计，使用了比Ｗａｒｎｅｒ等人更多，更新的资料，统计中发现一个ＡＭＨｅｒ型ＣＶｓ：ＧＲＵＶ１偏离了Ｗａｒｎｅｒ等人的统计结果，我们给出了ＣＶＳ新的周期分布图和相应于此分布的随机概率。虽然结果与Ｗａｒｎｅｒ等人的不同，但周期分布同磁场仍呈现一定的相关性，磁激变变星与非磁激变变星同样显示出成团趋势。     

激变变星中的白矮星

仅在过去的10年中,由于采用了地面和空同时的光谱观测激变变星中正处于吸积过程的白矮星,在激变变星（CV）的研究方面出现了全新的途径。这些光谱探测开拓了恒星包层、角动量团儿CV演化中吸积物理学研究的新前没中。这篇评论包括了激变变星中的白矮星研究的方方面面：（1）表面温度;（2）吸积加热和冷却的不;(3)在高度倾斜的CV中吸收幕帘（盘的上面的大气）的影响和特点;（4）白矮星光球的化学丰度;（6）吸积带;（7）吸积的模拟。     

激变变星中吸积盘的边界问题

边界层是介于吸积盘和吸积星之间的非常狭窄的区域，在该区域中随着盘物质接近星面，它的角速度从开普勒角速度下降至恒星自转角速度。边界区因释放的能量接近吸积光度的一半，并且为确定吸积盘微分方程提供内边界条件而显示出它的重要性。本文综述了激变变星中吸积盘边界层的研究进展。     

间隙时间序列谱分析方法的检验及其在激变变星短周期振荡分析中的应用

本文对具有或长或短间隙（gap）的时间序列的谱分析方法进行研究，给出递推公式，并且用模拟信号进行检验，证实这个方法的可靠性．并把它应用到激变变星V795Her和激变前变星HWVir的短周期振荡分析中，结果表明这两颗变星都有明显的闪变，在V795Her中还存在周期为265.91s和116.70s的振荡．     

激变变星的多波段研究(Ⅱ)(英文)

本文继续介绍激变变星在紫外、极端紫外（EUV）、以及X射线波段的辐射特征。我们仍然从观测现象和理论解释两方面来介绍。激变变星在这些波段有很强的辐射，因而有丰富的观测现象，这对于我们更好的认识这类吸积系统有重要意义。