Photometric Studies of a WZ Sge-Type Dwarf Nova Candidate, ASAS160048-4846.2
我们报告我们的时间分辨CCD测光在2005年6月的WZ Sge型矮新星候选人，ASAS 160048-4846.2的超爆发。普通超峰在超爆发期间经历了复杂的演化。超峰振幅经历了一次再增长，并出现了两个峰值。当超峰振幅达到第一个极大值时，超峰周期减小，然后逐渐增大，直到第二个极大值，最后又减小。通过对其他超峰周期增大的SU UMa型矮新星的研究，发现它们在超爆发中的超峰演化趋势是一致的。我们推测，超峰再生长的振幅与超峰周期的增大有密切关系，所有具有超峰再生长的SU UMa型矮新星都遵循与ASAS 160048-4846.2相同的普通超峰演化规律。
2008-12-17 astro-ph
Spectroscopic Observations of WZ Sge-type Dwarf Novae, GW Lib and V455 And in Superoutburst
2007年，我们在6个观测站对两颗WZ Sge型矮新星GW Lib和V455 And的超爆发进行了密集的光谱观测。观测涵盖了从最大值到衰落尾部的整个超级爆发。我们发现有证据表明，风的速度$\sim$ 1000公里秒$^{-1}$吹在GW自由在上升阶段。氢、氦和碳谱线的演化表明吸积盘的耀斑和盘上温度反演层的出现。
2008-07-14 astro-ph
Period change of Superhumps in the WZ Sge-Type Dwarf Nova, HV Virginis
经过10年的沉寂，HV Vir在2002年1月经历了一次超级爆发。我们报告的时间序列观测清楚地揭示了超级爆发期间普通超级峰的周期变化。我们得到了平均超峰周期为0.058260 d，正周期导数为$7 \times 10^{-5}$。这些结果与1992年超爆发的观测值吻合得很好。我们还探测到了早期的超级峰，这在过去的爆发中没有被清楚地识别出来，以及可能的再亮。这两个特征是WZ Sge型星的共同特征。
2003-03-11 astro-ph
Quiescent observations of the WZ Sge type dwarf nova PQ Andromedae
我们得到了激变变星PQ_A在静止时的时间序列光谱。光谱显示了一个白矮星连续谱，在强的巴耳末吸收上叠加了窄的巴耳末发射。发射线具有强度随时间变化的蓝色和红色分量。对H $α$发射线的分析表明，在周期间隙之下有一个短的轨道周期。由于它缺乏吸积盘的特征，它的大而罕见的爆发，以及低于周期间隙的轨道周期，PQ And可能是一个类似于WZ Sge的低吸积率天体。此外，白矮星模型的拟合表明PQ And是一个很好的ZZ Cet候选星.
2004-10-20 astro-ph
Discovery of a WZ Sge-Type Dwarf Nova, SDSS J102146.44+234926.3: Unprecedented Infrared Activity during a Rebrightening Phase
几个SU UMa型矮新星，特别是WZ Sge型星，往往表现出超爆发后的再亮。再亮现象对于矮新星的盘不稳定性理论来说是有问题的，因为即使在超级爆发之后，它也需要盘中有大量的残余物质。在这里，我们报告了我们在新矮新星SDSS J102146.44+234926.3首次爆发期间的光学和红外观测。在爆发过程中，我们检测到的超级驼峰周期为0.056281 +/- 0.000015 d，这是典型的超级驼峰周期在WZ Sge星。结合一个长寿命的再亮的外观，我们得出结论，该对象是WZ Sge星的新成员。此外，我们的观测首次揭示了WZ Sge星再亮阶段的红外行为。我们发现了显著的红外超级峰。我们计算了红外超峰光源的色温为4600-6400 K。这些温度太低，无法用矮新星爆发期间出现的完全电离盘来解释。我们还发现了一个KS-带多余的热磁盘组件。这些前所未有的红外活动提供了证据，质量库存在于最外层的吸积盘。我们认为，在这个红外活动区的适度高的质量吸积率导致在SDSS J102146.44+234926.3中观察到的长寿命再亮。
2007-11-19 astro-ph
Outburst of a WZ Sge-type dwarf nova, AL Com in 2007
我们报告测光观测AL COM在其罕见的爆发在2007年。光变曲线让人想起了它过去在1995年和2001年的超级爆发，除了主超级爆发后的再亮阶段。在2007年的再亮阶段，我们发现了V=16.2-15.2之间的明显调制。在我们的时间序列观测中缺乏突出的超级驼峰，调制可以最自然地被解释为重复的短暂再亮，周期为1-2天。2007年的再亮特征与1995年和2001年不同。这表明WZ Sge星的再亮类型不依赖于天体的双星参数，而是依赖于每次爆发的质量吸积过程。
2008-01-31 astro-ph
V803 Centauri: Helium Dwarf Nova Mimicking a WZ Sge-Type Superoutburst
我们观测了氦矮新星V803 Cen的长期行为，阐明了至少存在两种不同的状态（77-d超循环状态和类静止状态），它们在1- 2年的时间尺度上交替出现。在2003年6月的明亮爆发期间，我们还进行了时间分辨CCD测光活动。突出的整体外观非常类似的WZ Sge的2001年爆发的后期阶段，由初始峰值阶段（超爆发平台），倾角，和振荡（再亮）状态。在初始峰值阶段，我们检测到周期为0.018686（4）d = 1614.5（4）s的大振幅超级峰型变化，在振荡阶段，我们检测到周期为0.018728（2）d = 1618.1（2）s的变化。我们认为前者更好地代表了该系统的超级峰周期，后者的周期性可能更好地解释为产生于晚期超级峰。V803 Cen爆发的整体图像类似于WZ Sge型爆发，但显然具有比富氢的WZ Sge型恒星更高的质量转移率。我们认为，这种行为可能是在维持氦盘的热状态的困难的结果，或极端的质量比所产生的极低的潮汐扭矩的影响。
2003-10-01 astro-ph
WZ Sge-Type Star V592 Herculis
我们观测了1998年V592 Her爆发的整个过程，它最初在1968年被报道为新星。我们已经能够构建一个完整的光变曲线的爆发，其特点是由一个快速的初始下降（0.98 mag/d），顺利发展成一个平台阶段，缓慢的线性下降。我们检测到的超级驼峰特征SU UMA型矮新星~7天后的光学最大值。光变曲线的整体行为和超级峰的发展是WZ Sge型矮新星的特征。结合以往的文献，我们已经能够唯一地确定超峰周期为0.05648（2）d。从这一时期，再加上现代的解释的绝对星等的爆发光变曲线，我们得出结论，V592 Her的整体图片是不矛盾的，与较低的主序二级恒星相比，以前的说法，V592 Her包含一个棕矮星。
2002-10-02 astro-ph
Discovery of The New WZ Sge Star, SDSS J080434.20+510349.2
我们提出的SDSS J080434.20+510349.2在其低状态和爆发期间的光度观测和光谱在爆发期间的结果。我们发现了这样的特点，作为一个长期的爆发，振幅可能不小于6米，罕见的爆发，11重亮，和一个短（0.059713（7）d）的超级驼峰周期。我们的结论是，这颗星属于WZ Sge型激变变星子类。光谱显示H和He的发射和吸收线叠加在蓝色连续谱上。我们还发现在超级爆发平台期的末期有8 - 9分钟的亮度变化，这可能与双星中白矮星的脉动有关。
2007-12-12 astro-ph
Is KT Mon a Classical Nova?
KT Mon在1942年被认为是一颗经典新星，基于它的光变曲线和光谱学。然而，我们注意到一颗新星在其最大值后不久的一个不寻常的特征：早期存在高激发发射线，如He II和N III。我们提出了以前被忽视的解释，KT Mon可以是WZ Sge型矮新星和X射线瞬变，虽然不寻常或经常性新星的可能性并没有完全排除。如果KT Mon是一颗WZ Sge型矮新星，则该系统预计会有一颗褐矮星。如果KT Mon是一个X射线瞬变，则该系统是最近的黑洞双星的良好候选者。据我们所知，观察到的特征似乎更有力地支持后一种可能性。在所有的可能性中，我们可以期待在不久的将来有意义地再次爆发。
2002-10-16 astro-ph
Early humps in WZ Sge stars
与双星轨道周期锁定的爆发光度峰仅在WZ Sge星爆发的早期阶段被观察到。这种“早峰”现象是极低质量比双星系统吸积盘中潮汐2：1共振的表现。“早期驼峰”可以通过2：1共振产生的潮汐耗散的双臂螺旋模式来理解，Lin和Papaloizou（1979）首先讨论了这一点。潮汐去除的角动量从磁盘爆发期间的矮新星，一个重要的功能，讨论了磁盘不稳定性模型的背景下。不同质量比系统的潮汐截断半径、3：1共振半径和2：1共振半径的排序自然导致矮新星系统按质量比分为三类。WZ Sge星是那些具有最低质量比的系统，因此具有“早期驼峰”的特征。
2001-12-14 astro-ph
A model for WZ Sge with "standard" values of alpha
我们提出了一个模型的矮新星WZ SGE不需要假设异常和无法解释的低值的粘度α-参数在异常长的静止状态，这个系统。我们建议，吸积盘的内部部分被破坏的磁场或蒸发，使光盘是稳定的（或非常接近于稳定）在静止，质量传递速率非常低，光盘可以坐在冷，较低的分支的热平衡曲线。爆发是由增强的质量转移引发的，这使得圆盘进入标准矮新星圆盘不稳定模型的不稳定状态。由此产生的爆发强烈地受到次级恒星辐射的影响。我们的模型很好地再现了爆发的重现时间和光变曲线的特征。
1997-01-22 astro-ph
Cyclic brightening in the short-period WZ Sge-type cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2
我们观测到一个新的激变变星（CV）SDSS J080434.20+510349.2，并研究了其光变曲线中发现的长期变化的起源。多经度时间分辨测光观测进行了分析，最近也发现在两个新发现的CV的不寻常的行为。SDSS J080434.20+510349.2的这项研究主要涉及对所观察到的双峰光变曲线的性质及其与静止期间发生的周期性增亮的关系的理解。观测是在2007年初获得的，当时该天体的亮度约为V~17.1，比爆发前的亮度高出0.4等。光变曲线显示出正弦变化，振幅约为0.07等，周期为42.48分钟，这是该系统轨道周期的一半。此外，我们还观测到该系统的两次“迷你爆发”，每次持续时间约为4天，最高可达0.6等。“小爆发”有一个对称的轮廓，并在大约32天内重复。随后对该系统的监测显示，这种“小爆发”具有类似的复发周期。根据SDSS J080434.20+510349.2的演化状态，讨论了双峰光变曲线和周期性增亮的成因。
2008-06-09 astro-ph
1998 Superoutburst of the Large-Amplitude SU UMa-Type Dwarf Nova WX Ceti
我们观测到了1998年11月的WX Cet超爆发，这是一颗最初被认为是WZ Sge类系统的矮新星。观测结果表明，WX Cet是一颗SU UMa型矮新星，其平均超级峰周期为0.05949（1）d，比报道的轨道周期长2.1%。在超级爆发的最早阶段缺乏早期的超级峰，通常的超级峰的快速发展，以及后期超级峰可能的快速衰变似乎支持WX Cet是一个相当正常的大振幅SU UMa型矮新星，而不是WZ Sge型矮新星，具有一些特殊性。然而，我们观测到了超峰的周期增长率为点（P）/P =（+8.5+/-1.0）× 10^-5，这是在SU UMa型矮新星中观测到的最大点（P）/P。在后超爆发阶段，观察到光的线性下降，速率为0.10 mag/d。这可能是超爆发终止后吸积盘内粘度衰减的一个例证，并提出了解释某些SU UMa型矮星新星超爆发后各种现象的机制。
2001-10-10 astro-ph
1993 Superoutburst of LL Andromedae
本文介绍了LL和1993年爆发期间的时间分辨CCD测光。观测结果表明存在周期为0.05697（3）d的超峰。这个周期是富氢矮新星中最小的周期之一。虽然LL And被认为是WZ Sge型矮新星，但我们的新分析表明，它的爆发幅度（~5等）和爆发持续时间（9+/-2天）比典型的WZ Sge型矮新星小得多。我们怀疑LL And的异常爆发性质可能是通过假设静止时存在一个“漏盘”来解释的，这一假设最初是为了解释原型WZ Sge型爆发而提出的。结合最近提出的轨道周期，发现分数超峰过剩为3.5（1）%，这对于这个短周期系统来说是非常大的。LL And可能是一个填补进化轨道空白的天体，最近有人提出用进化的质量供体来解释不寻常的超紧双星。
2003-10-22 astro-ph
Is evidence for enhanced mass transfer during dwarf-nova outbursts well substantiated?
讨论了SU UMa型矮新星的爆发机制。提出了两个相互竞争的模型：一个是被称为热潮汐不稳定性模型（TTI模型）的纯盘不稳定性模型，另一个是增强质量传递模型（EMT模型）。观测证据增强质量转移从二级恒星爆发期间严格审查。它表明，大多数证据增强传质没有得到很好的证实。Patterson等人（2002年）最近声称已经发现了2001年WZ Sge爆发期间增强质量转移的证据。我们表明，他们的证据可能是由于他们观察到的光变曲线的误解。我们的理论分析还表明，在爆发期间的照射不应该影响传质速率。改进的TTI模型提出，可以解释为什么超级驼峰出现几天后，在一些SU UMa星的超级爆发最大。我们提出了我们自己的解释的整体发展的2001年爆发的WZ Sge的TTI模型的基础上，不需要假设一个未经证实的增强传质。
2003-02-07 astro-ph
Photometry of the dwarf nova AW Sagittae during the 2006 November superoutburst
在2006年11月期间，使用CCD测光观测到矮新星AW Sge的爆发。这显示了0.25等的超级峰，确认它是一次超级爆发，可能是第二次确认这颗恒星的爆发。超级峰被观测了4天，稳定期Psh = 0.0745（2）d，这个值与2000年超级爆发期间测量的Psh一致。
2007-05-31 astro-ph
Photometric Observation and Numerical Simulation of Early Superhumps in BC UMa during the 2003 Superoutburst
2003年2月，我们对一颗SU UMa型矮新星BC UMa的超爆发进行了时间分辨测光观测。我们在爆发的头两天探测到早期的超级峰（或爆发轨道峰）。早期超峰的周期为0.06258（13）d，振幅为0.04 mag，在早期超峰阶段之后，出现了振幅为0.3 mag，周期为0.064466（16）d的普通超峰。超峰周期的变化率在整个超爆发过程中为正。超峰周期超过3%，我们得出的质量比为0.13。这是WZ Sge的两倍，表明BC UMa的早期超级峰的机制不是WZ Sge提出的2：1共振。我们模拟了早期超峰光变曲线，包括白矮星和吸积盘对吸积盘和次级恒星的辐照效应。当吸积盘上出现双臂螺旋时，可以再现早期观测到的超峰。根据AAVSO、VSOLJ和VSNET的长期观测资料，发现BC UMa存在最大震级为V~13的正常爆发和两种类型的超爆发：一种是持续时间短（约10天）、最大震级弱（V~12.5）的超爆发，另一种是持续时间长（约20天）、最大震级亮（V~11-11.5）的超爆发。BC Uma是第一个显示两种类型超级爆发的矮新星的例子。BC Uma的超级周期在600天到1000天之间。它比WZ Sge型矮新星短，比正常的SU UMa型恒星长。这一现象表明BC UMa是一颗介于WZ Sge和SU UMa之间的中间型矮新星。
2006-11-16 astro-ph
Chandra Observations of WZ Sge in Superoutburst
我们提出了七个独立的钱德拉观测2001年的WZ Sge超爆发。高能爆发主要是强烈的EUV发射线，我们解释为边界层发射散射到我们的视线在吸积盘风。直接的边界层发射被隐藏起来，可能是由吸积盘。在极紫外波段探测到了爆发轨道峰（OOH），但没有探测到共同的超峰，表明前者是几何机制，后者是耗散机制。在爆发过程中探测到的X射线与边界层发射不一致，我们认为在爆发的矮新星中一定存在第二个X射线源。
2004-12-07 astro-ph
Newly arising problems in the research of SU UMa-type dwarf novae from VSNET collaborations
我们基于VSNET合作的可变对象研究在理解许多现象的本质方面取得了很大进展。反而出现了很多问题。其中，我们评述了SU UMa型矮新星研究中出现的三个新问题：1）EI Psc和V485 Cen作为激变变星是如何演化的？2)早期超峰是WZ Sge型矮新星的特殊现象吗？什么参数决定了超级峰周期的变化？
2006-05-10 astro-ph
The dwarf nova RZ Leonis : photometric period, "anti-humps" and normal alpha disk
我们目前的结果差示光度计的矮新星RZ狮子座跨越11年的基线。光变曲线最显著的特征是一个振幅可变的非相干周期峰。季节性时间序列分析得出的光度周期为0.0756（12）d。此外，还观察到月尺度平均震级的低幅波动。我们发现，驼峰的振幅与恒星的平均星等是反相关的，当系统非常微弱时，驼峰的振幅变成“负”（即吸收特征或“反驼峰”）。还观察到次级驼峰和“反驼峰”。从“反驼峰”到完全发育的驼峰的转变发生在70天的时间尺度上。我们认为这是吸积盘对传质速率增加的快速响应。在这种情况下，我们推导出一个粘度参数α ~ 0.08，即远远大于通常声称的WZ Sge类星。我们注意到，狮子座RZ的次级星接近于一颗主序星红矮星，而不是像其他长周期SU Uma星如WZ Sge和V592 Her那样的类棕矮星，我们的结果表明，大振幅长周期矮新星不一定对应于同一演化阶段的天体。
1999-10-21 astro-ph
On the Origin of Early Superhumps in WZ Sge-Type Stars
早期超峰是仅在WZ Sge型爆发的早期阶段出现的双波周期调制，其起源尚未得到很好的理解。基于最近在多普勒断层图像上发现的与早期超级驼峰有关的双臂拱形图案，我们提出了对早期超级驼峰起源的新解释，继Smak（2001）和Ogilvie（2001）对IP Peg中看到的双臂图案的新解释之后。如果我们考虑由垂直潮汐形变引起的吸积盘的隆起表面的辐照，我们可以一致地同时解释在多普勒层析图和光度波上观察到的特征。我们解释说，低质量比（q）和低质量转移率的组合，必要的引起这些潮汐效应，区分WZ Sge型恒星从其他SU UMa型矮新星。根据最近的流体计算，这种效应在高q系统中是可以观察到的。我们解释说，RZ狮子座是这样的对象的一个例子。
2002-01-15 astro-ph
Dwarf Novae at Low Mass Transfer Rates
我们表明，如果在静止的矮新星系统的吸积盘的内部区域被删除的磁中断或蒸发的虹吸流，其余的光盘是全球稳定的质量传递速率$\lta 10^{15}$ g S $^{-1}$。这意味着这些系统中的（超级）爆发必须由来自伴星的增强的质量传递触发。我们认为，缺乏正常的爆发WZ Sge的结果，只有从其低的质量传递速率，在其光盘的粘度不必是几个数量级低于其他静止的矮新星。
1995-09-01 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
Photometric Studies of New Southern SU UMa-type dwarf novae, FL Triangulum Australe and CTCV J0549-4921
本文报道了新发现的SU UMa型矮新星FL TrA和CTCV J 0549 -4921的时间分辨光学CCD测光。在2006年8月的爆发，我们检测到的超峰与FL TrA的周期为0.59897（11）天，澄清SU UMA系统的性质。在我们对FL TrA进行观测的第一个晚上，该物体没有显示出超级驼峰。这意味着超级驼峰的完全发展需要几天的时间。FL TrA的超峰周期变化图与一些WZ Sge星和短周期SU UMa型星的观测结果相似。这表明该系统与具有短轨道周期的WZ Sge星和SU Uma星密切相关。对于CTCV J 0549 -4921，平均超峰周期的候选值分别为0.083249（10）天和0.084257（8）天。由于缺乏观测，我们无法确定真正的超级峰周期，但后者是有利的。使用ASAS-3存档，结果表明该系统在过去6年中只显示了4次爆发。CTCV J 0549 -4921的爆发幅度相对较小，约为4.5 mag. One可能性是质量蒸发可能在平静期间发挥作用。
2008-04-19 astro-ph
Dwarf Novae with Newly Determined Parallaxes: Model Analyses of VY Aquari, RU Pegasi, and T Leonis
使用新确定的矮新星的爆发，我们推导出的VY Aqr，RU Peg和T狮子座和T狮子座在平静期间的爆发吸积率。两个短周期的矮新星，VY Aqr和T狮子座，表现出良好的协议，光学厚的稳态吸积盘的爆发，而RU Peg显示出显着偏离稳态盘。我们已经确定，白矮星T狮子座有T $_{eff} = 16,000 \pm 1000$ K，一个值符合长期压缩加热时，引力波排放驱动质量转移。狮子座T中的白矮星的温度与其他WZ Sge类矮星新星的温度范围相同。
2004-08-18 astro-ph
Superhump periods in the UGSU-type dwarf nova SDSSp J082409.73+493124.4
我们目前的观测和分析的第一次报告的超爆发的矮新星SDSSp J082409.73+493124.4在2007年2月/3月。从观测到的最大星等15.4C开始，它以0.09等/日的速度下降了7天，又在16等附近变平了5天，然后迅速回到19.4等的平静状态。爆发后期光变曲线的平坦化与超级峰的再生长无关。在最初的5天里，我们观测到了周期为0.06954（5）d的普通超级峰，从而确认了它是UGSU型矮新星的分类。随后是一个相变到晚期的超峰，周期为0.06921（6）d。我们在0.0687（6）d处发现了一个小而持久的信号，我们将其解释为轨道周期。
2007-07-12 astro-ph
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J122740.83+513925.9
在2007年6月期间，第一次确认的食矮新星SDSS J122740.83+513925.9的超爆发被使用CCD测光观测到。爆发幅度至少为4.7级。根据31次观测到的日食，轨道周期为0.06296（5）d。时间序列测光也发现了周期为0.0653（3）d的超级峰，从而确定它是一个UGSU型系统。超峰周期超出为3.7%，超峰的最大峰间振幅为0.35等。日食持续时间从爆发高峰时的23分钟下降到接近尾声时的12分钟。日食的深度与轨道周期和超级峰周期之间的拍频周期相关。
2007-11-14 astro-ph
SDSS J210014.12+004446.0: A New Dwarf Nova with Quiescent Superhumps?
我们报告了斯隆数字巡天激变变星SDSS J210014.12+004446.0（以下简称SDSS J2100）的后续观测。我们获得了测光和光谱在爆发和静止状态，提供了第一个静态光谱的这个来源。在这两种状态下，非正弦光度调制都很明显，暗示着超级驼峰，将SDSS J2100置于矮新星的SU UMa子类中。爆发期和平静期的周期相差很大，分别为2.099 ± 0.002小时和1.96 ± 0.02小时。我们的相位分辨光谱在爆发期间产生了约2小时的轨道周期的估计，符合测光。在静止期出现短周期调制是不寻常的，但不是唯一的。另一个非典型的特征是巴耳末发射线在静止时相对较弱。总的来说，我们发现SDSS J2100和研究充分的超级驼峰激变变星V503天鹅座之间有着密切的相似性。通过类比，我们认为，静态调制是由于一个倾斜的吸积盘-产生负的超级驼峰-和调制爆发是由于正的超级驼峰从一个椭圆盘的进动。
2005-01-11 astro-ph
SDSS J162718.39+120435.0 - a dwarf nova in the period gap
SDSS J162718.39 + 120435.0根据斯隆数字巡天提供的光谱观测被怀疑是一颗矮新星。在2008年爆发期间进行的测光，这是该物体有史以来第一次被探测到并实时跟踪的爆发，表明爆发最大达到14.6等，振幅为4.6等，持续了至少18天。发现了振幅高达0.4等的普通超级驼峰，确认它是SU UMa家族的成员。最初的超峰周期Psh为0.10993（7）天（2.638小时），但在爆发后，它随后降低到Psh = 0.10890（9）天（2.614小时）。周期变化对应于爆发平台期的结束。根据两个Psh值估计的轨道周期Porb在0.1026 d和0.1016 d之间，这使得SDSS 1627在激变变星的轨道周期分布中位于周期间隔的中心附近。
2008-12-06 astro-ph
The Nature of V359 Centauri Revealed: New Long-Period SU UMa-Type Dwarf Nova
我们在1999年至2002年期间探测到了V359 Cen（可能是1939年发现的新星）的四次爆发。对1999年和2002年两次爆发的时间分辨CCD测光结果表明，V359 Cen实际上是一颗长周期SU UMa型矮新星，其平均超峰周期为0.08092（1）d。我们确定其超循环长度为307-397 d。这个超级驼峰时期的可靠鉴定排除了之前假设的可能性，即V359 Cen可能与WZ Sge型系统有关，该系统具有长期持续的晚期超级驼峰。然而，V359 Cen的突出特征是相当不寻常的，因为它的正常突出发生率很低。
2002-09-01 astro-ph
Phase-resolved spectroscopy of the helium dwarf nova 'SN 2003aw' in quiescence
对V=20.5的超紧凑型氦矮星新星SN 2003 aw的高时间分辨率光谱观测显示，它的轨道周期为2027.8 +/- 0.5秒或33.80分钟。加上测光的“超级峰”周期为2041.5 +/- 0.5秒，这意味着质量比q为0.036。我们比较了SN 2003 aw和SDSS J124058.03-015919.2的平均光谱和时间分辨光谱。两者都显示了DB白矮星光谱加上光学薄，氦为主的吸积盘。'SN 2003 aw'通过其强钙H & K发射线将其与SDSS源区分开来，这表明重金属的丰度高于SDSS源。在SDSS源中观察到的硅和铁发射线大约是SN 2003 aw的两倍。在SDSS源中看到的奇特的“双亮点”吸积盘特征也存在于“SN 2003 aw”的时间分辨光谱中，尽管要弱得多。
2005-10-27 astro-ph
The Peculiar 2004 Superoutburst in the Helium Dwarf Nova, 2003aw
我们在2004年5月至6月对氦矮星新星2003 aw进行了时间分辨测光活动。2003 aw在这次活动的最初几天停留在14.7- 15.7等，这是这次超级爆发的平台阶段。这个变星然后迅速衰减到$\sim$ 18.0等，仍然比它的平静星等亮约2等，并保持这个亮度约20天，有$\sim$ 2等的短耀斑，随后是一个长的衰落尾。我们在平台期探测到周期为0.02357（4）d [= 2036（3）s]的超级峰。2003 aw超爆发的整个光变曲线，考虑到目前的数据和文献中的数据，完全类似于1996-1997年的独特的WZ Sge型富氢矮新星，EG Cnc的超爆发。
2004-09-27 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations: New Results
新的和存档的观测表明，在18 - 40秒的范围内，偶尔会出现光学矮新星振荡（DNOs）。在爆发的末期，极紫外线几乎下降到零，我们认为这是由于推进作用造成的。DNO在此阶段之后返回到较短的时间段，但非常不连贯。DNO显示出由准周期振荡（QPO）进行的一些调制，这些准周期振荡也偶尔出现在光变曲线中。我们将QPO解释为内盘中的一个非线性行波，它掩盖和/或重新处理来自中心区域的辐射。将该模型应用于OY Car和WZ Sge的观测。
2001-09-22 astro-ph
A Newly Discovered SU UMa-Type Dwarf Nova, HS 1449+6415
我们报告汉堡类星体巡天选择矮新星HS 1449+6415（= RX J1450.5+6403）的时间分辨测光观测期间从JD 2451672至2451724。在一次持续约12天的长爆发中，我们探测到了周期为0.0601（5）d的超级峰，表明这颗恒星是一颗SU Uma星。超爆发发生后约40天，发现了一个持续3天的短爆发。根据静止观测，我们确定了它的轨道周期为0.05898（2）d。HS 1449+6415的小爆发幅度（3.5等）、短的轨道周期和正常的爆发周期长度表明它是一个介于高质量转移率的ER Uma星和低质量转移率的WZ Sge星之间的中间天体。
2000-08-21 astro-ph
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables -- VI. Spin rates, propellering, and coherence
我们研究发表的观测矮新星振荡（DNOs）的爆发的上升和下降，并表明它们的变化率是在合理的协议与预测的磁吸积模型。我们发现在几个矮新星爆发的后期阶段推进的证据，如EUVE通量的减少和DNO周期的快速增加所示。在TY PsA中观察到的DNO的再分析，其中有特别大的振幅，表明在后期下降的明显损失的相干性更好地描述为两个附近的周期之间的定期切换。部分原因是这一点以及某些系统中的快速减速使得DNO更难被检测到。我们认为，28.95秒的周期性WZ Sge，这一直是一个谜，是由加热区域的光盘，只是超出了共转半径，这是一个后果的主要和气体之间的磁耦合吸积盘。这导致了一个可能的新的解释“较长的周期DNOs”（lpDNOs）通常观察到矮新星和新星样变量。
2007-10-26 astro-ph
The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip?
SDSS J080434.20+510349.2是WZ型双星，在2006年显示出罕见的爆发（Pavlenko等人，2007年）。在爆发后期的长尾期间，双星的轨道光调制表现为双峰或四峰轮廓。轨道光变曲线的幅度随着平均亮度的降低而减小，快爆发衰退期的光变曲线比慢爆发衰退期的光变曲线快$\sim$ 10倍。无论是在爆发前的1 - 1.5个月，还是在2006年爆发后的1.5 - 2个月，都没有探测到白矮星脉动。然而，在爆发后约8个月，克里米亚天体物理观测站的2.6米沙金镜望远镜首次在V波段检测到周期为12.6分钟、平均振幅为0.05 ^m的强非径向脉动。在2006 - 2008年两年的脉动的演变被认为是。我们认为脉动最早出现在冷却的白矮星（爆发后）进入不稳定带时，尽管也不能排除在某些情况下暂时缺乏脉动的可能性。
2008-12-03 astro-ph
WZ Sge: FUSE Spectroscopy of the 2001 Outburst
短周期激变变星WZ Sge在2001年7月经历了23年来的第一次矮新星爆发。这里我们描述905-1187 Ang。远紫外光谱探测器（FUSE）在爆发期间和爆发后的头几个月内获得的光谱。第一个光谱，获得约7天后爆发开始和6.4天过去的光学最大值，是占主导地位的广泛（50-60昂。EW）的功能，由于O VI和其特点是从一个高度倾斜的磁盘调制的影响，高度电离风的排放。WZ Sge在后来的观测中变得更暗（从光学极大值后约45天开始），在远紫外线下变得越来越“红”。光谱的形状越来越类似于富含金属的白矮星光球的预期，尽管似乎至少在第二次FUSE观测中，当可见光曲线显示系统正在经历再亮事件时，一些盘的贡献仍然存在。在9月29日和11月初观测到的吸收线是窄的，宽度（FWHM）为0.7-1.3 Ang，当时可见光曲线相当稳定地向静止方向下降。（200-400 km/s）。对这些光谱最自然的解释是，连续谱来自于一个相对巨大、缓慢旋转的白矮星，而这些谱线是由大气中的金属和沿着视线到白矮星的吸收物质的组合产生的。如果白矮星的log{g}= 8.5，那么白矮星的温度从9月29日的25，000 K降到11月初的23，000 K。
2003-03-24 astro-ph
The 2003/2004 superoutburst of SDSS J013701.06-091234.9
本文报道了2003年12月至2004年1月发生的SU UMa型矮新星SDSS J013701.06-091234.9超爆发的时间分辨测光。得到的光变曲线明确地显示出周期为0.056686（12）d的超级峰，这是迄今观测到的SU UMa型矮新星中最短的超级峰周期之一。考虑到静态测光研究，我们估计分数超峰过剩为0.024。Szkody等人（2003年）的光谱观测提供了TiO带的证据，尽管轨道周期很短，这意味着该系统有一颗发光的二级恒星。我们利用2 MASS档案绘制了一颗SU UMa型矮新星在静止期的色-色图，揭示了该恒星在色-色图中的位置偏离了总的趋势。利用经验周期-绝对星等关系和自行，我们粗略估计到该系统的距离为300 ${\pm}$ 80 pc。
2005-10-27 astro-ph
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables, and a Comparison with X-Ray Binaries
本文比较了激变变星和X射线双星中快速振荡的一些性质。除了早先认识到这两种类型具有相同的高频和低频准周期振荡之间的相关性，我们现在已经发现，矮新星VW Hyi在其爆发的后期阶段显示出在某些中子星和黑洞X射线双星中看到的1：2：3谐波振荡。我们指出，矮新星WZ Sge的行为有一些相似之处的吸积毫秒双星。
2004-09-01 astro-ph
Photometric study of new southern SU UMa-type dwarf novae and candidates: V877 Ara, KK Tel and PU CMa
我们对三颗矮新星V877 Ara、KK Tel和PU CMa进行了测光观测。我们在V877 Ara和KK Tel中发现了无可争议的超级峰，其平均周期分别为0.08411（2）d和0.08808（3）d。V877 Ara和KK Tel都被确认为长周期SU UMa型矮新星。在V877 Ara中，我们发现超级峰周期大幅缩短（点（P）/P = -14.5 +/- 2.1 x 10^（-5））。有证据表明，KK Tel的周期以类似或更特殊的速度下降。再加上过去的研究的超级驼峰周期的变化，这些发现表明，以前被忽视的多样性的现象是存在于长周期SU UMa型矮新星。目前发现的长周期SU UMa型系统的多样性将成为全面理解矮新星现象的又一步。PU CMa被证明是SU UMA型矮新星的一个很好的候选者。我们研究了这些矮新星的爆发特性，并推导出特征爆发复发时间。结合最近发表的PU CMa轨道周期的测量结果，我们认为PU CMa是第一个填补极端WZ Sge型和ER UMa型恒星之间空白的天体。
2002-10-31 astro-ph
Magnetically moderated outbursts of WZ Sagittae
我们认为，WZ Sge吸积盘的粘性参数的静态值可能为alpha_{cold} ~0.01，与其它矮新星的alpha_{cold}的估计值一致。假设WZ Sge中的白矮星是磁性的，我们表明，在静止状态下，靠近白矮星的物质可以被推进到更大的半径，耗尽内部的吸积盘。因此，螺旋桨具有稳定内盘并允许外盘积聚质量的作用。WZ Sge的爆发，然后调节（磁性决定）的外盘的表面密度在半径接近潮汐极限的演变。数值模型证实，复发时间可以显着延长，以这种方式。由于外盘半径被迫超过潮汐（3：1共振）半径，因此预计爆发是超级爆发。大，静止的磁盘预计是巨大的，并能够提供观测到的质量吸积率在爆发。我们预测，白矮星自旋的长期演化将包括一个长周期的自旋上升和自旋下降阶段。
2006-11-07 astro-ph
Cataclysmic and Close Binaries in Star Clusters. V. Erupting Dwarf Novae, Faint Blue Stars, X-ray sources, and the Classical Nova in the Core of M80
长期以来，人们一直预测在球状星团中存在大量激变变星（CV），但在球状星团中已知的绝对确定的星团CV数量仍然少于10个。HST和钱德拉观测者最近在几个人口稠密的球状星团中发现了几十个灾变变星候选者。这些候选人的确认和表征是极其困难的，因此确定明确的简历仍然很重要。我们已经搜索了致密球状星团M80的所有档案HST图像，以寻找爆发的矮新星（DN），并检查十年前首次发现的两个非常蓝色的物体的爆发行为。在8个搜索纪元中发现了两个新的爆发矮新星，使M80成为爆发DN的记录保持者。M80中静止的经典新星在几分钟到几年的时间尺度上变化不超过十分之几个星等，而一个类似的暗淡的蓝色物体也有类似的变化。模拟和完全性检验表明，M80中最多有3个类SS Cyg的爆发型DN和9个类U Gem的DN。要么这个非常密集的星团包含的CV比理论预测的少一个数量级，要么大多数M80 CV都非常微弱和/或像WZ Sge一样很少喷发。我们已经探测到了一个由54个天体组成的序列，它们与主序星平行，并且在主序星的蓝色方向上有十分之几个星等，这些蓝色天体比主序星更加集中，但不像蓝色离散星那样集中。我们认为这些天体是白矮星-红矮星双星，有些是M80的暗CV星群。
2005-08-18 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: II. A Low Inertia Magnetic Accretor Model
在激变变星（CV）中观察到的矮新星振荡被解释在一个低惯性吸积模型的背景下，在该模型中，吸积到白矮星的赤道带上导致该带改变其角速度。快速减速阶段归因于推进。证据表明，临时驱逐，而不是吸积的气体发生在这一阶段的EUV通量的大幅下降。我们发现，QPO最有可能是由垂直增厚的磁盘，移动作为一个行波的磁盘的内边缘附近。这交替地遮蔽和“反射”来自中心源的辐射，并且即使在非常低的倾斜系统中也是可见的。提出了一种可能的励磁机制，即由磁场线的缠绕和重连引起的。我们应用该模型，推导出主要从大众Hyi观测，重新解释SS Cyg，OY Car，UX UMa，V2051 Oph，V436 Cen和WZ Sge的观测。在最后的这些，我们证明了存在的742秒周期的光变曲线，所产生的模糊的行波，因此表明，两个主要的振荡是一个DNO和它的再处理的同伴。
2002-04-29 astro-ph
Observations of the cataclysmic variable SDSS J081321.91+452809.4
我们在2008年4月对SDSS J081321.91+452809.4的首次爆发的观测表明，这个激变变星是一颗矮新星。爆发的振幅至少为3.1等，爆发似乎相当短暂，大约3天，快速下降到0.73等/天的平静。
2008-12-12 astro-ph
Observations of the first confirmed superoutburst of SDSS J080434.20+510349.2 in 2006 March
在2006年3月期间，首次确认的矮新星SDSS J080434.20+510349.2的超爆发是使用未过滤的CCD测光观测到的。时间序列测光显示超级驼峰的周期为0.0597 +/- 0.0011 d，振幅为0.2等，从而独立建立了它的UGSU分类。在从13.1的峰值震级下降后，至少观察到两次再亮事件。证据是一致的明星是UGWZ子类的成员。
2007-05-31 astro-ph
SDSS J161033.64-010223.3: A second Cataclysmic Variable with a Non-radially Pulsating Primary
我们从斯隆数字巡天激变变星候选者SDSS J161033.64-010223.3的高速测光中发现，它有一个双峰调制，可能是轨道的，周期为80.52分钟，并显示出强烈的ZZ Cet型脉动。最大振幅振荡的周期接近607、345、304和221 s。我们发现，某些振荡的振幅在小时的时间尺度上变化，这表明存在分裂约为1 d^-1的未分辨多重态。这是第二颗被发现有非径向脉动的白矮星主星的矮新星。
2003-11-04 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
White Dwarf Heating and Subsequent Cooling in Dwarf Nova Outbursts
我们遵循随时间变化的热演化的白矮星（WD）经历突然吸积在矮新星爆发，使用模拟和分析估计。爆发后的光变曲线清楚地分为早期时，WD流量高，后期时，流量接近静止水平。这两个制度之间的休息，发生在一个时间的顺序的爆发持续时间，对应于热扩散波到达的基础上的新鲜吸积层。我们的主要结果是，在爆发后很长一段时间，关于静止通量的分数通量扰动随时间按幂律衰减（而{ \it not}按指数衰减）。我们使用这个结果来构建一个简单的拟合公式，产生估计的静态通量和吸积柱，即总吸积质量除以WD表面积。WD的质量并不很好地限制了后期光变曲线单独，但它可以推断，如果吸积质量是已知的观测。我们比较我们的工作与充分研究的爆发WZ Sge，发现冷却是很好地描述了我们的模型，给出了一个有效的温度$T_{\rm eff}=14,500 {\rm K}$和吸积柱$Δy\approx10^6 {\rm g cm^{-2}}$，在协议与Godon等人的建模。为了调和这个吸积柱与吸积质量推断的热吸积光度，一个大WD质量$\gtrsim1.1M_\odot$是必要的。我们的幂律结果是一个有价值的工具，使快速估计的突出属性。我们表明，拟合晚时间光变曲线与此公式产生的预测列内的20%，估计从我们的完整的数值计算。
2005-03-30 astro-ph
The Recently-Discovered Dwarf Nova System ASAS J002511+1217.2: A New WZ Sagittae Star
激变变星ASAS J 002511 +1217.2于2004年9月在爆发时被全天空自动巡天发现，并在随后的两个月里受到AAVSO观测员的密切监测。光度学和光谱学都表明这是一个非常短周期的系统。在ASAS探测后的5到18天，在超级爆发期间，出现了周期为0.05687 +/- 0.00001天（1-sigma）的明确定义的超级驼峰。我们观察到一个变化的超级驼峰轮廓类似的过渡到“晚超级驼峰”在其他短周期系统中观察到的;超级驼峰周期似乎略有增加一段时间，然后返回到原来的值，与由此产生的超级驼峰相位偏移约半个周期。我们检测到的变化与0.05666 +/- 0.00003天（1-西格玛）在主爆发和单回波爆发结束之间的四天的静止阶段。在回波及其快速下降期间，具有原始超级峰周期的弱变化再次出现。在探测后近30天进行的时间分辨光谱学，以及在下降过程中产生的轨道周期测量值为82 +/- 5分钟。窄和宽的成分都存在于发射线光谱中，表明存在多个发射区域。观测证据的权重表明，ASAS J 002511 +1217.2是WZ Sge型矮新星，我们讨论了这个系统如何适合WZ分类方案。
2006-01-15 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
SDSS J0926+3624, the first eclipsing AM CVn star, as seen by ULTRACAM
本文给出了利用WHT高速CCD相机ULTRACAM观测到的第一颗食AM CVn星SDSS J 0926 +3624的光变曲线。我们不同寻常地发现，吸积中的白矮星只被它的伴星部分地遮蔽。除此之外，该系统还显示了食矮新星所显示的经典日食形态，即白矮星和吸积盘的日食，随后是质量转移流撞击盘的亮点。我们能够很好地拟合这一点，发现吸积体和施主的质量分别为M1 = 0.84 +/- 0.05 Msun和M2 = 0.029 +/- 0.02 Msun。供体的质量显著高于其零温度值，并且其必须具有显著的热含量。
2006-10-13 astro-ph
Modeling the Heating and Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
FUSE和HST/STIS光谱的矮新星WZ Sge，获得期间和之后的早期超级爆发的2001年7月超过20个月的时间跨度，监测变化的组成部分的系统在其不同的阶段。对数据的合成光谱拟合表明，对大约12，000 K的爆发的反应是冷却，从大约28，000 K下降到大约16，000 K。冷却时间尺度τ（白矮星温度过剩）在冷却期的早期大约为100天，在爆发后的第二年年底增加到大约850天。在目前的工作中，我们数值模拟的吸积加热和随后的冷却的白矮星在WZ Sge。最好的压缩加热模型拟合一个1.2 Msun的白矮星以9.E-9 Msun/年的速度吸积52天。然而，如果假设一个较低的质量吸积率或一个较低的白矮星质量，那么压缩加热单独不能解释观测到的温度下降，和其他加热源必须包括增加模型的温度到观测值。我们定量地检查边界层辐射作为这样一个额外的源的效果。
2003-10-30 astro-ph
HST/STIS Spectroscopy and Modeling of the Long Term Cooling of WZ Sagittae following the July 2001 Outburst
我们提出了最后的HST/STIS E140 M FUV光谱（1150- 1725 A）的矮新星（DN）WZ Sge，在2004年7月，3年后的早期超爆发的2001年7月。单个白矮星（WD）的合成光谱拟合（log{g}=8.5）的数据表明，WD有一个温度T~ 15,000 K，约1500 K以上的静止温度，它仍然显示出爆发的影响。考虑到温度估计的早期阶段的冷却，我们模型的WZ SGE的冷却曲线，在3年的时间内，使用恒星演化代码，包括吸积和压缩加热的影响。假设压缩加热是冷却阶段释放能量的唯一来源，我们发现：（1）白矮星的质量一定很大（~1.0 Msun）;（2）质量吸积率的时间平均值（超过52天的爆发）必须达到1.E-8 Msun/yr或更大。来自这些压缩加热模型的爆发质量吸积率大于从光学观测和FUV光谱拟合估计的速率高达一个数量级。这意味着在冷却阶段，WD释放的能量不仅仅是由于压缩加热。
2006-02-07 astro-ph
