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BB Dor was observed during its low state in 2009. Signatures of both binary components are revealed in the average optical spectrum; no signature of accretion is observed. Narrow emission lines of Hα, Hei and NaD, as well as TiO absorption troughs, trace the motion of the irradiated secondary star. We detect two additional components in the Hα emission line that share many characteristics of similar 'satellite' lines observed in the low state of magnetic cataclysmic variables of AM Her type. It is the first time such emission components are detected for an SW Sex star. © 2012 The Authors Monthly Notices of the Royal Astronomical Society © 2012 RAS.

Virtually all close compact binary stars are formed through common envelope (CE) evolution. It is generally accepted that during this crucial evolutionary phase a fraction of the orbital energy is used to expel the envelope. However, it is unclear whether additional sources of energy, such as the recombination energy of the envelope, play an important role. Here we report\ud the discovery of the second and third longest orbital period post-common envelope binaries (PCEBs) containing white dwarf (WD) primaries, i.e. SDSS J121130.94−024954.4 (Porb =\ud 7.818 ± 0.002 d) and SDSS J222108.45+002927.7 (Porb = 9.588 ± 0.002 d), reconstruct their evolutionary history and discuss the implications for the energy budget of CE evolution. We find that, despite their long orbital periods, the evolution of both systems can still be understood without incorporating recombination energy, although at least small contributions of this additional energy seem to be likely. If recombination energy significantly contributes to the ejection of the envelope, more PCEBs with relatively long orbital periods (Porb > 1–3 d)\ud harbouring massive WDs (Mwd > 0.8 MO) should exist.

We present time-resolved V photometry of the old nova RRPictoris (RRPic). Apart from the hump-like variability, the light curves show the strong flickering and random variation typical for RRPic. We do not find any convincing evidence for the previously reported eclipse. The extrapolated eclipse phase coincides with a broad minimum, but comparing the overall shape of the light curve suggests that the eclipse should actually be located around phase 0.2. The orbital period which we derive from these data agrees well with the old one, any uncertainty is too small to account for the possible phase shift. Apart from the 3.48h period, which is usually interpreted as the orbital one, we find an additional period at P = 3.78h, which we interpret as the superhump period of the system; the corresponding precession period at 1.79d is also present in the data. We also find indications for the presence of a 13min quasi-periodic oscillation.

Binarias cercanas que contengan un objeto compacto abarcan una amplia gama deobjetos interesantes, como binarias de enanas blancas (WD), que son progenitoresde SN Ia, o binarias de estrellas de neutrones, que se cree que son los progenitores de estallidos cortos de rayos gamma.Todos los tipos de binarias compactas cercanas evolucionan a través de, al menos, una fase de envoltura común (CE) y posteriormente sufren pérdida de momentoangular orbital debido principalmente al frenado magnético (MB). Aunque estosprocesos se conocen hace mucho tiempo, la física relacionada con la fase de CE ycon el MB se entiende muy poco. La fase de CE suele aproximarse con una simpleecuación de energía, parametrizada con la eficiencia del CE, ?. Este parámetro esde vital importancia para comprender la formación y evolución de todos los tiposde estrellas binarias compactas, pero hasta ahora no ha sido acotado ni teórica ni observacionalmente. La situación relativa al MB es igualmente problemática. Las prescripciones más usadas difieren por dos órdenes de magnitud y tampoco existe un acuerdo relativo a la dependencia del MB con la masa de la secundaria. Mientras que el escenario estándar de frenado magnético interrumpido (DMB) supone que el MB es mucho menos eficiente para estrellas totalmente convectivas, modelos alternativos no predicen una discontinuidad en el límite de convectividad total.En esta tesis se presentan los resultados del seguimiento observacional extensivode binarias del tipo enana blanca + estrellas de secuencia principal (WD/MS)identificadas por el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), y se derivan nuevas y claras restricciones sobre las actuales teorías de evolución mediante CE y de MB, mediante la identificación de aquellos sistemas que han pasado por un CE, la medición de sus parámetros, y la reconstrucción teórica de su historia evolutiva.Se encuentra que la fracción de binarias post-envoltura-común (PCEBs) entrebinarias del tipo WD/MS muestra una pronunciada caída en el rango de masas dela secundaria que corresponde al límite totalmente convectivo. Esto sugiere que las escalas de tiempo evolutivo de PCEBs que contienen secundarias totalmente convectivas, son significativamente más largas que las de PCEBs que contienen secundarias con un núcleo radiativo, lo cual es consistente con la teoría de DMB.Tras determinar la posible historia evolutiva de todas las PCEBs en la nuevamuestra, se derivan restricciones para uno de los parámetros más importantes en elámbito de la formación de binarias cercanas compactas, es decir, la eficiencia del CE ?. A diferencia de la mayoría de los intentos anteriores, se incorporan aproximaciones realistas de la energía de ligazón de la envoltura y se encuentra que todas las PCEBs se pueden reconstruir usando la ecuación de balance de energía, si es que se incluye la energía interna de la envoltura. Sólo para un pequeño rango de valores de ?,0.2 - 0.3, se encuentra solución para todos los sistemas con ? constante.Por último, se prueba si los resultados obtenidos pueden explicar un problemaactual relacionado con la masa de las estrellas primarias en variables cataclísmicas (CVs). Mientras que la teoría de evolución binaria predice que una fracción sustancial de todas las CVs deben contener una enana blanca con núcleo de helio (He-WD) como primaria, muy pocas CVs que tal vez contengan una primaria del tipo HeWD se han observado. Identificando aquellas PCEBs de nuestra. muestra que sonrepresentativas de los progenitores de la población actual de CVs, se muestra quela fracción de progenitores de CVs que contienen una He-WD es consistente con lasobservaciones. Esto sugiere que el desacuerdo entre las mediciones y las predicciones, son el resultado de asumir valores demasiado altos de la eficiencia del CE y de no tener en cuenta la energía interna de la envoltura. Doctorado en Astrofísica TERMINADA PFCHA-Becas 136p. PFCHA-Becas