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
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
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
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
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
First results from multi-wavelength observations during the 2001 outburst of WZ Sge
WZ Sge曾在1913年、1946年和1978年观测过超级爆发。2001年7月23日宣布了一次新的爆发，大约“太早”了10年。在整个爆发过程中，利用钱德拉、FUSE、HST和RXTE进行了机会卫星观测。从地面上WZ Sge被许多专业和业余天文学家在光学，红外和无线电中监测。我们给出了这些多波长观测的第一个令人兴奋的结果。
2001-10-02 astro-ph
Late Superhumps in WZ Sge-Type Dwarf Novae
我们报告的检测非常稳定的调制周期意外（~0.5%）长于超峰周期的WZ Sge型超爆发在三个系统，GW LibV 455和WZ Sge的缓慢衰落阶段。假设这些调制是由潮汐截断半径附近的物质产生的超级峰，就可以很自然地解释这些周期。这一发现为在某些低质量比系统中吸积盘膨胀远超过3：1轨道共振的假设提供了额外的支持。结合2：1共振效应，我们对某些短周期SU UMa型矮新星的正周期导数的起源给出了一个解释。
2008-06-26 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
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
HV Virginis and WZ Sge-Type Dwarf Novae
在1992年4月至5月的爆发期间，对矮新星HV Vir进行了八个夜晚的光度测量。这颗恒星呈现出两种不同的周期变化：（1）在爆发的早期阶段，82.20分钟（0.05708天）的双峰变化，振幅衰减;（2）在后期阶段，83.80分钟（0.05820天）的超级峰。我们将前者归因于“早期超级驼峰”，仅在WZ Sge型爆发的最早阶段出现。超峰周期和超峰的演化，以及光变曲线的一般特征，使HV Vir成为一颗典型的WZ Sge型矮新星。HV Vir也显示了超级爆发期间的超级峰周期的大幅增加。在认识到WZ Sge型的性质，以前被认为是一个新星的对象，我们提出了一个全面的候选人名单WZ Sge型矮新星，和相关的系统。
2001-10-09 astro-ph
The 2001 Superoutburst of WZ Sagittae: A Clue to the Dynamics of Accretion Disks
我们研究了2001年7 - 8月人马座WZ超爆发的光变曲线。在从最大亮度开始的衰减过程中，当系统从mV ~8.5衰减到mV ~10时，在~25 d超爆发的前~15 d，局部定义的衰减时间从~ 4d/mag增加到~12 d/mag。超级爆发是由~10^{24} g的气体突然吸积到白矮星上引起的，在“粘性衰变”期间，预计衰变光变曲线偏离指数性，其中储存在吸积盘中的气体消耗的主要模式是吸积到中心物体上。换句话说，当吸积盘的质量减少时，粘性时间尺度增加。我们表明，数据也是定量一致的理论粘性衰减时间，无论是通过一个简单的缩放计算，也从时间相关的计算，当一个采用标准模型参数WZ Sge。
2001-10-04 astro-ph
SDSS J102146.44+234926.3: New WZ Sge-type dwarf nova
报道了2006年矮新星SDSS J102146.44+234926.3（SDSS J1021）爆发期间的CCD测光和分光。对来自MAO、SAI和CrAO板档案的照相板（覆盖SDSS J1021的位置）进行了检查，以确定是否存在以前的爆发。同时给出了SDSS J1021附近52颗V星等在11.21-17.23m范围内可作为比较星的BVRcIc光度刻度。SDSS J1021爆发的大振幅为7米，具有低于“周期间隙”的周期的超级驼峰，在超级爆发的下降阶段重新变亮，爆发的罕见性和获得的光谱允许将该物体归类为WZ Sge型矮新星。
2007-04-11 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
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
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
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
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
Hubble Space Telescope Observations of UV Oscillations in WZ Sagittae During the Decline from Outburst
我们提出了一个时间序列分析的哈勃空间望远镜观测的WZ Sge在2001年9月，10月，11月和12月的WZ Sge下降，从2001年7月的超级爆发。先前对这些数据的分析表明，白矮星的温度从29,000 K降到了18,000 K。在这项研究中，我们在波长范围内对光谱进行了分组，以产生每个时期的紫外光曲线，然后分析了众所周知的27.87 s和28.96 s振荡的存在。我们在所有四个时期都检测到29秒的周期性，但没有28秒的周期性。自20世纪70年代发现以来，这些振荡的起源一直存在争议，相互竞争的假设是基于白矮星非径向g模式脉动或旋转白矮星上的磁通道吸积。通过与鲸鱼座ZZ星的类比，我们认为非径向g模脉动模型要求脉冲周期对白矮星的温度有很强的依赖性。然而，这些观测表明29秒振荡与白矮星的温度无关。因此，我们拒绝白矮星的非径向g模式脉动假设作为唯一的起源的振荡。目前还不清楚是否是快速旋转的白矮星（或白矮星上的带）上的磁漏斗吸积造成了振荡。我们还报告检测到的QPO与周期~18秒在9月的光变曲线。29 s振荡和QPO的振幅在短时间尺度上变化很不稳定，与平均系统亮度不相关，彼此也不相关。
2003-09-19 astro-ph
The Dwarf Novae of Shortest Period
我们目前的观测矮新星GW自由，V844她，和DI UMa。H-alph的径向速度产生轨道周期为0.05332 +- 0.00002 d（= 76.78 m），GW Lib和0.054643 +- 0.000007 d最近发现DI UMa的轨道周期仅为0.054564 ± 0.000002 d（= 78.57米），所以这是三个最短的轨道周期的矮新星与正常丰度秒。GW Lib是一颗激变双星，显示出明显的CZ Ceti型脉动的白矮星主星。它的光谱显示出尖锐的巴耳末辐射，两侧是强烈的，广泛的巴耳末吸收，表明白矮星光的主要贡献。巴耳末吸收剖面的分析是复杂的未知的剩余吸积光度和缺乏高巴耳末线的覆盖。我们的最佳拟合模型大气略高于ZZ Ceti不稳定带，与HST最近的紫外结果大致一致。GW Lib的光谱和爆发行为使它成为WZ Sge的近孪生兄弟，我们估计它的静态V绝对星等为12。与档案数据的比较显示自行65 +- 12 mas/年。V844 Her的平均光谱是典型的SU Uma矮新星。我们在1997年5月的超级爆发中发现了超级峰，超级峰周期为0.05597 ± 0.00005 d。DI UMa的光谱在最低光附近的矮新星中是正常的。这三颗矮新星具有几乎相同的短周期，但爆发特征完全不同。我们讨论可能的影响。
2002-06-25 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
