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
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
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
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
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
J-band spectroscopy of cataclysmic variables
给出了短周期矮新星WZ Sge、VY Aqr的时间分辨J波段（1.025 - 1.340 μ m）红外光谱和短周期矮新星DN EF Peg和新星变星PX And的单谱。在VY Aqr和EF Peg的光谱中有一些证据表明，我们已经检测到了二级恒星，无论是在连续斜率中，还是通过光谱特征的可能存在。另一方面，WZ Sge和PX And的光谱没有显示出二级星的存在，其对J波段光的贡献上限分别为10%和20%。WZ Sge次级的光谱类型被限制为晚于M7.5V。利用斜映射，我们已经能够推导出VY Aqr中二级恒星径向速度半振幅的值Kr =（320 +/- 70）km/s，结合Thorstensen & Taylor（1997）的Kw，得到质量比q = 0.15 +/- 0.04。
1999-11-11 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
Discovery of Non-radial pulsations in PQ Andromedae
我们在WZ Sge矮新星PQ And的时间序列测光中探测到脉动。功率谱中的最强峰出现在10.5分钟的周期处。在其他WZ Sge系统中也观察到类似的周期，并归因于ZZ Ceti型非径向脉动。在光度测量中，没有任何迹象表明它的轨道周期约为1.7小时，就像以前的光谱观测所报告的那样。
2005-06-05 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
Photometry of symbiotic stars XI. EG And, Z And, BF Cyg, CH Cyg, CI Cyg, V1329 Cyg, TX CVn, AG Dra, RW Hya, QW Sge, IV Vir and the LMXB V934 Her
本文介绍了EG And、Z And、BF Cyg、CH Cyg、CI Cyg、V1329 Cyg、TX CVn、AG Dra、RW Hya、AR Pav、AG Peg、AX Per、QW Sge、IV Vir和M巨星V934 Her的新测光观测结果。
2004-02-06 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
Investigating the structure of the accretion disk in WZ Sge from multi-wave-band, time-resolved spectroscopic observations: Paper II
我们提出了我们的第二篇论文描述多波段，时间分辨光谱的WZ SGE。我们分析了整个轨道周期的光学和红外发射线的演变，并找到证据，在巴尔末线，光学薄吸积盘和光学厚热点。光学和红外发射线被用来计算径向速度曲线。拟合我们的径向速度测量值，给出了一组内部不一致的K1值，伽马值和红蓝交叉的相位。我们提出了一个可能的解释，这些差异，并提供类似的行为在其他短轨道周期的矮新星的证据。选择的光学和红外光谱测量，以确定吸积盘半径。盘半径的值被发现是强烈依赖于假设WD质量和二进制轨道倾角。然而，在过去的40年里，在超级周期的所有阶段，光发射线（即外盘半径的指示）中的峰值的分离被发现是恒定的。
2000-06-06 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
Photometric study of two novae in M31
本文报道了M31星系中两颗新星的$R_cI_c$光变曲线。其中一颗新星从最初的流量增加开始被跟踪，而另一颗则在亮度下降阶段被观察到。第一颗新星在爆发阶段的光度测定表明，它的峰值$R_c$星等约为17.2等，通量下降率为0.11等/天$^{-1}$，这表明它是一颗快速新星。爆发一个月后，它显示出变红，然后是$I_c$通量的平台。第二颗新星在$R_c$和$I_c$中显示出一个隆起，可能是在爆发后大约三周。
2003-11-11 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
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
Photometric study of southern SU UMa-type dwarf novae and candidates -- III: NSV 10934, MM Sco, AB Nor, CAL 86
我们用光度计观测了四颗爆发的南矮星新星（NSV 10934、MM Sco、AB Nor和CAL 86）。NSV 10934是一颗SU UMa型矮新星，其平均超峰周期为0.07478（1）d。这颗恒星在超峰的最后生长阶段也表现出准周期振荡（QPO）的短暂出现。结合最近的理论解释和正常爆发的相当不寻常的快速终端衰落，NSV 10934可能是一个候选的中间极性显示SU UMa型的属性。测得MM Sco和AB Nor的平均超峰周期分别为0.06136（4）d和0.08438（2）d。我们认为，AB也不属于一个相当罕见的类的长周期SU UMA型矮新星低传质速率。我们还观测到了疑似SU UMa型矮新星CAL 86的爆发。我们确定这次爆发为正常爆发，并确定平均下降率为1.1 mag/d。
2003-10-01 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
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
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
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 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
M31N 2005-09c: a fast FeII nova in the disk of M31
经典新星在M~31中相当常见。然而，迄今为止对M31新星的光谱研究很少，特别是在早期衰退阶段。我们的目的是研究一个M31新星事件的光度和光谱演化接近爆发。本文利用希腊克里特岛Skinakas天文台的1.3米望远镜，从2005年9月28日开始，即爆发后约5天，到2005年10月5日，即爆发后约12天，对M31盘中的经典新星M31 N 2005- 09 c进行了光度和光谱观测。我们还在2005年9月29日和30日，10月3日，6日和9日以及11月1日从西班牙安达卢西亚北部的La Sagra天文台进行了补充测光观测。光谱覆盖的波长范围为3565 A至8365 A。该光谱具有高S/N，允许研究巴耳末线的等效宽度的演变，以及识别非巴耳末线。新星显示了一个典型的早期衰退光谱，其特征是许多弱FeII多重态发射。它被归类为P $_{fe}$ nova。根据新星的光变曲线，我们还导出了它的速度级，t=14+-2.5天。随着新星的演化，巴耳末线变得更强、更窄。新星早期的膨胀速度随时间的衰减遵循幂律，指数为-0.2。
2007-02-20 astro-ph
On Nova Scorpii 2007 N.1 (V1280 Sco)
我们介绍了我们的测光和光谱观测的结果新星Sco 2007 N.1（V1280 Sco）。由于观测仅进行了一个晚上，因此光度数据由光变曲线中的单个数据点表示。光谱覆盖了爆发期间物体演化的两个不同阶段，即极大值前和极大值后。在Na I 'D'线（5889）上的P-天鹅座轮廓的测量被导出为壳膨胀的速度，得到$1567.43 \pm 174.14$ km s $^{-1}$。我们认为V1280 Sco是一颗快速的Fe II型新星。
2008-02-08 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
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
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 1999 outburst of the eclipsing and recurrent nova U Scorpii
本文介绍了1999年食周期新星U Sco爆发的光谱和光度演化。光度演化与之前的事件非常吻合。最大发射谱线的FWZI= 10，000 km/sec在第23天下降到4，000 km/sec，谱线轮廓发生了连续和剧烈的变化。在亮度下降的过程中，没有星云线变得可见，电离度增加。在我们的光谱中，前两周后发射谱线分裂成三个分量，这是以前没有报道过的，也是相当令人困惑的。辐射光度被发现是一个微小的部分，经典新星的任何合理的距离，以U斯科。
1999-06-15 astro-ph
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables: III. V842 Cen, BY Cir, DD Cir, TV Crv, V655 CrA, CP Cru, V794 Oph, V992 Sco, EU Sct and V373 Sct
我们提出了进一步的结果，从一个高速测光调查的微弱激变变量。我们发现V842 Cen（Nova Cen 1986 No.2）是一个非常活跃的天体，但没有明显的轨道调制。BY Cir（Nova Cir 1995）是一个食系统，轨道周期P（orb）为6.76小时。TV Crv是一颗SU UMa型矮新星，在静止时测光发现其P（orb）= 1.509 h. DD Cir（Nova Cir 1999）是一个食系统，P（orb）= 2.339 h，可能是一次二次食，光度调制约为670 s。V655 CrA是高活性的，但没有显示轨道调制。V794 Oph的鉴定可能是不正确的，因为我们没有发现光度变化。CP Cru（Nova Cru 1996）是一个P（orb）= 22.7 h的食系统。V992 Sco的周期调制P（orb）= 3.686 h。假定的EU Sct标识可能不正确。最后，在一次运行中，V373 Sct（Nova Sct 1975）具有258.3 s的相干周期，使其成为候选的武仙座DQ星。
2003-01-14 astro-ph
V4633 Sgr - a probable second asynchronous polar classical nova
在1998-2005年期间对V4633 Sgr（1998年人马座新星）的测光观测揭示了存在一个稳定的测光周期，P1=180.8 min，这可能是潜在的双星系统的轨道周期。第二个周期出现在该物体的光变曲线中，持续了六年。在新星爆发后不久，它被测量为P2=185.6分钟。在接下来的几年里，它单调下降，在2003年达到P2=183.9分钟。2004年，它不再被发现。我们认为，第二个周期性是这个系统的磁性白矮星的自旋，几乎同步旋转的轨道革命。根据我们的解释，新星V4633 Sgr的爆发后演化遵循与V1500 Cyg（1975年天鹅座新星）在该新星爆发后所采取的类似的轨道，在更长的时间尺度上。这种膨胀现象可能是新星爆发导致白矮星光球层显著膨胀的结果。恒星转动惯量的增加与其自转速率的相应降低有关。我们的观测一直跟随着白矮星的旋转，这是由于恒星慢慢地回到爆发前的状态时，它的外壳收缩造成的。因此，它是第二颗已知的非同步极区经典新星。
2008-05-10 astro-ph
The cataclysmic variable CW 1045+525: a secondary-dominated dwarf nova?
本文介绍激变变星CW 1045+525的光谱和光度观测结果。光谱和光度曲线都显示出K5 V-M0 V次级的强烈贡献。通过测量次级吸收线的径向速度，得到了轨道周期P_orb = 0.271278（1）d。次级的周期和光谱类型表明距离为350 - 700 pc。有证据表明，额外的来源线和连续发射，但没有直接证据的吸积盘。我们讨论了几种方案的CW 1045+525的性质的基础上，我们的研究结果，发现矮新星分类的最可能的，虽然不完全令人满意，解释所观察到的特征。
2001-10-18 astro-ph
Nova Sagittarii 1998 (V4633 Sgr) - a permanent superhump system or an asynchronous polar?
本文报道了1998-2000年对人马座V4633的观测结果。在三年的观测中，光变曲线中出现了两个光度周期：一个稳定在P=3.014 h，这可能是基本双星系统的轨道周期，另一个相干性较低，比前者长约2.5%。后者的周期性可能是一个永久的超级驼峰，或者是一个几乎同步的磁系统中的白矮星的自旋周期。第三个时期，在P=5.06天，对应于两个时期之间的节拍可能是在1999年。我们的研究结果表明，质量转移的过程中发生的双星系统，因为不迟于两个半月后的新星爆发。根据我们的光谱测量和已发表的光度数据，我们得到了E（B-V）~0.21的星际红化，并估计到这颗新星的距离为d~9 kpc。
2001-09-10 astro-ph
The nature and evolution of Nova Cygni 2006
AIMS：Nova Cyg 2006在其整个爆发过程中一直被密切观察。我们调查的能量和中央源和不断扩大的喷出物，其化学丰度和电离结构的演变，以及尘埃的形成。实验方法：我们记录了低，中，和/或高分辨率的光谱（校准到准确的绝对通量）的39个夜晚，随着2353测光UBVRcIc措施的313个夜晚，并补充他们的红外数据从文献。结果：该新星最初表现出FII型快速新星的正常光度和光谱演化。前极大，主要，扩散增强，猎户座吸收系统的发展正常的方式。在最初的爆发之后，新星逐渐减缓了它的衰落速度，直到衰落逆转并达到第二个最大值（8个月后），伴随着巨大的光谱变化。在从第二个高峰迅速下降后，新星最终进入星云阶段并形成光学上薄的尘埃。我们计算了形成的尘埃量，并进行了光电离分析的发射线光谱在星云阶段，这表明了强烈的浓缩的喷出物中的氮和氧，没有氖，在协议的理论预测估计1.0 Msun白矮星在2006年的天鹅座新星。与调查不力的V1493新星Aql 1999 a的相似性进行了讨论。
2008-10-14 astro-ph
Photometric and Spectroscopic Observations of V1280 Sco
B，V，Rc，Ic，y，J和Ks波段的光度测量和低色散光谱观测的新星V1280 Sco，爆发后不久开始，报告。我们表明，V1280斯科是一个铁II新星，它正在经历历史上最慢的光谱演化。在早期阶段观察到的快速下降是由尘埃壳的形成引起的。我们利用光谱上的吸收线估算了CNO的丰度，发现[C/Fe] ~ 1.4，[N/Fe] > 2.0和[O/Fe] ~ 1.1的超丰度。
2008-12-22 astro-ph
Symbiotic stars on Asiago archive plates. II
Asiago的照片档案已经被搜索包含共生恒星Hen 2-468，QW Sge，LT Del，V407 Cyg，K 3-9，V335 Vul，FG Ser和Draco C-1的底片。总共发现了635个成像程序星的底片，并使用Henden & Munari（2000）UBVRI光度序列估计了亮度。这些历史数据首次允许确定Hen 2-468（774天）和QW Sge（390.5天）的轨道周期，LT Del（465.6天）的轨道周期有了显着的改进，V407 Cyg的脉动周期和红色（R和I波段）的复杂光曲线形状的评估。一些以前未知的爆发也被发现。（论文I：Munari等人，2001年，A&A 370，503）
2002-02-06 astro-ph
Nova Scorpii 1941 (V697 Sco): A Probable Intermediate Polar
V697 Sco是1941年天蝎座新星的遗迹，目前的光度值为V ~ 20.0，它具有中极星（IP）的特征，轨道周期（Porb）为4.49h，自转周期（Prot）为3.31h。因此，它似乎是一个罕见的IP类的成员，其中Prot ~ Porb，这可能是discless系统。在0.5质子的调制的突出，其轨道边带，表明两极吸积。
2002-10-21 astro-ph
On the occurrence of dwarf nova outbursts in post novae
我们表明，照射的吸积盘的白矮星限制发生矮新星爆发后新星吸积盘。新星爆发后，白矮星必须冷却长达100年-取决于轨道周期（即，盘的大小）和新星爆发后白矮星的温度-在盘可以开始产生矮新星爆发之前。在此期间，内圆盘保持在热的电离状态。使用这些计算，我们解释了后新星V446她（新星她1960年），这表明今天定期矮新星爆发的长期光度变化。随着V446 Her中的白矮星在未来10-20年内继续冷却，我们预测爆发的幅度会增加，爆发频率会降低，因为吸积盘辐射的减少会使吸积盘的环形范围增加，从而参与极限环振荡。
2000-08-31 astro-ph
