Superhumps and Repetitive Rebrightenings of the WZ Sge-Type Dwarf Nova, EG Cancri
我们报告了1996-1997年WZ Sge型矮新星EG Cnc（Huruhata变星，另见http：//www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/DNe/egcnc.html）在其超爆发期间的时间分辨光度观测。EG Cnc在主超爆发之后，伴随着典型的WZ Sge型矮新星的超级峰的发展，表现出一系列的六个主要的再亮。在这些再亮和随后的长衰落的尾巴，EG Cnc持续显示超级驼峰具有一个周期等于超级驼峰期间观察到的主要超级爆发。持续的超峰有一个恒定的超峰通量相对于再增亮阶段。这些发现表明，在再亮阶段观察到的超级驼峰和衰落的尾巴是一个“残余”的通常的超级驼峰，而不是新触发的再亮。通过与1977年爆发的这个对象和爆发的其他WZ Sge型矮新星的比较，我们提出了一个活动序列的WZ Sge型超爆发，其中目前的爆发EG Cnc之间的一个单一的再亮事件和不同的爆发分开的倾角。WZ型Sge型矮新星的超爆发后行为可以通过外吸积盘中冷却锋后存在大量的残余物质来理解，即使在主超爆发之后也是如此。我们认为WZ Sge型双星在极端质量比下的弱潮汐效应导致的热态过早猝灭是其残余质量的来源。
2003-10-15 astro-ph
Superhumps of CC Cancri Revisited
我们观测到了2001年11月CC Cnc的超级爆发。这一观测首次详细报道了该天体的超级爆发。最佳的平均超级峰周期为0.075518 +/- 0.000018 d，比轨道周期长2.7%。这个分数超峰过剩是一个非常典型的正常SU UMa型矮新星的值，排除了之前提出的CC Cnc可能有一个非常大的分数超峰过剩的可能性。在超爆发平台期，该天体的超峰周期在dot（P）/P = -10.2（1.3）x 10^（-5）处减小，这是所有SU UMa型矮新星中已知的最大负周期导数之一。
2002-09-17 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). TT Bootis - superhump period change pattern confirmed
我们报告广泛的多站测光TT布在2004年6月的超级爆发。超爆发的振幅约为5.5等，其长度超过22天。这颗恒星在超级爆发的第9天左右开始出现小的重新变亮。在整个亮态期间，我们观察到清晰的超级峰，振幅从0.07到0.26等，平均周期为Psh = 0.0779589（47）天（112.261 +/- 0.007分钟）。周期不是恒定的，在超爆发的开始和结束时减小，而在中期增加。我们认为，复杂的形状的O-C图是由真正的周期变化，而不是相移。结合1989年和2004年的两次超级爆发的数据，我们可以追踪晚期超级峰的诞生，我们得出结论，这是一个相当快的过程，持续约一天。
2004-08-04 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
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
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD Photometry of V419 Lyr in its 2006 July Superoutburst
我们报告广泛的测光的矮新星V419天琴座整个2006年7月的超级爆发，直到平静。该超爆发的振幅约为3.5级，持续时间至少为15天，其特征是存在明显的超级峰，平均周期为Psh=0.089985（58）天（129.58 ± 0.08 min）。根据Stolz-Schoembs关系式，这表明双星的轨道周期应该在0.086天左右，即在周期间隔内。在超爆发期间，超峰周期以dotP/Psh=-24.8（2.2）*10^-5的速率减小，这是SU UMa系统中观测到的最高值之一。在平台期结束时，超级峰期稳定在0.08983（8）天。超峰振幅从超爆发开始时的0.3等下降到其结束时的0.1等。在V419 Lyr的情况下，我们没有观察到明显的次级驼峰，这似乎是长周期系统的典型特征。
2007-10-04 astro-ph
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
Superoutbursts, superhumps and the tidal-thermal instability model
我们在Hameury等（1998）提出并经Buat-Menard等（2001）修正的盘不稳定模型中，包括了由3：1共振引起的潮汐不稳定。我们证实了Osaki（1989）的早期结果，即潮汐不稳定性可以解释SU UMa光变曲线。我们发现，在超低质量比的系统，如ER Uma星和WZ Sge星，超爆发结束时，光盘仍然是偏心的，如Hellier（2001）提出的。然而，由于一旦冷却波开始，盘迅速收缩，离心率应该在超级爆发结束后不久停止。这一结果不同意Hellier的建议，即在TTI模型中解耦热不稳定性和潮汐不稳定性可以解释超低质量比系统中的晚期超峰和回波爆发。相反，我们建议ER UMa短超循环可以通过类似于SS Cyg中发生的窄和宽爆发的交替来解释，或者通过辐照效应来解释（Hameury等人，2000）。在这两种情况下，我们预测超级驼峰应该是永久性的，这是由观测所建议的（Gao et al. 1999）。我们还可以重现光变曲线类似的EG Cnc，改变的TTI模型中的传质速率，包括照射和存在的内孔中的光盘。
2002-02-26 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
Simulations of superhumps and superoutbursts
利用二维SPH程序数值研究了密近双星吸积盘的潮汐不稳定性。我们发现潮汐不稳定偏心圆盘的进动率不仅取决于质量比q。虽然（旋）盘进动率随潮汐位的强度而增大，但它也随剪切粘度而增大。增加圆盘温度对旋进速率有逆向影响。我们发现，运动相对于二进制潜在的结果在超级驼峰，周期性的光度变化的外部到达的偏心盘。亮度调制的性质和位置是剪切粘度nu的函数。光变曲线最相似的观测得到的nu值适合于矮新星爆发。我们研究了超爆发的热潮汐不稳定性模型。一个矮新星爆发是通过瞬时增加nu来模拟的，这会导致圆盘的快速径向膨胀。如果圆盘遇到3：1偏心的内林德布拉德共振，并变得潮汐不稳定，那么潮汐力矩在从圆盘去除角动量方面变得更加有效。然后圆盘收缩，通过圆盘的质量通量增加。由此产生的光盘光度增加被认为是一致的超爆发的过度光度。
1997-10-22 astro-ph
A model of superoutbursts in binaries of SU UMa type
提出了一种解释SU UMa型双星超爆发的新机制。在这个机制的框架内的吸积率增加导致的superburst与形成的螺旋波的一个新的“岁差”类型的内部气体动力学未扰动部分的吸积盘。这种波存在的可能性在我们以前的工作中提出（astro-ph/0403053）。“旋进”螺旋波的特征可以解释爆发期间的能量释放及其所有观测表现。SU Uma型恒星的超级爆发的显著特征是在光变曲线上出现超级峰。该模型很好地再现了超峰的形成及其观测特征，如周期比轨道周期长3-7%，以及无论双星倾角如何都能探测到超峰。
2004-03-02 astro-ph
A `superoutburst' in XTE J1118+480
我建议在2000年的X射线瞬变XTE J1118+480中观察到的两次爆发的性质类似于SU Uma星的超爆发。在这些系统中，一个“正常”爆发紧接在一个5-10倍长的（“超级”）爆发之前。XTE J1118+480爆发的光学光变曲线与某些SU UMa恒星（如UV Per和T Leo）的光学光变曲线非常相似，前者的爆发与超级爆发不同，但时间尺度相差约15倍。XTE J1118+480的第一次爆发相对较短（约1个月），而第二次爆发则长约5倍。在第二次爆发期间，我们看到了超级爆发的特征--超级峰。两次爆发之间大约一个月的间隔在X射线中相对于光学来说更长，这是以前没有认识到的X射线瞬变特征。同样在SU Uma星中，前兆爆发在较短的波长下变得更加明显。最后，我表明，在XTE J1118+480的超峰的出现时间与预期的超峰生长时间是一致的，如果在第一次爆发的超峰机制被触发。我的结论是，在两种类型的系统中的爆发行为的相似性提供了进一步的支持，一个共同的机制是在工作中开始的长（“超级”）爆发。
2001-02-14 astro-ph
The SU UMa Nature of the Dwarf Nova, DM Lyrae
我们进行了时间分辨$V$波段测光的天琴座DM长爆发期间，在1996年7月和1996年2月至3月在大田站，京都大学和大坂教育大学。由于在光变曲线中清楚地检测到了超级驼峰，天琴座DM首先被确认为SU UMa型矮新星。超峰周期为0.0673（2）d，超峰超出量为2.8（3）%。超爆发的持续时间、爆发幅度、平台阶段的衰减率和超峰过剩是通常SU UMa星的典型值。根据向VSNET报告的视觉和CCD观测，这颗恒星经历了从超级爆发阶段到正常爆发阶段的爆发模式的巨大变化。可能存在减少两次连续超爆发之间正常爆发次数和延长超爆发复发周期的机制。
2003-01-03 astro-ph
On The Nature Of Superoutbursts In Dwarf Novae
我们提出了第一个详细的流体动力学模拟的超级爆发，将完整的潮汐潜力的二元系统。用二维光滑粒子流体动力学程序模拟了以SU UMa系统Z Chamaeleontis为参数的双星超爆发。模拟的光变曲线显示了在这样的系统中观察到的所有特征。通过对盘体质量通量、超峰增长率和盘体偏心率的分析表明，超爆发-超峰现象是潮汐不稳定的直接结果。不需要次级的增强传质来引发或维持这些现象。超爆发与正常爆发的比较，我们表明，该模型可以调和的U双子座型矮新星，没有表现出超爆发的行为。
2001-03-29 astro-ph
CCD Photometry of Dwarf Nova AL Com in Superoutburst
我们报道了超爆发中矮新星AL Com的CCD光学测光。在超级驼峰出现之前，光变曲线是高度可变的，不同夜晚的主导周期约为41分钟和81.5分钟。观测到的超级峰的周期为82.5分钟，似乎是稳定的。基本周期的第一谐波也存在。我们探测到一个微弱的信号对应于78.1分钟的周期。周期78.1或81.5中的一个被怀疑是系统中轨道运动的可能特征。
1995-09-20 astro-ph
The statistical significance of the superhump signal in U Gem
虽然其确定的质量比$q=\Msec/\Mwd=0.357\pm0.007$应避免超级爆发根据热潮汐不稳定性模型，原型矮新星U宝石经历了在1985年一个非常长的爆发非常相似的超级爆发中观察到的SU UMa系统。最近，该模型的情况变得更糟，因为1985年U Gem爆发的超级驼峰探测报告。超级驼峰信号是嘈杂的，简单的周期图提供的证据似乎很弱。因此，由于我们的理解的超级爆发和超级驼峰的重要性，我们确定最近公布的AAVSO光变曲线的著名的长1985年爆发的U宝石的超级驼峰的检测的统计意义。使用Lomb-Scargle周期图，方差分析（AoV），和蒙特卡罗方法，我们分析了160视觉AAVSO在爆发期间获得的星等，并将我们的分析与以前的超级驼峰检测。仅爆发的160个数据点并不包含统计上显著的周期。然而，使用另外的超级驼峰以前在其他SU UMA系统中检测到的特性，并只搜索与这些信号是一致的，我们推导出一个$2σ$意义的超级驼峰信号。在爆发结束时出现额外的超级驼峰的说法在统计上似乎是微不足道的。虽然弱的统计意义，1985年长的U Gem爆发的超级峰信号可以解释为进一步表明SUUMa性质的这次爆发。这进一步与解释超级驼峰现象的潮汐不稳定模型相矛盾。
2007-01-19 astro-ph
Photometry and astrometry of SS Leo Minoris during the 2006 October superoutburst
我们在2006年10月报告了第一次确认的SU UMa型矮新星SS LMi超爆发的未过滤CCD观测。它从静止时的21.7等上升到16.2等，爆发幅度约为5.5等。它以0.17 mag/d的速度下降5天，然后再减缓至0.11 mag/d并持续3天。光变曲线揭示了共同的超峰，峰到峰的幅度为0.3级，衰减，然后重新增长的同时下降率的变化。这些之后是一个相变过渡到后期超级驼峰。对这些观测结果的分析揭示了轨道周期为0.05572（19）d和共同超峰周期为0.05664（2）d的证据，给出了超峰周期超过0.017（5）的分数。通过对大射电暴SS LMi的天体测量，首次确定了它的正确位置：RA 10 h 34 m 05.85（1）s，Dec +31 deg 08 m 00.00（18）s（J2000）。SS LMi的位置通常是附近恒星的位置。
2007-07-15 astro-ph
Photometry of the 1991 Superoutburst of EF Pegasi: Super-Quasi-Periodic Oscillations with Rapidly Decaying Periods
我们观测到1991年10月的EF Peg爆发。观测到显著的超峰，周期为0.08705（1）d，使EF Peg成为长周期SU UMa型矮新星。在超级爆发期间，超级峰周期呈单调下降趋势，这与1997年同一天体超级爆发期间观察到的几乎为零的周期变化形成对比。10月18日观测到大振幅和高度相干的准周期振荡（super-QPO），当时超级驼峰的振幅仍在增长。最引人注目的是，在3.2小时的观测运行中，QPO显示出从18 m到6.8 m的周期快速下降。这种快速变化的时期还没有观察到在任何类别的QPO的激变变量。我们提出了一个假设，QPO周期的快速减少反映了快速删除的角动量从一个轨道斑点的吸积盘，通过在湍流盘的粘度。与X射线双星中的QPO进行了简要的比较，其中一些已知在周期上显示出类似的快速减少。
2001-12-11 astro-ph
Photometric Observations of an SU UMa-type Dwarf Nova VW Coronae Borealis during Outbursts
本文报道了在2001年和2003年两次超爆发和2003年一次正常爆发期间对SU UMa型矮新星VW CrB的测光观测。在2003年的超级爆发中观测到了周期为0.07287（1）d的超级峰。超峰期的变化率为正值。在正常的爆发期间，有一些调制的暗示，幅度高达0.2等。正常爆发和超级爆发的重现周期分别为> ~50 d，270-500 d，距离690（+230，-170）pc。这些复发周期是具有这种超级驼峰周期的SU UMa型矮新星的通常值。VW CrB的超峰周期在具有正导数的SU UMa星中是最长的。然而，我们的观察的覆盖范围是不够的，并且VW CrB的Psh变化率的变化仍然是未知的。在平台期结束时，观察到一个超峰再生长和一个增亮。测量增亮和超峰再生长开始时间的偏差（在大众CrB中>2天）将是揭示这些现象的机制的关键。
2003-12-31 astro-ph
Superhumps and flickering in V1316 Cygni
我们提出了一个协调的CCD测光活动，观察2006年6月的超级爆发的激变变量V1316天鹅座涉及8个均匀分布的观察者的分析和结果。6月10日，爆发达到15.03等的峰值，以0.14等/天的速度下降，持续了11天，振幅高于平静期的2.4等。我们首次发现了共同的超级驼峰，从而确认V1316 Cyg是UGSU类矮新星的成员。我们观察到在爆发的三分之二处有一个过渡到后期超级峰，相关的相移为0.50 +/- 0.06个周期。在此转变之前的平均共同超峰期为0.07685 +/- 0.00003 d，而在此转变之后的平均后期超峰期为0.07654 +/- 0.00002 d。共同超峰周期以dP/dt = -5.1 +/- 1.7 x10^-5 /周期的速率下降。在后期超级峰的开始，功率从超级峰基频到其第一谐波并再次返回的瞬时转变。我们检测到的轨道周期为0.0740 +/- 0.0002 d，给出了分数超峰周期超过0.038 +/- 0.003和质量比为0.167 +/- 0.010。对V1316 Cyg的闪烁行为进行的标度图分析发现，在超级爆发期间，表征闪烁的alpha和sigma参数发生了显着变化。我们还发现，在超级爆发开始时和两次正常爆发期间，闪烁的水平相对较低。
2007-10-08 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
The 2005 July Superoutburst of the Dwarf Nova 2QZ J021927.9-304545: the SU UMa Nature Confirmed
本文报道了2005年7月矮新星2 QZ J021927.9-304545超爆发的时间分辨测光。由此产生的光变曲线显示出明显的超级峰，周期为0.081113（19）天，证实了该天体的SU UMa性质。虽然我们错过了爆发的最大相位，超爆发的振幅远远超过5兆。这个值略大于典型的SU UMa型矮新星。超峰周期随着时间的推移而减小，这在大多数SU UMa型矮新星中可以看到。根据ASAS-3的资料，该变星超爆发的重现时间约为400天。这个值是典型的著名苏乌玛星。使用经验关系式粗略估计到这个系统的距离为370（+20，-60）pc。
2006-02-15 astro-ph
In-the-Gap SU UMa-Type Dwarf Nova, Var73 Dra with a Supercycle of about 60 Days
2002年8月至2003年2月，对最近发现的SU UMa型矮新星Var 73 Dra进行了密集的光度观测活动。我们在2002年10月，12月和2003年2月捕获了三次超级爆发。超爆发的重现周期（超周期）被指示为$\sim$ 60 d，是迄今为止已知的SU Uma星中最短的值，接近ER Uma星。前两次超级爆发期间测量的超级峰周期分别为0.104885（93）d和0.10623（16）d。在静止期，检测到0.10424（3）-d的周期。第二次超级爆发期间超级峰期的变化率为$1.7\times10^{-3}$，比已知的最大值大一个数量级。爆发活动从2001年的频繁正常爆发和罕见超级爆发阶段转变为2002年的罕见正常爆发和频繁超级爆发阶段。我们的观察结果是否定的想法，这颗星是一个相关的对象ER UMa星的占空比的超级爆发和复发周期的正常爆发。然而，追踪整个超爆发的超峰演化，以及更有效地从平静开始，可能会在这个问题上给出富有成效的结果。
2003-02-26 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). RZ LMi - the most active SU UMa star
我们报告了频繁爆发的矮新星小狮子座RZ的广泛测光。在两个季节的观测中，我们发现了12个超级爆发和7个正常爆发。这颗恒星的V星等在16.5到13.9等之间变化，超级爆发每19.07（4）天发生一次，持续时间略超过10天。连续两次正常喷发的平均间隔时间为4.027（3）天。超爆发期间观测到的平均超峰周期为0.059396（4）天（85.530（6）分钟）。除了一次超级爆发的周期以$\dot P/P_{\rm sh} = 7.6(1.9)\cdot 10^{-5}$的速率增加外，超级峰的周期是恒定的。我们的观察表明，RZ LMi进入长时间的间隔，显示永久的超级驼峰，观察到在超级爆发和平静。这可能表明，热不稳定性和潮汐不稳定性的解耦在ERUMa系统中起着重要的作用。由于没有观测到与双星轨道周期相关的周期性光变，因此RZ LMi的质量比和演化状态仍然未知。
2008-06-10 astro-ph
V2051 Oph's disc evolution on decline from superoutburst
我们提出了一个日食映射分析的10个日食期间从矮新星V2051 Oph的超爆发下降。在从超级爆发下降的过程中，圆盘从中间圆盘的近50，000 K（约10，000 K）冷却下来。0.2 R_L1）在我们的观测运行结束时，即在4天内，接近最大值到大约25，000 K。在同一时间内，通过圆盘的平均质量吸积速率从10^18 g/s下降到10^17 g/s以下。虽然在某些地图中，亮温遵循稳态模型，但在其他地图中，温度廓线显示出向内行进的冷却锋的速度约为-0.12 km/s的重叠和/或指示，可能是速度为+1.8 km/s的反射加热锋和与第一个相同速度的新反射冷却锋。这种情况已经被预测（Menou等人，2000年），但以前没有观察到。此外，我们还观察到一个扩大圆盘的双旋进，其进动周期约为52.5小时，与Kiyota & Kato（1998）独立测定的超级峰周期非常一致。与此同时，在超级爆发的下降过程中，未被遮蔽的分量--可能是盘风--的强度显著下降。
2002-10-01 astro-ph
Photometry and Spectroscopy of KS Ursae Majoris during Superoutburst
我们报告的SU UMA型矮新星，KS大熊座，在其2003年2月的超级爆发的光度和光谱观测。调制周期为$0.07017\pm0.00021$天，比轨道周期大3.3%，在超级爆发期间被发现，可能是正的超级峰。一个最大的谷峰振幅约为0.3级确定为这个超级驼峰。光谱显示出宽的吸收线轮廓。这些线显示蓝色和红色槽，它们在深度上交替。H $β$吸收翼的径向速度曲线的振幅为$40\pm11$ km s $^{-1}$，相位偏移为$0.12\pm0.03$。该双星的$γ$速度为$3\pm9$ km s $^{-1}$，每天的变化量为50 km s $^{-1}$。从旋进偏心盘的另一个明显证据出发，得到了与理论工作一致的偏心外盘解，证明了超峰与潮汐效应关系的正确性。圆盘的内部也是偏心的，如线中的不对称和对称翼所证明的。因此，整个吸积盘是偏心的，而$γ$速度的变化和不对称的线轮廓可以作为旋进偏心吸积盘的判据。
2005-11-17 astro-ph
Dramatic Spectral Evolution of WZ Sagittae during the 2001 Superoutburst
在2001年的超级爆发期间，我们对最神秘的矮新星WZ Sge进行了11个夜晚的光谱观测。我们的观测涵盖了从最大值前几个小时的初始阶段到再亮阶段的第九个最大值。第一个光谱显示H I（除H α外）、He I和Na I的吸收线，以及He \II、C III/N III和H α的双峰形发射线。同样的光谱显示了C IV和N IV的发射线，这是在矮新星中首次检测到的。光谱特征在不同的时间尺度上发生了显著的变化。例如，H I和He II的发射线的峰间距从~700 km/s变化到1300 km/s，并且其中一个峰在超峰时代占主导地位，但在超峰时代早期，主导峰与轨道相位互换。H I和He I的谱线在再亮阶段的最小值处发射（没有高激发谱线，也没有Na I），而它们在最大值处吸收。我们报告这些观测结果的详细内容和它们的影响有关的爆发机制，两种类型的超级驼峰，和磁盘结构的变化。
2004-01-15 astro-ph
Optical and ROSAT X-ray observations of the dwarf nova OY Carinae in superoutburst and quiescence
我们目前的ROSAT X射线和光学光变曲线的1994年2月超级爆发的食SU UMA矮新星OY船底座。在ROSAT HRI光变曲线中没有光通量的蚀。同时期的“宽B”波段光学光变曲线显示出广泛的超峰活动和在超峰最大值处的下降。这些光学光变曲线的日食映射揭示了一个具有相当大的物理耀斑的圆盘，甚至在超级爆发下降的三天内。我们包括后来（1994年7月）ROSAT PSPC观测OY车，使我们能够把静态X射线光谱的限制。我们发现，虽然在发射气体的温度和发射测量方面，OY Car和其他高倾角系统之间几乎没有选择，但我们很难将我们的X射线观测发现的柱密度与Horne等人（1994）在HST UV观测中发现的柱相协调。显而易见的选择是调用时间可变性。
1999-06-28 astro-ph
The 2001 Superoutburst of WZ Sagittae
我们报告的结果，一个全球性的运动，观察WZ人马座在2001年的超级爆发。在V=15.5处沉睡了23年后，这颗恒星在两天内上升到8.2的峰值亮度，并显示出持续25天的主喷发。回归平静被12次小爆发打断，振幅约为1等，重现时间为2天;这些“回波爆发”的起源不确定，但有点类似于矮新星的正常爆发。52天后，这颗恒星开始缓慢下降到静止状态。光变曲线中的周期波与1978年超级爆发中看到的模式非常接近：在前12天，一个强的轨道信号占主导地位，然后是一个强大的/普通的超级峰，位于0.05721（5）d，比P_orb长0.92（8）%。后者持续了至少90天，尽管可能变异成一个平均周期稍长的“晚期”超级峰[0.05736（5）d]。超级驼峰似乎遵循矮新星中类似现象的常见规则，其组成部分由两个基本频率的线性组合给出：轨道频率ω_o和一个看不见的低频ω，据信代表了吸积盘的拱点进动。长时间序列揭示了一个复杂的精细结构，具有~20个不相称的频率。基本上所有分量都以频率n（ω_0）-m（ω）出现，其中m=1，.，n.但在其第一周期间，共同的超级驼峰在n（omega_o）-Omega处显示出主要成分，对于n=1，2，3，4，5，6，7，8，9（即，m=1）;一个月后，主导功率转移到m=n-1的分量。这可能是由于盘的旋臂模式发生了变化，可能是超级驼峰的根本原因。绝大多数频率成分... . (etc.,摘要续）
2002-04-08 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
First detection of the growing humps at the rapidly rising stage of dwarf novae AL Com and WZ Sge
我们报告的时间序列测光观测的超爆发的最早阶段的极端矮新星，AL Com和WZ Sge，开始于2001年5月后，6年的平静和2001年7月后，23年的平静，分别。我们在每个上升阶段都发现了“早期超级峰”的生长。我们的观测结果否定了WZ Sge星超爆发的物质传递不稳定性触发机制，并揭示了"早期超峰“与螺旋结构之间的某些联系，从而为”早期超峰“的起源提供了线索. ''
2001-11-22 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
Long-term monitoring of the short period SU UMa-type dwarf nova, V844 Herculis
本文报道了武仙座V844短周期SU UMa型矮新星四次爆发的时间分辨CCD测光。我们成功地确定了2002年5月和2006年4 - 5月的超级爆发的平均超级峰周期分别为0.05584（64）天和0.055883（3）天。在2002年10月的观测中，我们证实了这次爆发是一次正常的爆发，这是V844 Her中首次记录到的正常爆发。我们还研究了2002年5月和2006年4月至5月的超级爆发期间的超级峰期变化，这两次超级峰期都在平台阶段的过程中增加。为了研究V844 Her的长期行为，我们分析了自发现该二进制以来过去十年的档案数据。虽然测光在某些超爆发中并不令人满意，但我们发现V844 Her没有显示出前兆和再亮。基于长期光变曲线，我们进一步证实V844 Her几乎没有正常爆发，尽管该系统的超周期估计约为300天。为了解释V844 Her的长期光变曲线，吸积盘中的蒸发可能在避免几次正常爆发中起作用，这与V844 Her相对较大的X射线光度并不矛盾。
2007-02-28 astro-ph
A New SU UMa-Type Dwarf Nova, QW Serpentis (= TmzV46)
我们报告的结果QW Ser运动已继续从2000年至2003年的VSNET合作团队。在此期间，发现了四次长喷发和许多次短喷发。我们密集的测光观测显示，在所有四次超爆发期间，都有周期为0.07700（4）d的超峰，证明了这颗恒星的SU Uma性质。正常爆发和超级爆发的复发周期分别为$\sim$ 50天和240（30）天。超峰期的变化率为-5.8 × 10 ^{-5}。在0.5-2.4 keV范围内，距离和X射线光度估计为380（60）pc和log L_x = 31.0 \pm 0.1 erg s^{-1}。这些属性具有典型的值为SU乌玛型矮新星与这个超级驼峰周期。
2003-10-09 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
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD Photometry of Dwarf Nova V660 Herculis
我们报告了矮新星V660武仙座的广泛测光。在2003年8月至2004年11月的活动中，我们记录到一次明亮的爆发，这是一次持续约15天的超级爆发，振幅约为4.5磁。在超级爆发的所有夜晚，都出现了平均周期为Psh = 0.080924（18）天的清晰超级驼峰。超峰的周期并不稳定，在我们观测所覆盖的时间段内，它以-4.0（1.4）* 10^{-5}的速率减小。根据我们的数据和已知的双星轨道周期（Thorstensen和Fenton 2003），我们计算出周期超出3.4 +/-0.1%，这是SU Uma星在这个轨道周期的典型情况。该值表示系统的质量比为q=0.154。
2005-06-21 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). CCD photometry of active dwarf nova DI UMa
我们报告的光度行为的分析DI UMa，一个非常活跃的矮新星。观测活动（于2007年完成）涵盖了五次超级爆发和四次正常爆发。我们检查了系统的主要参数，以了解DI UMa和其他活跃的灾难性变量的特性。基于精确的光度测量、时间光变曲线行为、O-C分析和功率谱分析，我们研究了系统的物理参数。我们发现超级周期的周期现在等于31.45 +/-0.3天。在超爆发期间的观测推断超峰的周期为Psh = 0.055318（11）天（79.66 ± 0.02分钟）。在静止期，光变曲线显示出周期P_orb = 0.054579（6）天（78.59 +/- 0.01分钟）的调制，我们将其解释为双星系统的轨道周期。获得的值使我们能够确定1.35% +/-0.02%的分数周期超出，这是令人惊讶的小相比，矮新星的通常值（2%-5%）。详细的O-C分析进行了最全面的覆盖面的两个超级爆发。在这两种情况下，我们都检测到超级峰周期的增加，平均速率为dot_P/P_sh = 4.4（1.0）*10^{-5}。基于这些测量，我们确认DI Uma可能是一个周期弹跳者，一个很久以前达到其周期最小值的旧系统，有一个成为简并棕矮星的次级系统，整个系统现在朝着更长的周期发展。DI Uma是一个非常有趣的对象，因为我们只知道一个更活跃的ER Uma星具有类似的特征（IX Dra）。
2009-03-12 astro-ph
