V893 Sco Is Not an ER UMa-Type Star
V893 Sco是一颗最近被重新发现的明亮食矮星新星，位于周期间隔之下。最近，Mason等人（2001）提出了V893 Sco是一颗ER UMa型矮新星的观点。通过对我们的CCD观测和VSNET报告的分析，我们发现V893 Sco与ER Uma星没有相似的特征。我们认为Mason等人（2001）的观点，包括从V893 Sco的观测中推断的ER Uma星的演化地位，需要重新考虑。
2002-01-22 astro-ph
V485 Centauri: the Shortest Period SU UMa Star
报道了矮新星V485~Cen在1997年超爆发期间的CCD观测结果。V485 Cen的长持续爆发特征斜率、亮度下降和清晰的超级峰的存在证明了它属于SU UMa型变星。超峰周期等于0.042156 +/- 0.000004 d（60.7 min）。因此，V485 Cen是SU UMa型恒星中已知周期最短的，比先前已知的天体周期短25%。对超峰极大值出现次数的分析表明，当P（dot）=28.3*10^{-5}时，超峰周期增大。这一事实证实了一个假设，即最短周期SU UMa变星与其他这类恒星相反，具有P（点）的正值。
1997-06-17 astro-ph
IY UMa: accretion disc evolution after superoutburst
利用新发现的食型矮新星IY Uma的CCD测光，研究了吸积盘在衰退晚期和平静期的物理性质。食图分析表明，在这几个阶段，吸积盘温度较低，亮度温度分布近似平坦，T_BR约为5000-5500 K。在2月和3月，热点位于距盘中心0.36a和0.25a处。轨道驼峰强度在一个月内下降约30%。以最小的可能大小的热点，我们推导出其亮度温度的上限，15900 K和13800 K，分别。
2000-12-20 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
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
High-speed energy-resolved STJ photometry of the eclipsing dwarf nova IY UMa
我们提出了高时间分辨率测光的矮新星IY UMa使用的S-Cam 2超导隧道结装置连接到4.2米的威廉赫歇尔望远镜在La Palma。利用定义明确的白矮星和热点食的特征，我们得到了一个更新的轨道星历IY Uma和轨道周期为0.07390897（5）天。一个白矮星进入/离开的持续时间为31 +/-2秒，伴随着亮点的接触阶段，给出了M_1=0.79 +/- 0.04 Msun和M_2=0.10 +/- 0.01 Msun，对应于质量比q=0.125 +/- 0.008。白矮星的食宽为0.0637，意味着i=86.0 +/- 1度。在所有三次观测到的日食期间，轨道光变曲线都观察到持续时间为30 +/-2秒的奇怪上升。它发生在白矮星入口的末端和热点入口之间，颜色是蓝色的。我们认为，这种光的来源在于气体流的掩埋部分，导致一个紧凑的，热的影响腔。
2002-10-30 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
Genetic-Algorithm-based Light Curve Optimization Applied to Observations of the W UMa star BH Cas
我已经开发了一个程序，利用遗传算法为基础的优化方案，以适应所观察到的食双星的光变曲线与威尔逊Devinney代码产生的模型。这种方法的主要优点是全局搜索能力和最终结果的客观性。虽然这种方法可以比其他一些快速全局搜索技术更有效，但代码的计算需求仍然相当大。我把这个拟合方法应用到我对WUMa型食双星BH Cassiopeiae的观测中。对Steward天文台1994/95年的V波段CCD数据和McDonald天文台1996年的U波段和B波段光电数据的分析提供了三条完整的光变曲线来约束拟合。此外，1997年从McDonald天文台获得的径向速度曲线提供了系统质量比的直接测量，以限制搜索。基于GA的拟合结果与Wilson-Devinney代码中的标准微分校正程序获得的最终轨道解非常一致。
1999-05-21 astro-ph
The 2006 November outburst of EG Aquarii: the SU UMa nature revealed
我们报告了2006年11月爆发期间激变变星宝瓶座EG的时间分辨CCD测光。在爆发期间，明确地探测到了平均周期为0.078828（6）天的超级峰，首次将该天体归类为SU UMa型矮新星。事实证明，这次爆发也包含了一种前兆。在前体结束时，观察到驼峰的不成熟轮廓。通过对这些峰的相位分析，我们将这些特征解释为超级峰。这是第二个例子，超级驼峰显示在一个前兆。在爆发的最大阶段附近，我们发现超峰周期突然移动了${\sim}$ 0.002天。在超极大值之后，超峰周期以$\dot{P}/P$ = $-8.2{\times}10^{-5}$的速率减小，这是典型的SU UMa型矮新星。虽然爆发光变曲线是SU UMa型矮新星的特征，但对该变量的长期监测显示，在过去十年中没有爆发。我们注意到长周期和不活跃的SU UMa型矮新星的基本性质。
2008-05-27 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). IX Draconis - a Clue for Understanding Evolution of Cataclysmic Variable Stars
我们报告了频繁爆发的矮新星IX Draconis的广泛测光。在五个月的观测中，这颗恒星经历了三次超级爆发和七次普通爆发。这使我们能够确定其超级周期和周期长度分别等于54 +/- 1和3.1 +/- 0.1天。在2003年9月的超级爆发期间，具有最好的观测覆盖范围，IX Dra显示出清晰的超级驼峰，Psh=0.066968（17）天。在整个超级爆发期间，这一时期是恒定的。另一个周期，在超爆发时IX Dra的光变曲线中清晰可见，其值为0.06646（6）天，我们将其解释为双星的轨道周期。因此IX Dra是第一颗在整个超级爆发期间显示轨道调制的SU Uma星。这两个周期之间的节拍是超级驼峰不寻常的相位反转的主要原因-这是以前在ER Uma中观察到的现象。如果我们对第二个周期的解释是正确的，那么IX Dra的周期过剩$ε$非常低，仅为0.76% +/-0.03%。这意味着非常低的质量比q=0.035 +/- 0.003，这强烈表明该系统包含一个质量约为0.03 Mo的类棕矮星简并次级恒星，而IX Dra是已知最演化的矮新星。如此低的质量比导致吸积盘的外缘达到系统各组成部分之间距离的80%。这又使得盘粒子进入2：1共振，并导致整个超爆发的光变曲线中出现轨道周期。IX Dra的高水平活动和亮度表明，非常古老的激变变星经历了活动增加的事件，导致系统质量损失导致角动量损失。
2004-03-09 astro-ph
Curious Variables Experiment (CURVE). Three Periodicities of BF Ara
本文报道了矮新星BF Ara在连续15个静止夜晚的CCD测光。光变曲线在这个区间主要由0.8等左右的大振幅调制组成，由两个周期组成。高振幅信号的特征是周期为0.082159（4）天，其以dotP/Psh = 3.8（3）* 10^{-5}的速率增加。较弱且稳定的信号周期为0.084176（21）天。Kato等人（2003）确定了BF Ara的超峰周期为0.08797（1）天，第一个调制被解释为倾斜吸积盘逆行进动产生的静态负超峰，第二个调制被解释为双星的轨道周期。周期过剩率和周期亏损率分别为Δ_+ = 4.51% +/- 0.03%和Δ_- = -2.44% +/-0.02%。因此，BF Ara是另一颗质量比q约为0.21的能隙新星。
2008-01-10 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
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
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
A Suprime-Cam study of the stellar population of Ursa Major I dwarf spheroidal galaxy
介绍了大熊座I矮球状星系（dSph）的深宽V、I CCD测光结果。该星系的图像是由斯巴鲁/Suprime-Cam广角相机拍摄的，覆盖了位于星系中心的34 \arcmin $\times$ 27 \arcmin的视场。Uma I dSph的色星等图（CMD）显示了一个陡峭而狭窄的红巨星分支（RGB），蓝色和红色水平分支（HB）和主序星（MS）。一个定义明确的主序关断（MSTO）被发现位于V $_{0,MSTO}\sim$ 23.5马格。距离模数是从水平分支（V $_{0,HB}=20.45\pm0.02$）的V波段幅度导出$(m-M)_0=19.93\pm0.1$（对应于距离D $=96.8\pm4$ kpc）。RGB星的平均金属丰度是由V $-$ I的颜色[Fe/H] $\sim-2.0$估算的。由理论等时线叠加计算的关闭年龄表明，Uma I dSph中的大多数恒星形成于非常早期（$\sim12$ Gyrs前）。基于MS、RGB、HB星和蓝离散星（BS）的恒星数密度等值线图显示，Uma I dSph的形态非常不规则和扭曲，表明该星系正处于分裂过程中。恒星星族的非常古老和金属贫乏的性质意味着，这一新发现的暗淡dSphs的恒星形成历史可能与其他著名的“经典”dSphs不同，这些dSphs显示出显着的中间年龄的恒星星族。Uma I dSphs的恒星星族与银河系古老的贫金属球状星团非常相似…
2008-04-18 astro-ph
Photometry of VS0329+1250: A New, Short-Period SU Ursae Majoris Star
介绍了最近发现的金牛座爆发型变星VS 0329 +1250的时间分辨CCD测光。在六个晚上获得的总共约20小时的数据揭示了光变曲线中的超级驼峰，证实了这颗恒星是SU UMa类矮新星的成员。超峰的重现周期为0.053394（7）天（76.89分钟），这是经典SU Uma星中已知的最短超峰周期。对超峰极大值时间的二次拟合显示，在我们的观测过程中，超峰周期以dP/dt ~（2.1 +/- 0.8）x 10^{-5}的速率增加。根据轨道周期与矮新星在最大亮度下的绝对视星等之间的经验关系，VS 0329 +1250位于距离约1.2 +/- 0.2 kpc的位置。
2007-02-26 astro-ph
A New Cataclysmic Variable RX J0757.0+6306: Candidate for the Shortest Period Intermediate Polar
一个新的激变变星被确定为在ROSAT全天巡天期间发现的微弱硬X射线源RX J0757.0+6306的光学对应物。强双峰发射线承担证据的吸积盘通过S-波变化的周期为81 +/- 5分钟。我们确定此期间的轨道周期的二元系统。CCD测光显示了8.52 +/- 0.15分钟的额外周期，该周期在四个晚上都是稳定的。我们认为RX J0757.0+6306可能是一颗中间极星，但不能排除它是SU UMa矮新星群成员的可能性。
1998-03-19 astro-ph
Accretion Disc Evolution in DW Ursae Majoris: A Photometric Study
我们提出了一个分析的CCD光度观测的食novalike激变变量DW UMa在两个不同的光度状态：高和中间。这颗恒星呈现的食的深度非常不同：在高状态下约为1.2等，在中等状态下约为3.4等。日食图显示，这种差异几乎完全是由于吸积盘半径的变化：从中间态的~ 0.5RL 1到高态的~ 0.75RL 1（RL 1是从白矮星到第一个拉格朗日点的距离）。在中间状态下，整个圆盘被遮住，而在高状态下，它的外部仍然可见。我们还发现，光盘的中心强度几乎是相同的，在两个光度状态，它是负责从1999/2000年的低状态的最终上升盘半径的增加。我们发现，光盘的强度分布是相当平坦的，并提出了一个可能的解释。我们还讨论了使用一个更现实的边缘变暗法的光盘温度从日食映射实验推断的效果。高态数据的周期图分析揭示了“正的超级峰”，在2002年和2003年的周期分别为0.1455和0.1461，与Patterson等人的结果一致。然而，我们不能证实这些作者报道的准周期振荡。得到了DW UMa的更新轨道星历：Tmin[HJD]=2446229.00687（9）+0.136606527（3）E。
2004-03-17 astro-ph
Pushing the Limits of Ground-Based Photometric Precision -- Sub-Millimagnitude Time-Series Photometry of the Open Cluster NGC 6791
本文利用6.5米MMT望远镜上的Megacam宽视场镶嵌CCD相机对疏散星团NGC 6791进行了三个夜晚的时间序列研究。这项研究的目的是证明有能力获得非常高的精度测光的大量恒星。我们对该星团中8000多颗14.3 < R < 20.1的恒星实现了优于1%的精度，对300多颗14.6 < R < 16.3的恒星实现了亚毫米级（低至0.36 mmag）精度。我们还发现了8颗新的变星，包括一颗振幅为2%的可能的盾牌座δ变星，6颗可能的W Uma接触双星，以及一颗可能的RS CVn星，我们还确定了5颗疑似低振幅变星，包括一颗振幅为3 mmag的恒星。我们评论这项研究的影响，地面为基础的调查过境行星小海王星。
2005-04-21 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
Image-Subtraction Photometry of Variable Stars in the Field of the Globular Cluster NGC 6934
本文给出了球状星团NGC 6934视场内85颗变星的CCD BVI测光结果。用图像减影软件包ISIS进行光度测定。其中24颗RRab星，5颗RRc星，2颗W UMa型食双星，1颗SX Phe星，3颗其他类型变星。这两个发现的接触双星都是前景恒星。SX Phe变星最有可能属于星团蓝离散星。在这个星团以及我们最近观测到的其他星团中发现的大量新的天琴座RR型变星表明，迄今为止在附近星系球状星团中发现的天琴座RR型变星总数是明显不完整的（>30%）。通过对RRc变星的光变曲线进行傅立叶分解，估算出这些恒星的基本性质：M=0.63 M_odot，log（L/L_odot）=1.72，T_eff=7300，Y=0.27。使用RRab变量，我们得到：M_V=0.81，[Fe/H]=-1.53和T_eff=6450。从RRab变量在最小光照下的B-V颜色，我们得到E（B-V）=0.09+-0.01。利用文献中RRab和RRc绝对星等的不同定标，估算了星系团的表观距离模：（m-M）_V= 16.09+-0.06。我们注意到Piotto等人最近提出的NGC 6934的基于HST的V波段测光的零点可能存在误差。在分析的RR Lyr星样本中，我们检测到一个短周期、低振幅的变星，它可能属于第二泛频变星（RRe亚型变星）。所有变量的英属维尔京群岛光度测定可通过匿名FTP以电子方式获得。可应要求提供整套CCD框…
2000-10-17 astro-ph
Photometric variability in the old open cluster M 67. II. General Survey
我们使用差分CCD测光搜索的变化，在BVI的990颗恒星投射在和周围的老疏散星团M 67。在以前的论文中，我们报告了22个星团成员的结果，这些成员是X射线源的光学对应物;这项研究的重点是我们观测的其他恒星。采用了各种采样率，允许研究从\sim 0.3小时到\sim 20天的时间尺度上的可变性。在研究的最亮的光源中，可以检测到小到σ约10 mmag的变化（> 3 σ置信度）;对于观察到的典型恒星，可以检测到σ约20 mmag水平的变化。这项研究对于12.5 < B < 18.5，12.5 < V < 18.5和12 < I < 18的恒星在距离星团中心约10弧分的半径内是无偏的。此外，在星团中的一些小区域中还监测到了10 < BVI < 12.5的恒星。我们目前的测光研究的所有990个来源，并报告的变化特性，发现这些恒星的变量在统计上显着的水平。在这些变量中，我们强调了几个值得进一步研究的来源，包括位于星团双星序列上的恒星、巨星分支上的恒星、蓝离散星和新发现的W UMa系统。
2001-12-07 astro-ph
