SU Uma stars: Rebrightenings after superoutburst
SU Uma恒星在长时间的超爆发后，通常会出现一次或多次的再亮。我们展示了这种现象如何可以被理解为反复反射的过渡波调解之间的变化热和冷状态的吸积盘和来回旅行的外盘区域，留下一个内部永久热。这表明粘度暂时增加，可能与在长时间超级爆发期间发电机操作形成大规模和持续时间更长的磁场有关。Kato和Osaki在开普勒观测中发现的V585天琴座爆发后早期光变曲线中的“微小再亮”似乎可以理解为低光度变化的小极限环，其起源于冷光学厚盘的热平衡曲线中的摆动特征。
2015-04-02 astro-ph.SR
CC Sculptoris: Eclipsing SU UMa-Type Intermediate Polar
我们观测到了2014年SU UMa型中极CC Scl的超级爆发。我们在超爆发平台期和衰落后的三个夜晚探测到了平均周期为0.05998（2）d的超峰。在三夜后的超爆发阶段，观测到一个0.059523（6）d的稳定超峰周期。我们发现这个天体是一个轨道周期为0.058567233（8）d的食系统。假设超爆发后阶段的吸积盘半径与其它SU UMa型矮新星相似，由吸积盘的动力学进动率得到质量比q=0.072（3）。爆发期间的日食剖面可以用80.6+/-0.5度的倾角来模拟。2014年的超级爆发之前有一个前兆爆发，爆发的整体外观类似于普通SU UMa型矮新星的超级爆发。我们表明，标准的热潮汐不稳定性模型可以解释在这个系统中的爆发行为，并建议内部截断磁盘的磁性的白矮星并没有强烈影响的行为在外部的磁盘。
2014-09-29 astro-ph.SR
Precursor outbursts and superoutbursts in the SU UMa-type dwarf nova NN Camelopardalis
我们在2007年，2008年和2009年的NN凸轮三次爆发测光报告。2007年的事件开始于一次正常的爆发，持续了大约4天，这是一次持续至少13天的超级爆发的前兆。前兆和超级爆发的振幅都比平均静止期高出4.9等。在平均超峰周期Psh = 0.07385（56）d的超爆发期间，观测到最大峰间振幅为0.22 mag的超峰。Psh持续下降，dPsh /dt = -1.72（23）x 10-3。我们使用我们的测量来证实另一位研究人员报告的两个可能的Porb值中较短的一个是正确的，Porb = 0.0717 d。2008年的爆发观测得相当差，尽管我们提出的证据表明这也可能是一次超级爆发。2009年的事件也是一次超级爆发，Psh = 0.07414（44）d，但我们没有找到前兆的证据。根据2007年和2009年的数据，我们报告了一个周期为0.030（8）到0.034（6）的超级峰，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征，并估计了双星质量比q = Mwd/Msec $\simeq$ 0.11到0.17
2010-09-09 astro-ph.SR
The first confirmed superoutburst of the SU UMa type dwarf nova SDSS J083931.35+282824.0
我们报告了2010年4月最近发现的矮新星SDSS J083931.35+282824.0的第一次确认的超爆发的未经过滤的CCD测光。它从平静时的19.8等上升到14.0等，爆发幅度至少为5.8等。只有爆发的平台阶段被观察到，在此期间，峰间振幅高达0.28等的超级驼峰存在，确认这是一颗SU UMa型矮新星。平均超峰期在前3天为Psh = 0.07836（2），随后降至0.07800（3）d。对数据的分析表明，轨道周期Porb = 0.07531（25）d。超峰周期超出分数为0.039（6），这与其他类似轨道周期的矮新星一致。
2010-11-24 astro-ph.SR
Superoutbursts of the SU UMa-type dwarf nova CP Draconis
对2001年2月至2009年4月期间观测到的SU UMa型矮新星CP Dra的分析揭示了15次爆发，其中至少有8次是超级爆发。超旋回长度为230 ± 56 d。我们报告的测光的2001年和2009年的超爆发，这表明他们是非常相似的，彼此的轮廓的爆发光曲线和超峰的演化。爆发幅度为5.5等，在平台期测量的Psh分别为0.08335（31）和0.08343（21）天。在这两种情况下，Psh在爆发过程中下降，有一些证据表明，有一个突然的变化对应于在高原的一个缓慢的衰落开始的点。2001年的超级爆发是在上升到最大值期间捕获的，在此期间，我们发现Psh明显长于随后的阶段。在每次爆发的高度处都出现了0.3级峰到峰振幅的超级峰，这些峰在爆发过程中逐渐减少。我们还报告了2002年超级爆发的测光，虽然覆盖范围不是那么广泛，它显示Psh = 0.08348（32）d与其他两个超级爆发一致。对2009年爆发的时间分辨测光分析显示，轨道周期为0.08084（86）d，给出了一个分数超峰周期超过λ = 0.032（3）d。
2010-01-27 astro-ph.SR
Analysis of Three SU UMa-Type Dwarf Novae in the Kepler Field
我们研究了三颗SU UMa型矮新星的开普勒光变曲线。背景矮新星KIC 4378554和V516天琴座都表现出主爆发-主爆发的组合，在此过程中，超峰总是在前体的衰落分支上发展。这一发现支持热潮汐不稳定性理论作为超爆发的起源。开普勒记录的V585 Lyr的超级爆发没有显示出前兆爆发，超级驼峰只是在最大光之后才发展出来，这是开普勒数据中迄今为止的第一个例子。这样的超级爆发是在热潮汐不稳定性模型中理解的。对V585天琴座的观测，使得开普勒第一次清楚地探测到了在短轨道周期矮新星的“B阶段”超级驼峰中常见的正周期导数。在所有对象中，没有强烈的信号过渡到占主导地位的流冲击型组件的超级驼峰，这表明没有强烈的迹象表明，增强质量转移后的超级爆发。我们测定了天琴座V516的轨道周期为0.083999（8）d。在V516天琴座火山中，部分爆发为不同程度的双爆发。两次爆发中的前一次爆发是由内而外的性质，而后一次爆发是由外而内的性质。在V516 Lyr的一次超级爆发之前有一个双重前兆。前一个前兆未能触发超级爆发，而后一个前兆通过发展正超级峰触发了超级爆发。
2013-05-24 astro-ph.SR
Investigation of superhumps in SU UMa-type dwarf novae based on the observations of TESS
本研究利用TESS观测数据分析7颗未被研究的非食SU UMa型矮新星的超亮峰，确定其阶段特征、周期与质量比，发现它们均为反弹前系统，进动周期约2天。
2024-05-20 astro-ph.SR
A Comprehensive K2 and Ground-Based Study of CRTS J035905.9+175034, an Eclipsing SU UMa System with a Large Mass Ratio
CRTS J035905.9+175034是开普勒在短节奏模式下观测到的第一个食SU UMa系统。光变曲线包含一个超级爆发，八个正常爆发（包括一个超级爆发的前兆），以及几个在超级爆发之前（但不是之后）出现的迷你爆发。超级爆发开始于一个前兆正常爆发，在前兆峰值后不久，系统发展出大振幅的超级驼峰，在三个超级驼峰周期后达到最大振幅。初始超峰周期相对于轨道周期的周期超出意味着质量比为0.281 +/- 0.015，这略高于大多数理论预测的超峰形成的最高可能质量比。此外，我们对日食宽度和深度的变化以及热点振幅的分析，通常提供了热潮汐不稳定模型的证实。K2数据，结合我们2014-2016年的地基时间分辨光谱和光度学，使我们能够确定该系统的许多基本参数。
2018-04-09 astro-ph.SR
Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and V1504 Cygni
利用功率谱分析方法研究了SU UMa星、天琴座V344和天鹅座V1504的短周期Kepler公开光变曲线。我们确定V344 Lyr的轨道周期为Porb=0.087903（1）d。利用O-C图的补充资料，重新分析了天鹅座V1504一个完整超循环中负超峰的频率变化，证实其特征变化符合热潮汐不稳定性模型。提出了一种基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法。新方法给出了非常尖锐的功率谱峰，对研究激变变星的频率变化是非常有用的。我们还分析了正负超峰的同时频率变化。如果对它们进行适当的转换，就会发现它们是一致变化的，这表明它们代表了圆盘半径的变化。我们还研究了超爆发期间正超峰的频率（或周期）变化。这些变化可以通过结合盘半径变化和超爆发期间压力效应的变化来定性理解。在V344 Lyr的几次爆发的下降支中，观测到一个频率范围接近负超峰的振荡（我们称之为“脉冲负超峰”）。这些事件似乎发生在下一次超级爆发之前，并作为即将发生的超级爆发的“先导”。
2013-09-13 astro-ph.SR
KIC 7524178 -- an SU UMa-Type Dwarf Nova Showing Predominantly Negative Superhumps throughout Supercycle
分析了KIC 7524178（=KIS J192254.92+430905.4）的Kepler长韵律数据，发现它是一颗SU UMa型的矮新星，具有频繁的正常爆发。负超峰的信号总是占主导地位，即使在超爆发，相反，我们的常识，在矮新星的超峰。正超峰的信号在超爆发期间只是短暂的，在超爆发之后迅速衰减。负超峰的频率变化类似于开普勒场中先前研究的两颗矮新星，V1504 Cyg和V344 Lyr。这是第一个负超峰在整个超周期中占主导地位的天体。然而，超级爆发忠实地伴随着正超级峰，表明潮汐偏心不稳定性是必不可少的触发超级爆发。所有的证据都加强了热潮汐不稳定性作为超级爆发和超级周期的起源，使这个物体成为开普勒领域的第三个这样的例子。这个对象有异常小（~1.0等）的爆发幅度，我们讨论了该对象有一个高的质量转移率接近热稳定极限的吸积盘。正负超峰的周期为0.07288 d（平均值，变化范围为0.0723-0.0731 d），候选轨道周期为0.0785 d（平均值，变化范围为0.0772-0.0788 d），候选轨道周期为0.074606（1）d。
2013-09-05 astro-ph.SR
The Cause of the Superoutburst in SU UMa Stars is Finally Revealed by Kepler Light Curve of V1504 Cygni
研究了SUUma星V1504 Cyg的SC（短节奏）Kepler光变曲线，其周期约为630 d。天鹅座V1504的所有超爆发都被证明是主爆发类型，并且超峰首先出现在前兆的最大值附近。超峰从前兆到主超爆的平滑增长表明超爆是由潮汐不稳定性引发的（如增长的超峰所证明的），正如Osaki（1989）提出的热潮汐不稳定性（TTI）模型所设想的那样。我们对V1504 Cyg的光变曲线进行了功率谱分析。其中一个突出的特征是出现了一个负的超峰，其长度约为300 d，远远超过了一个超循环。我们发现，负超峰的出现往往会降低正常爆发的发生频率。在V1504 Cyg中发现了两种类型的超循环，它们与Smak（1985）提出的原型SU Uma星VW Hyi的光变曲线中的L型和S型超循环相似。结果表明，L型超循环是伴随负超峰的超循环，S型超循环是不伴随负超峰的超循环。如果我们采用一个倾斜的盘作为负超峰的起源，两种类型的超循环被理解为是由于爆发间隔的不同，这反过来又是由次级盘到盘的不同部分的质量供应的差异引起的。在天鹅座V1504的一个超循环中，负超峰的频率系统地变化。这种变化可以被用作盘半径变化的指标，我们已经发现，在V1504天鹅座观测到的盘半径变化非常符合TTI模型的预测。
2013-05-28 astro-ph.SR
The 2015 superoutburst of QZ Virginis: Detection of growing superhumps between the precursor and main superoutburst
我们报告了2015年2月至3月室女座QZ超级爆发的时间分辨测光。超级爆发包括一个分离的前体，主要的超级爆发，和再亮。我们检测到的超级峰的前兆和主超爆发之间的周期为0.061181（42）d。通过对超峰的周期变化和振幅的分析，将观测到的超峰确定为生长型超峰（A期超峰）。A阶段超峰的持续时间约为5 d，这对于SU UMa型矮新星来说是不寻常的长。利用所得到的A级超峰周期，我们估计QZ Vir的质量比为0.108（3）。这个数值表明，QZ Vir是一颗SU UMa型的矮新星，正朝着周期极小值演化。根据目前和以往对A级长时间超峰的观测，A级长时间超峰的时间尺度可能取决于系统的质量比和吸积盘的温度。
2017-11-16 astro-ph.SR
ASASSN-15cm: an SU UMa star with an orbital period of 5.0 hours
ASASSN-15 cm在之前的研究中被确定为一颗矮新星，轨道周期为5.0小时，在K2.5附近有一个光谱类型的炽热发光的次级恒星。使用Zwicky瞬态设施（ZTF）数据，小行星陆地撞击最后警报系统（ATLAS）强制测光和超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）天空巡逻数据，我发现这个物体在2019年经历了一次超级爆发。我得到了精确的轨道周期为0.2084652（3）d，超峰周期为0.2196（1）d，这给出了质量比q=0.22。静态椭球变化的建模产生了i=55度的倾角，与爆发期间缺乏日食一致。该天体增加了另一个SU Uma恒星的例子，这些恒星位于周期间隙之上或之中，其中包含一个具有演化核心的次级恒星，并且在已建立的恒星中具有最长的轨道周期。ASASSN-15 cm在2015年至2022年期间显示出相对规则的超级爆发，超级周期为849（18）d，预计下一次超级爆发将发生在2024年上半年。在下一次超级爆发期间进行的协调详细观测预计将更好地澄清该物体的性质。
2023-02-20 astro-ph.SR
New SU UMa-type star ZTF18abdlzhd in the Zwicky Transient Facility data
我们在Zwicky Transient Facility调查的公开数据发布中进行了一次未知矮新星的搜索，并怀疑ZTF 18abdlzhd是一颗SU UMa型恒星。执行的CCD观测使我们能够跟踪它从8月的爆发和2020年10月的整个超级爆发的衰落。超级爆发的持续时间为13天。我们探测到了周期P = 0.06918（3）d的超级峰，这是UGSU型恒星的特征。
2021-03-04 astro-ph.SR
Analysis of TESS observations of V844 Her during the 2020 superoutburst
我分析了凌日系外行星勘测卫星（TESS）对2020年SU~ UMa型矮新星V844 Her超级爆发的观测。该天体显示了现代卫星观测证实的“教科书”超级驼峰阶段A，B和C。由此产生的图可用于说明知识共享（CC-BY-NC）许可下的超级驼峰阶段的概念。在超级驼峰的生长阶段，周期最初接近但略长于轨道周期。观测者应该注意这种现象的存在，不要将其与在WZ Sge恒星中看到的早期超级驼峰混淆。在超级爆发之后，在相同的周期内又检测到了18天的超级峰，并且没有检测到轨道信号。在超爆发后的阶段记录到了周期约为0.5 d的小摆动，它们可能与SU UMa星V585 Lyr的开普勒数据中记录的现象相同。
2022-05-11 astro-ph.SR
SU UMa-type supercycle in the IW And-type dwarf nova BO Cet above the period gap
BO Cet是一颗著名的激变变星，其轨道周期在周期间隔（0.139835 d）之上，同时具有Z Cam/IW And星和SU Uma星的特征。使用小行星地球撞击最后警报系统（ATLAS）强制测光和超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）天空巡逻数据，我发现BO Cet在2022年11月经历了一次超级爆发，经历了一系列短暂的，正常的爆发，振幅不断增加。这种爆发序列（超周期）是在许多SU Uma星中看到的，这一观察加强了这样一种建议，即在重复的正常爆发期间，盘中积累的质量和角动量甚至在不寻常的系统BO Cet中也会导致超级爆发。在超级大爆发之前的大爆发具有IW和型停顿的特征。这一现象加强了IW和恒星的终端爆发发生在盘半径达到一定限度时的建议。我认为这次爆发是一次失败的超级爆发，在此期间，盘达到了3：1共振的半径，但爆发在超级驼峰形成之前就消失了。在质量比处于3：1共振稳定性边界线上的BO Cet中，随着盘半径的增加，潮汐截断效应和3：1共振效应之间可能存在竞争，而后者在当前情况下获胜。这一发现可能表明，IW和型和SU UMa型现象的物理相关性比人们想象的更强。
2023-02-06 astro-ph.SR
Serendipitous Kepler observations of a background dwarf nova of SU UMa type
我们在开普勒观测数据中发现了一颗SU Uma型矮新星，距离G型系外行星观测目标KIC 4378554约7.0角秒。DN在前景G星的像素孔径中显示为背景源。我们只提取了DN存在的像素，并观察到该源在22个月的时间跨度内经历了五次爆发-一次是超级爆发。超级爆发是由正常爆发触发的，这是开普勒观测到的所有DNe超级爆发中所看到的特征。超级爆发期间的超级峰的周期为1.842+/-0.004小时，我们看到从盘主导的超级峰信号过渡到盘和吸积流的混合影响。根据先前公布的空间密度，开普勒数据中存在的DNe数量的预测从0.3到258不等。背景像素目标的调查将导致DN的空间密度更严格的约束。
2012-02-09 astro-ph.SR
NY Serpentis: SU UMa-Type Nova in the Period Gap with Diversity of Normal Outbursts
我们目前的光度研究NY Ser，在间隙SU UMa型新星，在2002年和2013年。超爆发持续时间为18 d，平均超峰周期为0.10458 d。我们在2013年检测到，纽约Ser显示出两种被超级爆发分开的不同状态。一个状态，而不频繁的正常爆发持续至少44天前的超级爆发和频繁爆发的状态开始后立即超级爆发，并持续至少34天。与典型的爆发持续时间呈双峰分布的SU UMa星不同，NY Ser显示出正常爆发的多样性。在不频繁爆发的状态下，我们发现了一个宽~12 d的爆发，伴随着0.098 d的轨道调制，但没有建立在NY系列的超级驼峰，我们将其归类为“宽正常爆发”。轨道周期占主导地位，在平静和正常爆发期间，在这种状态。在最频繁的正常爆发状态下，0.10465 d的正超峰占主导地位，并与轨道调制共存。在2002年，我们发现了正常的爆发“中间”5-6天的持续时间，也伴随着轨道调制。
2014-08-19 astro-ph.SR
Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
2023-07-25 astro-ph.SR
A Phenomenon Resembling Early Superhumps in a New SU UMa-Type Dwarf Nova with a 2-Hour Orbital Period
本文研究Kepler/K2发现的轨道周期2小时的新SU UMa型矮新星K2BS5，发现其超级爆发峰值出现类似WZ Sge型早期超级驼峰的双波振荡，并讨论该现象对两类矮新星分类的干扰。
2023-09-21 astro-ph.SR
CS Indi: SU UMa-Type Dwarf Nova with Long Precursor Outburst
我们观测了2018年11月的CS Ind爆发，并证实这是一次真正的超级爆发，具有非常长的[平均0.12471（1）d]超级峰周期。超爆发之前有一个长的前兆，这是第一次在SU UMa型矮新星中记录。我们的解释是，在盘中的足够量的质量的组合点火前的爆发和潮汐不稳定性的3：1共振的边界线附近的缓慢发展引起的冷却前开始潮汐不稳定性的充分发展。这一发现提供了另一个支持最近解释的潮汐不稳定性的缓慢发展，导致各种现象类似于WZ Sge型矮新星在SU UMa型矮新星具有很长的轨道周期。
2019-09-03 astro-ph.SR
IX Draconis - a curious ER UMa-type dwarf nova
我们报告的结果，广泛的世界范围内的观测活动，致力于一个非常活跃的矮新星-九天龙。我们调查了光度的系统，以获得其基本的爆发性能和理解的特点IX Dra以及其他活动的激变变量，特别是矮新星的ER乌玛型。为了测量系统的基本参数，我们进行了光变曲线、O-C图和功率谱的分析。在两个多月的观测中，我们发现了两次超级爆发和几次正常爆发。该恒星的V星等变化范围为14.6 - 18.2等，超爆发有规律地发生，超周期长度为58.5+/-0.5 d。在分析过去20年的数据时，我们发现超循环长度以P_dot = 1.8 * 10^{-3}的速度增加。正常的爆发似乎是不规则的，典型的发生时间范围为3.1 - 4.1天。我们发现了一个双峰结构的超级驼峰在超级爆发，次极大值成为主导的超级爆发结束附近。在超级爆发期间观测到的平均超级峰周期为0.066982（36）d，在过去二十年的观测中保持不变。根据功率谱分析，对轨道周期的评估存在问题。我们发现了两个可能的值：第一个为0.06641（3）d，与前人的研究和我们的O-C分析（0.06646（2）d）一致;第二个为0.06482（3）d，可能性较小。对象的进化状态很大程度上取决于在这两个值之间的选择。需要用光谱测定轨道周期。我们更新了ER UMa型恒星的现有信息，并提出了一套新的基本统计数据。因此，我们提供的证据表明，这类恒星是不均匀的。
2012-11-19 astro-ph.SR
Discovery of Standstills in the SU UMa-Type Dwarf Nova NY Serpentis
我们发现，在周期间隙[轨道周期0.097558（6）d]中的SU UMa型矮新星NY Ser在2018年出现了两次停滞。这是第一次清楚地证明SU UMa型矮新星的超级爆发之间发生停滞。在静止期没有超级峰的迹象，至少有一次超级爆发直接从静止期开始。这提供了强有力的证据表明，3：1共振是在静止期间激发的。这种现象表明，磁盘半径可以增长，在静止。我们还解释了接近潮汐不稳定性极限的条件导致了超爆发的早期淬灭，这导致了超爆发后大量的物质留在盘中。我们解释说，在接近潮汐不稳定性的极限条件下，盘中的大量物质是静止（如在高质量传递系统NY Ser中）或多个rebrightenings（如在低质量传递系统V1006 Cyg中）的原因。
2019-01-16 astro-ph.SR
Genuine standstill in the AM CVn star CR Boo
CR Boo是最明亮和最着名的AM CVn恒星之一，显示矮新星型爆发。以前的研究表明，这个物体的爆发模式不同，从相当于富氢的ER Uma星或WZ Sge星到低振幅振荡状态。我们第一次在2022年确定了这个物体的真正静止，我们认为CR Boo是Z Cam星的氦类似物，除了它的SU UMa/ER UMa型分类。静止持续约60天，变化通常小于0.2 mag，并以衰落结束。这种停顿之前没有超级爆发，并从后超级爆发现象不同。静止后的亮度与超级爆发后的亮度相似，静止似乎像超级爆发一样有效地吸积了盘的质量。AMCVn恒星中静止状态的存在对氦盘或简并次级恒星的理论是一个挑战，以解释这种状态是如何维持的。
2023-02-09 astro-ph.SR
Photometric analysis of the dwarf nova SU UMa based on TESS
本研究利用TESS观测数据对矮新星SU UMa进行测光分析，解析了超级爆发的超亮斑演化三阶段与周期，估算了质量比，发现了吸积盘进动相关振荡及不同状态下的超长周期准周期振荡特征。
2024-05-20 astro-ph.SR
MASTER OT J055845.55+391533.4: SU UMa star with a dip and long rebrightening
本文通过多巡天数据分析发现MASTER OT J055845.55+391533.4的超爆发具有中间暗落和长期再增亮特征，并测定其超驼峰周期为0.05509(2)天，提出这类天体可能代表SU UMa型矮新星中的新型再增亮现象。
2023-04-16 astro-ph.SR
ASASSN-24hd; a dwarf nova bridging WZ Sge-type and SU UMa-type superoutbursts
本文报告了首例被 TESS 完整覆盖的 WZ Sge 型矮新星 ASASSN-24hd 的超爆观测，发现其超驼峰演化与 SU UMa 型高度相似，揭示了两者间的边界及低静态粘度等潜在差异机制。
2025-04-29 astro-ph.SR
MASTER OT J172758.09+380021.5: a peculiar ER UMa-type dwarf nova, probably a missed nova in the recent past
在2019年的134个夜晚，对矮新星MASTER OT J172758.09 +380021.5进行了CCD测光。观测涵盖了三次超级爆发，五次正常爆发和它们之间的平静。还检查了2014-2020年可用的ASASSN和ZTF数据。光谱观测是在2020年当物体处于静止状态时进行的。光谱和光度学显示，这颗恒星是一颗富含氢的活跃ER UMa型矮新星，具有高度可变的超循环，约为50-100 d，这意味着高和可变的质量传递速率。这个天体表现出特殊的行为：持续时间短的超级爆发（一周）;缓慢的超级爆发下降和再亮的情况;超周期期间正常爆发的频率低（从没有到几个）。在2019年，发现超级爆发期间正超级峰的平均周期为0.05829 d。观测到平均周期为0.057915 d的晚期超峰，它们在超爆发结束后持续约20 d，并被0.057026 d的轨道周期或轨道负超峰拍频周期所取代。在轨道光变曲线中没有日食，其中等幅度与光谱学发现的约40度的轨道倾角一致。超峰的V-Ic和B-Rc在超爆发期间的蓝色峰值与光变曲线的最小值相一致，而后期超峰的B-Rc与光变曲线的上升分支相一致。我们发现低质量比q=0.08可以解释这颗矮新星的大部分特征。因此，质量转移率应该高于仅从引力辐射中预期的速度，这假设该物体处于新星后状态，并且最近经历了一次新星爆发-数百年前。这个天体可能提供了第一个观测证据，证明即使在周期最小值附近的CV…
2021-03-26 astro-ph.SR
Unexpected Superoutburst and Rebrightening of AL Comae Berenices in 2015
2015年3月，著名的WZ Sge型矮新星AL Com爆发了一次不寻常的爆发，复发时间为${\sim}$ 1.5年，这是WZ Sge型矮新星中最短的超爆发间隔。在超爆发光变曲线的早期超级驼峰是不存在的，和一个前体观察到的超爆发的发病第一次在WZ Sge型矮新星。这次超爆发的原因是盘半径勉强达到3：1共振半径，但没有达到2：1共振半径。普通的超级驼峰，也会随着这股能量的释放，迅速成长起来。爆发的初始部分与普通SU UMa型矮新星的超爆发没有区别。这一观察结果支持了2：1共振抑制了普通超级峰生长的解释。超峰周期和超峰周期导数分别为$P_{\rm sh}$ = 0.0573185（11）d和$P_{\rm dot} = +1.5(3.1) \times 10^{-5}$。这些值表明，普通超峰的演化与过去的超爆发是相同的，但范围要大得多。虽然在平台阶段的光变曲线是典型的SU UMa型矮新星，但这次超爆发显示了再亮，以及超峰的再生长。再增亮的整体光变曲线与先前再增亮中观察到的光变曲线几乎相同。这意味着再增亮类型是系统中固有的。
2015-11-20 astro-ph.SR
The 2011 February superoutburst of the dwarf nova SDSS J112003.40+663632.4
我们报告了2011年2月爆发期间SDSS J112003.40+663632.4的未经过滤的测光结果，该结果显示存在峰间振幅高达0.22等的超级驼峰，表明这是一颗SU UMa型矮新星。爆发幅度比平均平静期高5.4个星等，持续至少12天。平台期平均超峰期为Psh = 0.07057（19）d。
2011-09-27 astro-ph.SR
Z Cam star PY Per in SU UMa state?
PY Per被称为Z Cam明星。利用VSOLJ、VSNET、AAVSO、ASAS-SN和ZTF观测，发现该天体经历了微弱的状态，并将其归类为Z Cam + VY Scl星。此外，自2020年以来，该天体改变了爆发行为，它一直显示出定期重复的长而明亮的爆发，周期为110-160 d，以及它们之间的短而微弱的爆发。2021年12月至2022年1月的爆发特别类似于一个超级爆发，其逐渐衰落的平台阶段持续时间超过25 d，衰落部分有两次再亮。根据TESS数据和先前的径向速度研究，该天体的轨道周期很长，为0.15468（5）d。在一个具有长轨道周期的系统中存在超级爆发是不寻常的，但不是前所未有的。由于这一现象可能仍在继续，我提请注意这个物体时，它出现在早晨的天空后，太阳会。
2022-04-26 astro-ph.SR
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 astro-ph.SR
The 2003 and 2005 superhumps in V1113 Cygni
本文报道了天鹅座激变变星V1113的CCD测光。在2003年5月至8月和2005年3月至6月的两次活动中，我们记录了两次超级爆发。在所获得的光变曲线中，我们检测到了平均周期为0.07891（3）天（113.63（4）分钟）的清晰的超级峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类矮新星的成员。在第一次观测到的超级爆发期间，超级峰周期以巨大的$\dot P = -4.5(8)\times 10^{-4}$速率减小，这是在SU UMa系统中观测到的最高值之一。
2010-05-18 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
V344 Lyrae: A Touchstone SU UMa Cataclysmic Variable in the Kepler Field
我们报告的分析开普勒短节奏（SC）的V344天琴座在2009年6月20日至2010年3月19日（Q2-Q4）期间获得的光变曲线。该系统是一颗SU Uma恒星，显示出矮新星爆发和超级爆发，并有望成为可预见的未来CV研究的试金石。该系统具有正负两个超峰，周期分别为2.20和2.06小时，轨道周期为2.11小时，正超峰最大振幅约为0.25等，负超峰最大振幅约为0.8等，静止时的轨道周期振幅约为0.025 mag.开普勒数据的质量使我们能够有力地检验过去几年中出现的吸积盘动力学模型。V344 Lyr的SC数据与两个物理源产生正超级峰的模型一致：在超级爆发早期，超级峰信号是由周期性弯曲盘内的粘性耗散产生的，但在超级爆发后期，信号是由吸积流亮点围绕非轴对称盘的边缘扫描产生的。盘超峰大致与流/后期超峰反相。V344 Lyr数据还揭示了负超峰产生的吸积到一个倾斜的磁盘在逆行方向进动，并建议，负超峰可能会出现在下降的DN爆发。负超峰的周期在爆发之间具有正的dP/dt。
2011-08-15 astro-ph.SR
CzeV404 - an eclipsing dwarf nova in the period gap during its July 2014 superoutburst
显示了CzeV 404 Her的CCD观测结果。在2014年6月至8月期间，我们探测到了该恒星的一次爆发和一次超级爆发。观察到明显的超峰，其周期为Psh =0.10472（2）天。超峰期随着P_dot=-2.43（8）× 10^（-4）的高值而减小。计算了17次食的轨道周期P_orb=0.0980203（6）天，表明CzeV 404 Her属于周期隙天体，是食SU UMa星的最长轨道周期。根据超峰和轨道周期的测定，得到系统的周期超出6.8% ± 0.02%，质量比q ~ 0.32。
2014-12-31 astro-ph.SR
GALEX J194419.33+491257.0: An Unusually Active SU UMa-Type Dwarf Nova with a Very Short Orbital Period in the Kepler Data
我们研究了开普勒公开数据中的背景矮新星KIC 11412044，并将其与GALEX J194419.33+491257.0进行了确认。这个天体是一个非常活跃的SU UMa型矮新星，平均超周期约为150天，频繁的正常爆发间隔为4-10天。该天体显示出强烈的轨道变化持续信号，周期为0.0528164（4）d（76.06分钟），在超级爆发期间，具有典型周期为0.0548 d的超级驼峰。大多数超级爆发都伴随着前兆爆发。所有这些特征对于这个非常短的轨道周期来说都是不寻常的。我们成功地探测到了超峰的演化阶段（A阶段超峰），并获得了0.141（2）的质量比，这对于这个轨道周期来说是非常高的。我们认为，不寻常的爆发性能是这种高质量比的结果。我们怀疑，这个对象是一个成员的最近公认的类激变变量（CV）与剥离核心演变的中学正在朝着AM CVn型CV。目前的测定的质量比使用阶段A的超级驼峰，使第一种情况下，在这样的系统。
2014-03-03 astro-ph.SR
SDSS J162520.29+120308.7 - a new SU UMa star in the period gap
我们报告了最近发现的矮新星SDSS J162520.29+120308.7（SDSS J1625）的广泛的全球观测活动的结果。这些数据是在2010年7月恒星爆发期间以及2010年8月和9月该物体处于静止状态时获得的。在2010年7月的超级爆发期间，SDSS J1625清楚地显示出平均周期为$P_{\rm sh}=0.095942(17)$天（$138.16 \pm 0.02$分钟）的超级峰，最大振幅几乎达到0.4兆。超级峰周期并不稳定，在超级爆发开始时以$\dot P = -1.63(14)\cdot 10^{-3}$的速度非常迅速地减少，在中期阶段以$\dot P = 2.81(20)\cdot 10^{-4}$的速度增加。在超级爆发结束时，它稳定在$P_{\rm sh}=0.09531(5)$天的值附近。在超爆发的前12个小时，观测到低振幅的双波调制，其性质几乎与在WZ Sge星中观测到的早期超峰相同。早期超级峰的周期，在静止时暂时观察到的调制周期和径向速度变化的周期在测量误差范围内是相同的，使我们能够估计双星的最可能轨道周期为$P_{\rm orb}=0.09111(15)$天（$131.20 \pm 0.22$ min）。这个数值清楚地表明，SDSS J1625是另一颗在周期间隔内的矮新星。轨道和超级峰周期的知识使我们能够估计系统的质量比为PDMATHAMT。这一高值对描述…
2011-03-29 astro-ph.SR
Superoutbursts and Superhumps of Cataclysmic Variables observed with TESS
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）
利用TESS高节奏测光对30颗SU UMa型矮新星进行系统分析，揭示超级驼峰A-B-C三阶段演化的普遍性，并发现两个异常系统及椭圆盘存活证据，验证了空间测光在激变变星研究中的优势。
2026-09-14 astro-ph.SR
SDSS J094002.56+274942.0: an SU UMa star with an orbital period of 3.92 hours and an apparently unevolved secondary
研究通过2019年超爆发、食、超驼峰及多源测光分析，确认SDSS J094002.56+274942.0为高q、3.92小时周期且伴星未演化的SU UMa星，证明高q下3:1共振仍可快速触发长爆发。
2023-04-26 astro-ph.SR
A Deep Precursor-Dip-Main Superoutburst Sequence in VW Hydri Observed with TESS: High-Cadence Constraints on the Thermal-Tidal Instability Model
Ariel University（阿里埃勒大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
TESS观测揭示VW Hydra超爆发序列的深前导-dip特征，推断质量比并排除棕矮星供体，为低q矮新星潮汐不稳定性模型提供基准。
2026-02-10 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the OGLE Data. II. Forty New Dwarf Novae in the OGLE-III Galactic Disk Fields
我们报告了在OGLE-III星系盘场中发现的40颗爆发的激变变星：17颗U Gem型天体，4颗Z Cam型天体，19颗爆发和超级爆发的恒星，它们是典型的SU Uma型矮新星。在五颗恒星的情况下，我们能够估计它们的超周期长度。所获得的长度在20-90 d的范围内，通常介于典型的SU UMa型变星和少数被归类为ER UMa型变星的物体之间。由于这两种类型之间没有显着差异，但更高的质量转移率导致更频繁的爆发和超爆发的ER Uma型恒星，我们建议放弃这种类型作为一个单独的变量类。我们注意到，在一个SU Uma型恒星OGLE-GD-DN-039中，我们发现了一个负的超循环周期变化，与其他这种类型的活跃系统形成对比。两个新的OGLE对象显示长时间的WZ Sge类超爆发，随后是一系列的回波爆发。本文报道的所有恒星都是OGLE-III变星表的一部分。
2013-08-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Superhumps in active dwarf novae. Part I: ER Ursae Majoris
Institute of Astronomy, Faculty of Physics, Astronomy and Informatics, Nicolaus Copernicus University（天体物理研究所，物理、天文与信息学学院，尼古拉·哥白尼大学）
研究ER Ursae Majoris的超爆发特性，发现其周期超额值和超周期长度变化，表明质量转移率下降。
2026-01-23 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III: The Third Year (2010--2011)
继续Kato等人（2009，PASJ 61，S395，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2010-2011年季节观察到的51个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间。虽然短超级峰周期系统的大多数新数据基本上证实了Kato et al.（2009）和Kato et al.（2010，PASJ 62，1525，arXiv：1009.5444）的发现，但长周期系统GX Cas显示出异常大的正周期导数。对V344 Lyr和V1504 Cyg的公开开普勒数据的分析得出了不太引人注目的阶段转变。在V344 Lyr中，在超级爆发的后期阶段有显著的次级成分增长，并且该成分至少持续了两个以上的连续正常爆发周期。我们还研究了两个明显的食天体的超爆发：HT Cas和WZ Sge型天体SDSS J080434.20+510349.2。在这两个天体中都检测到了强烈的拍频现象，在后一个天体的后期超峰在反复的再亮过程中具有几乎恒定的光度。WZ Sge型天体SDSS J133941.11+484727.5在超级爆发的快速衰落周围显示出相位反转。即使在超级爆发结束后，该物体也表现出明显的拍频现象。对超峰振幅的初步研究表明，超峰振幅与轨道周期有很强的相关性，在倾角小于80 °的系统中，对倾角的依赖性很弱。
2012-01-17 astro-ph.SR
MN Dra - In-the-Gap Dwarf Nova With Negative Superhumps
2009年8月至11月，对MN Dra进行了77个夜晚的多站测光观测。总暴露时间为433小时。在此期间，这颗双星经历了两次超级爆发和五次正常爆发。在第一次超爆发期间，类SU UMa矮新星的正超峰随着极大的$\dot P = -1.5 \times 1.0^{-4}$而减少，证实了MN Dra的已知行为[1]。在超级爆发之间，MN Dra显示出负的超级驼峰。它们的周期在0.096天的值附近周期性变化。
2011-02-21 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VII: The Seventh Year (2014-2015)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2014-2015季节观察到的102个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并描述了这些物体的特征。我们的项目大大改善了轨道周期分布的统计，这是一个很好的近似的灾难性变量的分布在终端演化阶段，并确认存在一个周期最小值在0.053 d的周期和周期尖峰正好在此期间。数量密度单调下降，对较长的周期，并没有强烈的迹象表明，一个周期的差距。我们在Z Cha中检测到了可能的负超峰。在这个系统中，正常的爆发也可能被盘倾斜的存在所抑制。在超级爆发之前没有增强的轨道隆起的迹象，这一结果有利于热潮汐盘不稳定性作为超级爆发的起源。我们发现在三个AM CVn型矮新星的超级驼峰。我们的观测和最近的其他探测表明，8%的矮新星型爆发的对象是AM CVn型对象。AM CVn型目标和EI Psc型目标可能比先前认识到的更丰富。OT J213806是一个WZ Sge型天体，在2010年和2014年的超级爆发之间表现出明显不同的特征。虽然2014年的超级爆发比2010年的要暗得多，但平台期比2010年的短，重新增亮阶段的过程是相似的。这表明，至少在WZ Sge型天体中，超峰的O-C图确实是可变的。发现了4颗深食SU UMa型矮新星（ASASSN-13 cx，ASASSN-14 ag，ASASSN-15 bu，NSV 4618）。…
2015-07-20 astro-ph.SR
Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra
Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯腾伯格天文研究所）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
对两颗SU UMa型矮新星进行新测光观测，检测到超爆期间的超驼峰并确定其周期和振幅，明确了RZ LMi为ER UMa亚型、KV Dra为WZ Sge亚型，并测定了KV Dra的轨道周期。
2026-06-07 astro-ph.SR
Study of Negative and Positive Superhumps in ER Ursae Majoris
我们在2011年和2012年期间对SU UMa型矮新星ER UMa进行了测光观测，结果表明即使在超级爆发期间也存在持续的负超级驼峰。我们进行了二维周期的光变曲线的分析，通过使用一种方法称为“最小绝对收缩和选择算子”（Lasso）和“相位色散最小化”（PDM）的分析，我们发现，周期的负超峰之间的超级爆发和下一个超级爆发系统地改变。周期变化的趋势可以解释为反映了盘半径的变化。盘半径的这种变化与热潮汐不稳定性（TTI）模型预测的盘半径的变化很好地吻合。一个超周期内的正常爆发表现出一个总的趋势，即随着下一次超爆发的临近，上升到最大值的速率变慢。这种变化可以解释为由于倾斜的圆盘，增加了流向圆盘内部区域的气流。一些超级爆发被发现是由正超级峰出现时的前兆正常爆发触发的。超爆发过程中正负超峰共存。正超峰只在超峰后的4 ~ 5天内才显著，而负超峰的信号在超爆发平台期的中期后才变强。一个简单的组合的积极和消极的超级驼峰被认为是不足以复制复杂的轮廓变化。我们能够检测到的发展阶段的正超峰（阶段A超峰）的第一次在ER UMA型矮新星。利用A阶段超峰的周期，我们得到了ERUMa的质量比为0.100（15），这表明ERUMa处于CV的正常演化轨道上。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
The first confirmed superoutburst of the dwarf nova GALEX J215818.5+241924
2011年10月，飞马座的一个光学瞬变被认为是一颗可能的新星。该天体有一个紫外对应物，GALEX J215818.5+241924。在本文中，我们提出了后续测光的对象，揭示了存在的超级驼峰，峰到峰的幅度高达0.22的幅度，诊断它是一个成员的SU UMa家庭的矮新星。爆发强度为4.6等，持续了至少10天，最大亮度为14.3等。我们根据前5个晚上的观测结果确定了平均超峰周期为Psh = 0.06728（21）d。然而，O-C残差的分析表明，在爆发期间Psh的戏剧性的演变。在平台期的第一部分，周期增加，dPsh/dt = +2.67（15）× 10-4。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -2.08（9）× 10-4减小。我们在测光的功率谱中发现了一个信号，我们初步解释为轨道信号，Porb = 0.06606（35）d。因此，超峰周期的超额值为λ = 0.020（8），这个值与其他具有类似轨道周期的SU UMa系统一致。
2013-01-02 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae
根据新获得的资料和以往的研究成果，系统地研究了SU UMa型矮新星中超峰的周期变化。在许多系统中，超峰周期的演化可分为三个不同的阶段：演化早期的超峰周期较长，演化中期的超峰周期呈系统性变化，演化末期的超峰周期较短且稳定。在中期，许多超峰周期小于0.08 d的系统出现正的周期导数。与先前的说法相反，我们没有发现明确的证据表明同一物体的超级爆发之间的周期导数的变化。我们提出了一个解释，超峰周期的延长是一个结果的偏心波向外传播，并受到半径附近的潮汐截断。我们解释了当外盘中的超级峰被有效地淬灭时，晚期的超级峰是3：1共振的再生激发。许多WZ Sge型矮新星在超级爆发后阶段表现出持久的超级驼峰，其周期比主要超级爆发期间的周期更长。发现WZ Sge型矮新星的周期导数与分数超峰过剩或质量比密切相关。WZ Sge型矮新星具有长期的再亮或多次再亮，往往具有较小的周期导数，是激变变星演化周期最小值附近或之后的系统的优秀候选者。
2009-06-18 astro-ph.SR
The Kepler Light Curve of V344 Lyrae: Constraining the Thermal-Viscous Limit Cycle Instability
我们基于吸积盘极限环模型对开普勒拍摄的短周期SU UMa型矮新星V344 Lyr的270 d光变曲线进行了时间相关建模。前所未有的精度和节奏（1分钟）远远超过了长期光曲线的一般可用性。这些数据包括两次超级爆发和17次正常爆发（即，短）爆发。超级爆发的主要衰变几乎是完全指数的，以~12 d/mag的速率衰变，而正常爆发的衰变速度更快，呈现出比指数更快的形状。我们的模拟使用的基本吸积盘极限环可以产生的V344天琴座光变曲线的主要特征，包括峰值爆发亮度。然而，我们的模型光变曲线存在明显的不足：（1）我们计算的上升时间，无论是正常爆发还是超爆发，都太快了。(2)超级爆发太短了。(3)在超级爆发上升过程中的肩部比观测到的超级爆发中的肩部有更多的结构，并且速度太慢，约占总粘性平台的三分之一到一半，而不是观测到的约10%。然而，我们研究的其中一种alpha_{cold} -> alpha_{hot}插值方案（一种物理激发的方案）确实产生了较长的超爆发，具有适当的短的、结构较少的肩部。
2010-09-28 astro-ph.SR
Detection of the Supercycle in V4140 Sagittarii: First Eclipsing ER Ursae Majoris-like Object
我们观测了深食的SU UMa型矮新星V4140 Sgr，建立了69.7（3）d的极短超周。在超级爆发之间有几次短暂的爆发。这些值，加上短的轨道周期（0.06143天），是类似的，但不极端的，那些ER UMA型矮新星。因此，该物体是第一个长期寻找的食ER UMa类物体。这种ER UMA的性质可以很自然地解释高（表观）静态粘度和不寻常的温度分布在平静，这是声称对热潮汐不稳定性模型的观测特征。显然不寻常的爆发行为可以合理地解释这种ER UMA类性质和高轨道倾角的组合，没有必要引入从其施主星的质量传递爆发。
2018-04-06 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova PU UMa
我们报告了2009年和2012年PU Uma超爆发期间的未过滤测光。振幅比平均静止期高4.5个量级，持续至少9至10天。超驼峰的峰间振幅高达约0.3等，因此确认它是SU UMa矮新星家族的一员。2012年爆发后期的平均超峰周期为Psh = 0.08076（40）d。对最小日食时间的分析，以及其他研究人员的数据补充，揭示了Porb的轨道周期= 0.077880551（17）d。超峰期的超额值为λ = 0.037（5）。在2012年爆发期间，这是两次观测中最好的一次，日食的半高宽持续时间从9.5分钟逐渐下降到5分钟。
2012-09-18 astro-ph.SR
Outburst Behaviour of the Dwarf Nova CG Draconis
本研究基于BAA 2022年观测数据，分析矮新星CG Draconis的爆发特征，发现两类准周期爆发且无超humps，推测其可能是两类矮新星的中间亚型或为相关超爆发模型提供支撑。
2023-01-14 astro-ph.SR
