Pulsating White Dwarfs in Cataclysmic Variables: The Marriage of ZZ Cet and Dwarf Nova
现在已知有四颗具有白矮星主色的矮新星，它们表现出在ZZ Cet恒星中看到的那种大振幅非径向振荡。我们比较这些恒星的属性，并指出，到年底的斯隆数字巡天应该知道30多个。
2003-10-02 astro-ph
Optical and EUV Light Curves of Dwarf Nova Outbursts
我们结合AAVSO和VSS/RASNZ的光学和极紫外探测器EUV光变曲线的矮新星爆发的性质的矮新星爆发的限制。从观测到的0.75-1.5天的光学-EUV时间延迟，我们表明矮新星不稳定加热波的传播速度为~ 3 km/s。
2000-11-18 astro-ph
Outburst Photometry of the Eclipsing Dwarf Nova GY Cancri
在2001年11月的爆发中，我们观测到了ROSAT选择的食矮新星GY Cnc（=RX J0909.8+1849）。我们将轨道周期修正为0.17544251（5）d。爆发的衰减部分与具有相似轨道周期的典型矮新星的衰减部分没有区别。然而，在轨道光变曲线和食廓线中，轨道驼峰（或热点）的特征远不如具有类似轨道周期的普通矮新星突出。低频率的爆发和明显缺乏缓慢上升的组合，在GY Cnc的长爆发很难在矮新星的标准框架内协调。我们怀疑GY Cnc可能是第一个不寻常的食矮新星HT Cas和IR Com的间隙对应物。
2002-08-27 astro-ph
Observations of the recently discovered dwarf nova 1RXS J053234.9+624755 during the 2005 March superoutburst
1RXS J053234.9+624755是最近发现的一颗矮新星。我们目前的CCD和视觉测光在2005年3月的第一次观察到的超爆发在这个系统
2006-05-16 astro-ph
Photometric study of new southern SU UMa-type dwarf novae - II: Authentication of BF Ara as a Normal SU UMa-type Dwarf Nova with the Shortest Supercycle
我们对2002年8月的BF Ara长爆发进行了测光观测。观测首次明确地探测到了超级驼峰（平均周期为0.08797（1）d），使BF Ara成为真正的SU UMa型矮新星。对长期可见光曲线的分析得出平均超周期长度为84.3（3）d。爆发和超峰的特征更类似于通常的SU UMa型矮新星，而不是ER UMa星。因此，BF Ara被证实是通常的SU UMa型矮新星，具有最短的已知超循环长度。ER UMa型矮新星与通常的SU UMa型矮新星在分布上仍有一个未填补的空白。我们发现了一个零周期变化的超级驼峰，这是相当出乎意料的，从我们以前的知识。这一发现意味着以前需要低M点的解释将不再有效，或者是一种不同的机制负责BF Ara。我们建议，减少（cadde）拱运动的偏心盘的压力可能是负责不寻常的周期变化在BF阿拉。
2003-01-29 astro-ph
Discovery of a new dwarf nova, TSS J022216.4+412259.9: WZ Sge-type dwarf novae breaking the shortest superhump period record
报道了2005年11 - 12月新发现的变星TSS J022216.4+412259.9在大爆发增亮期间的时间分辨CCD测光。所获得的光变曲线明确显示0.2-0.3等调制，我们证实这是SUUMa型矮新星中观察到的超级峰。我们还对爆发平台期的观测数据进行了周期搜索，发现存在两个周期：爆发前两夜的周期为0.054868（98）天，爆发后平台期的周期为0.055544（26）天。这种双周期性在通常的SU UMa型矮新星中很难观察到，而在WZ Sge型恒星中却很明显。毫无疑问，我们检测到了在爆发后阶段的再亮，这是典型的短周期SU UMa型矮新星，包括WZ Sge型恒星。这些观测结果表明，TSS J022216.4+412259.9可能是一颗新的WZ Sge星，它打破了V592 Her的0.05648天的最短超峰周期。
2006-05-11 astro-ph
NSV 13983: A New Dwarf Nova in the Period Gap
目标。NSV 13983是根据2005年的一次爆发被归类为矮新星。该系统尚未被光谱学研究。我们试图确认它是一颗矮新星，并确定它的轨道周期。方法.我们推导出的轨道周期，通过使用时间分辨光谱数据来测量径向速度。结果平均光谱显示该系统是一颗处于静止状态的矮新星。由谱线H α和H β的测量得到的径向速度曲线显示出明显的调制，周期为2.76 h。这使得NSV 13983在激变变星的周期分布中位于空区的上边缘之下，意味着它是空区中的第14颗矮新星。
2008-06-17 astro-ph
On the origin of episodic accretion in Dwarf Novae
我们发现，处于静止状态的矮新星盘具有相当低的磁雷诺数，为10^3量级。磁化吸积盘的数值模拟表明，在这些条件下，磁流体动力学湍流和相关的角动量输运急剧减少。这可能是矮新星盘中幕式吸积的物理起源。如果是这样的话，标准的磁盘不稳定性模型需要修改。
1997-10-22 astro-ph
Dynamo driven accretion discs and dwarf nova eruptions
我们探讨了吸积盘的粘性的磁发电机起源的后果，在矮新星系统盘的结构和演化。我们认为，在矮新星爆发结束时的快速冷却作用抑制了Balbus-Hawley不稳定性，从而淬灭了发电机的作用，从而降低了圆盘的粘度。我们证明，一个修改后的磁盘不稳定性模型可以重现矮新星爆发的基本属性，以及一些静态磁盘的属性。我们还讨论了我们的模型的一些观测结果。
1995-11-20 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
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
The disc instability model of dwarf-novae and low-mass X-ray binary transients
本文介绍并评述了描述矮新星和低质量X射线双星瞬变系统爆发的盘不稳定性模型。模型的各种不足之处，并提出和讨论了各种补救措施和概括。
2001-02-05 astro-ph
Hot white dwarfs and the UV delay in dwarf novae
我们计算了矮新星吸积盘的照明效果的辐射从一个热的，中央，白矮星。结果表明，只有在非常热的白矮星（Teff ~ 40000 $ K）中，静止的矮新星盘的内部区域才部分耗尽，从而使光通量和紫外通量的上升到爆发之间的延迟增加，正如King（1997）最近提出的那样。然而，与观测相反，这种消耗必然在主爆发之间产生几次小爆发。较低的白矮星温度可能会导致爆发是“由内而外”的类型，消除了紫外线的延迟。我们的结论是，白矮星照射矮新星盘不是很有效，例如，因为紫外线辐射从热白矮星没有穿透足够深的光盘大气。通过例如蒸发（可能与照明有关）对内部盘的总烧蚀似乎是一种非常有希望的可能性，考虑到EUV延迟和一般的光变曲线特性。
1998-08-31 astro-ph
Orbital Period of the Dwarf Nova RXS J053234.9+624755
我们报告光谱学的新发现的SU大熊座矮新星确定的X射线源RXS J053234.9+624755。在静止状态下，H-α发射线的径向速度给出了0.05620（4）d（80.93分）的轨道周期，这是SU UMa恒星中最短的周期。我们还报告了静止的矮新星和周围恒星的UBVI星等。利用先前对超级峰周期的测量，我们发现超级峰的分数过剩周期为0.016（4），这在这个周期范围内的矮新星中并不典型。
2006-07-05 astro-ph
Superhumps in the Rarely Outbursting SU UMa-Type Dwarf Nova, HO Delphini
我们观察了1994年、1996年和2001年HO Del的爆发。通过对超峰的探测，证实HO Del是一颗SU UMa型矮新星，其超峰周期为0.06453（6）d。根据最近的观测和过去的记录，发现HO Del的爆发是比较罕见的，超爆发的最短间隔为740 d。在具有类似爆发间隔的SU UMa型矮新星中，爆发幅度（~5.0等）异常小。HO Del的研究结果表明，超峰振幅的衰减相当迅速，在后期没有再增长，这与通常观测到的SU UMa型矮新星的长爆发间隔行为相反。我们用ROSAT X射线源确定了HO Del，并获得了10^（31.1+/-0.2）erg/s的相对较大的X射线光度。我们还进行了文献调查的SU UMa型矮新星，并提出了一套新的基本统计。在超级爆发的终点附近，具有增亮趋势或超峰再生长的SU UMa型矮新星被严格地限制在（超峰周期-超周期长度）平面上的一个小区域内。这些特征可能为先前声称的矮新星亚群（巨大爆发幅度矮新星）提供更好的观测区别。
2003-07-03 astro-ph
Post nova white dwarf cooling in V1500 Cygni
我们利用天鹅座新星1975残骸中的辐射次级星作为冷却白矮星的探测器。在优合点，B波段的通量主要由次级恒星的辐射面决定。加热面产生取决于辐射源强度的轨道调制。我们证明了白矮星的冷却速率与Prialnik（1986）的理论模型是一致的。
1999-10-08 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
Five Dwarf Novae with Orbital Periods Below Two Hours
本文给出了五颗矮新星的平均光谱和轨道周期Porb，它们分别是：KX Aql，0.06035（3）d，FT Cam，0.07492（8）d，PU CMa，0.05669（4）d，V660 Her，0.07826（8）d;和DM Lyr，0.06546（6）. KX Aql的发射线非常强而宽，而其他恒星的光谱一般都是典型的短周期矮新星。我们在一次以上的观察运行中观察了FT Cam、PU CMa和DM Lyr，并相应地限制了它们的周期。FT Cam的差分时间序列测光显示出强烈的闪烁，但排除了深食。虽然在这个周期范围内的矮新星通常会显示出SU UMa矮新星亚类的超级驼峰和超级爆发特征，但这些天体都没有观测到的超级驼峰。
2002-09-09 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
V344 Lyr: an unusual large-amplitude SU UMa-type dwarf nova with a short supercycle
我们研究了大振幅SU UMa型矮新星V344 Lyr。结合我们的观察和报告VSNET产生了广泛的覆盖面之间的爆发1994年7月和2001年6月。对这些数据的分析表明，平均超循环长度为109.6天。这个值是已知的SU UMa型矮新星中最小的（除了不寻常的ER UMa型矮新星）。发现V344 Lyr的爆发振幅（~5.5等）远大于具有类似超周期长度的SU UMa型矮新星的爆发振幅（3.5 ± 0.3等）。V344 Lyr的这种振幅偏差很难用倾斜效应来解释。V344 Lyr的极端爆发参数需要额外的机制来有效地降低静态光度或增加爆发频率。
2001-10-14 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
Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Long Period Dwarf Novae in Quiescence
我们提出的合成光谱分析的结果HST STIS光谱的五个长周期矮新星在他们的平静期间获得的，以确定其白矮星的性质是鲜为人知的CV周期间隙以上的系统。作为HST快照项目的一部分，对TU Men、BD Pav、SS Aur、TT Crt和V442 Cen这五个系统进行了观察。光谱的描述和拟合与白矮星光球和吸积盘的组合。我们提供的证据表明，所有五个系统中的白矮星至少部分暴露。我们讨论了我们的模型拟合结果的演化影响，并比较这些矮新星以前分析的FUV光谱的其他矮新星以上的周期差距。高于周期间隙的CV WD温度的分散性显著大于低于周期间隙的CV WD温度的分散性，在周期间隙下，在15，000K附近的温度存在令人惊讶的窄分散性。看起来在周期上方的矮新星表面温度的分布比在间隙下方的要大。
2008-01-30 astro-ph
The Luminous Erupting Dwarf Nova CV1 in the Dense Globular Cluster M15
尽管几十年前就预测在球状星团的核心存在几十个灾难性的变量，但无可辩驳的，爆发的候选者的数量仍然很少。使用多波长，多历元的HST图像，我们产生了爆发和宁静的光变曲线，最近发现的大振幅变量CV 1的核心后核心坍缩球状星团M15。光变曲线和蓝色显示该天体是一颗真正的矮新星，在最大亮度下的绝对星等可与已知最明亮的矮新星相媲美。
2004-08-27 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 Impact of the Chemical Stratification of White Dwarfs on the Classification of Classical Novae
我们分析的基础白矮星核心的核合成伴随着经典新星爆发的初始丰度的影响，在爆炸的流体动力学模型的框架。具体来说，我们考虑到化学分层的白矮星。事实证明，在富含ONe的核心顶部存在厚的CO缓冲区，作为对祖先恒星先前演化的详细计算的结果，可能会导致大量的7Li和26Al，在爆发后，由于喷出物中缺乏氖同位素，将被错误地归类为非氖新星（即，CO nova）。
2003-09-16 astro-ph
An International Ultraviolet Explorer Archival Study of Dwarf Novae in Outburst
我们提出了一个合成光谱分析的几乎整个远紫外国际紫外探测器（IUE）档案的光谱矮新星或附近的爆发。该研究包括46个系统的所有矮新星亚型以上和以下的周期差距。使用光学厚吸积盘和恒星光球的合成光谱代码以及最佳可用距离测量或估计，对光谱进行了统一分析。我们提出了新的估计吸积率，并讨论了我们的研究磁盘吸积物理和CV演化的影响。
2007-04-21 astro-ph
CG Draconis, a particularly active dwarf nova
矮新星CG Dra在2005年期间作为变星区经常性天体方案的一部分受到了密集的监测，并探测到了七次爆发。这些观测结果与BAA和AAVSO数据库中的其他观测结果相结合，证实了该恒星频繁爆发，周期约为11天。已发现两种类型的爆发。短爆发持续约4天，长爆发持续约8天。
2006-08-03 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations: Extension of the Two-QPO Diagram of X-Ray Binaries, and a new kind of DNO
本文给出了17个同时具有矮新星振荡（DNOs）和准周期振荡（QPOs）的激变变星的例子。这些形成了X射线双QPO相关性到低三个数量级的频率的扩展。我们提请注意存在的第二种类型的DNO的CV，这可能是由磁通道吸积到白矮星。
2003-01-10 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
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
The zoo of dwarf novae : illumination, evaporation and disc radius variation
在矮新星热粘滞盘不稳定性模型的框架下，我们研究了辐射吸积盘和次级星以及蒸发盘内部对矮新星光变曲线的综合影响。我们假定粘度的标准值。我们证实了Warner（1998）的建议，即观察到的爆发行为的大量变化可能是这三种效应相互作用的结果。我们能够再现光变曲线，让人想起RZ LMi或EG Cnc等系统的光变曲线。我们可以获得长时间的爆发，非常类似于超级爆发，而不需要假设潮汐不稳定性的存在。
1999-11-08 astro-ph
Infrared spectroscopy of cataclysmic variables: III. Dwarf novae below the period gap and novalike variables
本文给出了短周期矮新星YZ Cnc、LY Hya、BK Lyn、T Leo、SW UMa和WZ Sge，新星变星DW UMa、V1315 Aql、RW Tri、VY Scl、UU Aqr和GP Com以及一系列光谱类型从K2-M6的场矮星的K波段光谱。矮新星的光谱以HI和HeI的发射线为主。这些线的大速度和等效宽度，以及这些线在最高倾角系统中呈双峰的事实，表明吸积盘的起源。就YZ Cnc和T Leo而言，我们获得了覆盖完整轨道周期的时间分辨数据，发射线显示出其等效宽度的调制，这很可能与亮点（气体流与吸积盘碰撞的区域）有关。在周期间隙以下的任何矮新星中都没有清晰的次恒星的探测，因此次恒星对观测到的K波段通量的贡献上限为10-30%。结合K波段的大小的矮新星，我们使用派生的二级恒星的贡献来计算下限的距离，这些系统。novalike变星的光谱主要是由HI和HeI的宽单峰发射线所控制，即使是我们观察到的食系统也没有显示出标准吸积盘理论所预测的双峰轮廓。除了RW三，它表现出碘化钠，钙和12 CO吸收功能一致的M0 V二次贡献65%的观测到的K波段通量，我们没有发现任何证据的二次星的novalike变量。这一结果的影响进行了讨论。
2000-01-31 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
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
An eclipse of the X-ray flux from the dwarf nova OY Carinae in quiescence
我们提出了一个相位分辨ROSAT HRI X射线光变曲线的矮新星OY车在安静。X射线通量与主星的日食同时发生日食，X射线发射区的大小与白矮星相当。我们使用后续的光学观测更新的轨道星历的系统。
1999-03-03 astro-ph
The Outbursts of Dwarf Novae
我们提出了一个数值方案，通过矮新星爆发的吸积盘的演变。我们引入一个随时间变化的人工粘性到现有的光滑粒子流体动力学代码优化的二维和三维模拟吸积盘。该技术引起相干爆发，可以很容易地适应，包括一个完整的处理热力学。我们应用一个二维等温计划的系统SS天鹅座，并提出了广泛的观测可检验的结果。
2000-07-13 astro-ph
Grazing Eclipsing Dwarf Nova CW Monocerotis: Dwarf Nova-Type Outburst in a Possible Intermediate Polar?
我们观测了2002年11月-11月的矮新星CW Mon爆发。爆发表现出一个明确的签名，premaximum停止，并在达到爆发最大值后迅速下降。在两个不同的场合，在前极大阶段和接近爆发的最大，浅食被记录。这一发现证实了先前提出的可能性，放牧日食性质的这个系统。日食和极大前停顿的单独发生可以理解为爆发的两步点火和加热波由内向外传播的组合的结果。我们检测到一个相干的短周期（0.02549 d）的信号，在随后的两个晚上周围的光学最大值。这一信号可能出现在2000年1月爆发的最高阶段。我们将此信号解释为中间极性（IP）型脉冲的特征。相当奇怪的爆发特性，强烈而坚硬的X射线发射，以及爆发最大值的低光度，可以理解为假设的IP性质的后果。然而，对于一个轨道周期为~0.176 d的系统来说，所建议的自旋周期和轨道周期之间的比值是相当不寻常的。
2003-01-17 astro-ph
A possible orbital period for the dwarf nova V1101 Aql
本文对Z凸轮型矮新星V1101 Aql的136个CCD B、V和R帧进行了离散傅里叶变换。我们的分析表明，可能的轨道周期P_orb =3.46小时，但我们不能排除4.00小时的别名。我们估计到系统的距离约为300 pc。我们可能在该物体周围发现了一个明亮的弓形星云。
1997-11-11 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
Discovery of a Promissing Candidate of WZ Sge-Type Dwarf Novae, ASAS 160048-4846.2: Evidence for Double-Peaked Humps
我们报告的时间分辨CCD测光在2005年6月爆发的矮新星，ASAS 160048 -4846.2。观察到的光变曲线明确地显示出胚胎峰的周期为0.063381（41）天，之后真正的超级峰出现的周期为0.064927（3）天。根据爆发早期双峰驼峰的证据，该天体可能是继Var Her 04之后WZ Sge型矮新星的第七个成员。如果前一个周期与系统的轨道周期相同或非常接近，如在其他WZ Sge系统中，分数超峰过剩约为2.4 ${%}$。这个数值出乎意料地大于其他WZ Sge型矮新星的数值。我们的观测运行的早期阶段提供了从混沌驼峰到真正的超级驼峰过渡的证据，以及增加的振幅。
2005-11-07 astro-ph
Mechanisms for Dwarf Nova Outbursts and Soft X-Ray Transients
我回顾了试图解释矮新星爆发和软X射线瞬变的模型。矮新星的盘不稳定性模型仍处于初步发展阶段：它的预测非常依赖于未知的粘性机制。{ \sl pure}盘不稳定现象是否能够描述{ \sl all}类型的矮新星爆发，特别是超新星爆发，也是值得怀疑的。SXTs的盘不稳定性模型也有同样的困难，但除此之外，它的预测与静止时瞬态源的观测相矛盾。对于质量小于1 $M_{\odot}$的主序星秒级，照明质量转移模型不能正确描述SXT事件的时间尺度。至少存在三个具有$P_{\rm orb} < 10$ hr的系统似乎排除了将其作为SXT现象的解释。
1995-09-01 astro-ph
Determination of the superhump period of the dwarf nova V701 Tau during the 2005 December superoutburst
我们报告了在2005年12月的超级爆发的UGSU型矮新星V701头的超峰期的新测量。利用3个夜晚的未滤波时间序列CCD观测，我们确定了一个可能的超级峰周期Psh = 0.0690，± 0.0002d，但请注意，我们的数据也允许一个可能更短的周期0.0663，± 0.0002d。较长的周期与1995年首次记录的超级爆发期间测量的值一致。
2006-08-03 astro-ph
A transient radio jet in an erupting dwarf nova
天体物理喷流似乎出现在几乎所有类型的吸积物体中：从超大质量黑洞到年轻的恒星物体。基于X射线双星，一个统一的场景描述光盘/喷流耦合已经发展和扩展到许多吸积物体。唯一的主要例外被认为是激变变星：矮新星，弱吸积的白矮星，表现出与X射线双星相似的爆发行为，但尚未发现喷流。在这里，我们提出了一个矮新星爆发的无线电观测，显示可变的平谱无线电发射，最好的解释是同步辐射起源于瞬态喷流。这两个推断的喷流功率和关系的爆发周期是类似的X射线双星中看到的，这表明光盘/喷流耦合机制是无处不在的。
2008-06-26 astro-ph
Analysis of a XMM-Newton Spectrum of the Extremely Hot White Dwarf in Nova V4743 Sgr
经典新星出现在近距离双星系统（主序星+白矮星）中。V4743 Sgr是一颗非常快的新星，其X射线光谱与极热白矮星（WD）的光学厚大气层一致。它表现出强的C V，C VI，N VI，N VII和O VII共振线的吸收特性，表明约610 kK的有效温度。我们目前的光谱分析的初步结果，通过线覆盖的非LTE大气模型的XMM-牛顿RGS-1光谱的V4743 Sgr，采取约半年后，其爆发。
2005-01-03 astro-ph
S 10943 Vulpeculae: A New ROSAT Selected Dwarf Nova, probably of SU Ursae Majoris Subclass
我们已经确定了ROSAT全天空巡天源RX J1953.1+2115与一个新发现的矮新星（命名为S 10943 Vulpeculae），复发时间为83.6天。根据观测到的2.871小时的超级峰周期计算，武宿一S 10943的周期约为2.8小时，是大熊座SU中第二大的超级峰（和轨道）周期（与TU Men一起）。
1998-08-19 astro-ph
FH Leonis, the first dwarf nova member of a multiple star system?
1992年，在HIPPARCOS卫星上观测到HD 96273或BD+07 2411 B的突然增亮，这仍然需要一个令人信服的解释。一个新的分析所有已知的数据，这两颗星，包括额外的信息的巴耳末线等效宽度。这种增亮可以解释为SU UMa型矮新星爆发，叠加在两颗正常F型和G型主序星的组合光上。由于假设的矮新星与HD 96273和BD+07 2411 B的距离相同，我们可能在这里看到了激变变星作为多恒星系统成员的第一个例子。关于历史和进化的问题，以及可能的方式来确认这种解释，简要概述。
2006-03-27 astro-ph
Radiation from Dwarf Nova Discs
我们使用Sznov和Wehrse（1991）的程序模拟了静止矮新星盘的垂直结构和发射特性。我们发现，在HT Cas的情况下，静态光盘必须是光学薄，与标准光盘不稳定模型的要求相矛盾。我们发现粘度参数α> 1。虽然这是远远低于等温板模型中获得的值（~ 100），它是不符合吸积盘模型的假设。
1998-06-04 astro-ph
The Dwarf Nova PQ Andromedae
我们报告了WZ人马座型矮新星PQ仙女座的测光研究。光变曲线显示出周期为1263（1）和634（1）s的强信号（0.05 mag全振幅），以及P=80.6（2）min的双峰信号。我们将前两个解释为基础白矮星的非径向脉动周期，最后一个解释为基础双星的轨道周期。我们估计距离自行150（50）pc的距离和两个标准烛光：白矮星和矮新星爆发。在这个距离上，K星等意味着次级恒星可能比主序星上的任何恒星都要暗--表明质量低于库马尔极限0.075 M_sol。PQ和可能是另一个“周期弹跳器”，进化现在驱使二进制到更长的周期。
2005-06-07 astro-ph
Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: III. A New Kind of Dwarf Nova Oscillation, and Further Examples of the Similarities to X-Ray Binaries
我们提出了对激变变星（CV）中矮新星振荡（DNOs）和准周期振荡（QPOs）周期的测量，其中许多是从已发表的文献中挑选出来的，但也有一些是新观测到的（在VZ Pyx、CR Boo、OY Car、Z Cha、AQ Eri、TU Men、HX Peg、CN Ori、V893 Sco、WX Hyi和EC 2117 -54中）。这些系统提供了26个系统的数据。我们发现，在一般情况下，P_QPO ~ 15 P_DNO和CV的相关性在频率上比X射线双星的相关性低三个数量级。此外，我们还发现了第二种类型的DNO，以前被忽视，其周期是常规DNO的4倍（以及从出版物中挖掘的那些，我们在VW Hyi，OY Car，AQ Eri，V803 Cen，CR Boo，VZ Pyx，HX Peg和EC 2117 -54中观察到它们）。通常这两种类型的DNO共存。与标准DNO不同，新类型的周期，我们称之为长周期DNO（lpDNO），对吸积光度相对不敏感，甚至可以出现在矮新星的静止期。我们将它们解释为磁通道吸积到白矮星主要的差动旋转主体上，而不是像标准DNO那样快速滑动的赤道带上。这一点得到了一些原色的v sin（i）的已发表测量结果的支持。CV中的DNO、lpDNO和QPO与X射线双星中的三种类型的QPO（爆发脉动、高频和低频QPO）有一些相似之处。
2003-06-04 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
ST/STIS Spectroscopy of the White Dwarfs in the Short-Period Dwarf Novae LL And and EF Peg
我们提出了新的HST/STIS观测的短周期矮新星LL和EF Peg在深平静。我们拟合恒星模型的紫外光谱，并使用光学和红外观测，以确定系统中的白矮星的物理参数，到双星的距离，以及这些恒星的性质。这两颗白矮星都相对较冷，在15000 K附近有T_{eff}，与0.6 M太阳质量一致。LL And中的白矮星具有太阳丰度或略低，而EF Peg中的白矮星则接近0.1-0.3太阳丰度。LL和被发现是760 pc的距离，而EF钉是接近380 pc。EF Peg似乎有一颗~ M5 V的第二颗恒星，与其轨道周期的预期一致，而LL And的第二颗天体仍然是一个谜。
2002-04-11 astro-ph
AD Mensae: a dwarf nova in the period gap
根据其长期的变化，AD Men被归类为可能的长周期矮新星。而最近的光谱数据则表明这是一个短周期系统。通过这里提出的意见，我们旨在澄清其性质。时间分辨光度学和光谱学已被用来获得这个系统的轨道周期的信息。光变曲线显示出典型的闪烁和明显的驼峰状周期调制，平均振幅为0.3mag，周期为P = 2.20（02）h。对H α发射线的径向速度测量证实了这一数值为轨道周期。因此，AD Men位于激变变星周期分布缺口的下端，但显然在缺口内部，使其成为这个重要周期范围内仅有的11颗矮新星之一。
2006-04-12 astro-ph
A Far Ultraviolet Study of the Hot White Dwarf in the Dwarf Nova WW Ceti
我们提出了一个综合的光谱分析IUE档案和FUSE FUV光谱的奇特矮新星WW鲸鱼座。在鲸鱼座WW的静止期，一个Twd=26，000 K的白矮星可以解释FUV通量，并给出适当的距离。然而，与观测结果最吻合的是一个双温白矮星模型，其中一个较冷的白矮星在Twd=25，000 K时提供了75%的FUV通量，而一个较热的区域（吸积带或光学厚盘环）在T=40，000 K时提供了25%的通量。我们从FUSE光谱中发现，白矮星以投影旋转速度Vsin {i} = 600 km/s旋转。我们的温度结果提供了一个额外的数据点，在分布的Twd与轨道周期以上的CV周期的差距，很少Twds可用。
2006-02-06 astro-ph
IW And is a Z Cam-Type Dwarf Nova
IW And被发现是一个独特的蓝色变星，它有72%的时间处于“不活跃”状态，只有偶尔在明亮或暗淡的状态下被观测到。虽然过去的光谱学证实了该天体是一个激变变星（CV），但该天体被认为与已知的CV子类有显着不同。我们观察到IW和2001年12月6日和2002年3月25日之间的55个夜晚。这些观测清楚地表明，该天体是一颗Z凸轮型矮新星。IW和中的静止占空比在Z Cam明星中异常高。IW And显然是第一个填补经典Z Cam星和novalike（NL）星之间空白的天体。
2002-04-20 astro-ph
