Leo5 Is a Z Cam Type Dwarf Nova
Patrick Wils, Tom Krajci, Mike Simonsen
Leo 5 = 1H 1025+220的测光结果显示它是一颗Z Cam型的矮新星。在过去五年中，观察到了两次长时间的停滞。
Photometry of Leo5 = 1H 1025+220 show that it is a dwarf nova of the Z Cam subtype. Two long standstills have been observed in the last five years.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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V606 Aql (Nova Aquilae 1899) is now a dwarf nova
我们发现，1899年新星V606 Aql目前显示矮新星爆发，典型的周期长度为270天，振幅约为1.5等，使用公开数据发布的Zwicky瞬态设施观测。已经提出静止时的低质量传递速率来解释大的喷发幅度（Tappert等人，2016年），目前对矮新星爆发的探测支持了这一解释。在新星爆发后100多年转变为矮新星状态，这证明了冬眠的说法。从矮新星爆发估计的绝对星等表明，V606 Aql应该是一颗快速新星，而在静止时存在高激发线可以用大质量白矮星的存在来解释。
Dwarf nova oscillations and quasi-periodic oscillations in cataclysmic variables - VII. OY Carinae and oscillations in dwarf novae in quiescence
我们在OY Car的爆发期间观察到矮新星振荡（DNOs），通过下降和超越;它的行为与我们之前在VW Hyi中看到的相似，使其成为第二个在爆发后期有DNOs的矮新星，持续到静止。偶尔也有DNO处于深度静止状态的例子，远离爆发-它们具有与爆发期间相似的特性，表明类似的物理原因和结构。我们讨论了发生在其他矮新星的DNOs，并得出结论，DNOs在静止期比通常认为的更常见，并表现出类似于爆发中看到的属性。
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
When does an old nova become a dwarf nova? Kinematics and age of the nova shell of the dwarf nova AT Cnc
的Z凸轮型矮新星AT Cnc显示一个经典的新星（CN）壳，表明在激变双星CN爆发后的质量转移大幅下降。灾变双星的冬眠场景预测了这样的减少，在几个世纪的时间尺度上。为了测量自AT Cnc最后一次CN喷发以来的时间，我们用CFHT最近委托的成像傅里叶变换光谱仪SITELLE测量了其喷出物中100个团块的径向速度。其范围为-455至+490 km/s。再加上已知的距离460 pc（沙拉2012年），AT Cnc的外壳的大小，和一个简单的模型，新星喷出物减速，我们确定该系统的最后CN爆发发生在$330_{-90}^{+135}$年前。这是迄今为止观测到的从高质量转移速率的新星变星到低质量转移速率的矮新星的最快转变，并且与激变双星的冬眠相一致。最后，我们注意到的相似性推断爆发日期（公元1686年的一个世纪内）的AT Cnc与“客星”在星座巨蟹座韩国观察员在1645年报告。
AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell
我们正在系统地调查所有已知的和怀疑的Z凸轮型矮新星的经典新星壳。这次调查的动机是发现了已知最大的经典新星壳，它围绕着原型矮新星Z Camelopardalis。Z Cam壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发后很久才成为矮新星，这与激变双星的冬眠情景一致。在这里，我们报告检测到一个破碎的“壳”，3弧分直径，周围的矮新星在巨蟹座。这第二个发现表明，围绕Z Cam型矮新星的新星壳不可能非常罕见。壳的几何形状是暗示的双极，锥形喷射看到近pole-on.A光谱的最明亮的AT Cnc壳结是类似的喷出物的经典新星GK Per，和Z凸轮，占主导地位的[NII]发射。Galex FUV图像显示了一个类似大小的FUV发射壳。我们确定了一颗距离AT Cnc 460 pc的新星，其喷出物质量的上限约为5 x 10^{-5} Msun，这是典型的经典新星。
OQ Carinae: A New Southern Z Cam Type Dwarf Nova
对矮新星OQ车进行了长期的光学监测，以研究这个恒星系统以前未知的行为。观测结果显示OQ Car有频繁的矮新星爆发，并揭示了这个恒星系统的第一次有记录的静止。在此基础上，我们认为OQ Car是Z Cam型矮新星的新成员。
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226
我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。
Nova Scorpius 1437 A.D. is now a dwarf nova, age-dated by its proper motion
在这里，我们报告的恢复的经典新星的3月11日公元1437年，其年龄是独立确认的适当的运动测年，并表明，在20世纪，它表现出矮新星爆发。发现的四颗最古老的经典新星现在都是矮新星。综合起来，它们强烈地表明，在经典新星事件发生后的几个世纪里，质量转移速率降低了一个数量级或更多，大大减缓了演化，并延长了这些爆炸性双星的寿命。
Classical Novae Masquerading as Dwarf Novae? Outburst Properties of Cataclysmic Variables with ASAS-SN
超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）前所未有的天空覆盖范围和观测节奏导致了对银河瞬变的大样本的发现和持续监测。其中绝大多数是在激变变星系统中由吸积驱动的矮新星爆发，但也有一小部分是由热核驱动的经典新星。尽管ASAS-SN和其他调查改进了对银河系新星的监测，但观测到的银河系新星率仍然低于预测。经典新星可能被忽略的一种方式是，如果它们与数量更多的矮新星相混淆。在这里，我们研究了1617矮新星爆发ASAS-SN检测到的属性，并将它们与经典新星进行比较。我们发现，平均经典新星增亮约11个星等，而平均矮新星增亮仅约5个星等，爆发振幅分布重叠约15%。首次，我们表明，爆发的幅度和时间从最大值下降了两个量级正相关的矮新星爆发。对于经典新星，我们发现，这些数量是负相关的，但只有弱，相比，这些数量的强反相关性在以前的一些工作中发现。我们表明，即使位于很大的距离，只有少数假定的矮新星可能被错误分类的经典新星，这表明这些人口之间的混淆是最小的。未来对这些候选者的光谱跟踪可以显示是否有任何确实是经典新星。
The Dwarf Nova Outbursts of Nova Her 1960 (=V446 Her)
V446 Her是一颗古老新星的最好例子，它在新星后的状态下发展出矮新星爆发。我们报告的V446 Her的长期光变曲线的观测性能，使用测光超过19年。爆发的年平均值显示出约0.013等/年的下降，与其他没有矮新星爆发的后新星的下降一致。证实了以前的建议双峰分布的振幅和宽度的爆发。爆发发生的平均间隔为18天，但间隔的范围很大（13-30天）。根据矮新星爆发的模拟，预测V446 Her的爆发间隔将随着红矮星伴星的M点随新星缓慢下降而增加;然而，间隔中的大的内在散射掩盖了这种效应的任何证据。我们确实发现了爆发模式的系统性变化，其中更明亮，更广泛的爆发类型在2003年底后消失，这种现象被认为是由于新星之后的M点下降。
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
The Masses and Accretion Rates of White Dwarfs in Classical and Recurrent Novae
长期以来，模型预测银河系经典新星中白矮星的频率平均质量是场白矮星的两倍。只有少数动力学上确定的新星白矮星质量被公布，使得理论预测没有得到很好的检验。新星的重现时间分布和质量吸积率分布更是知之甚少。为了解决这些缺陷，我们将我们对新星爆发的广泛模拟与Strope等人（2010）和Schaefer等人（2010）关于银河系经典和复发新星爆发特征的数据库相结合，以确定新星中92颗白矮星的质量。我们发现82颗经典新星的平均质量（频率平均的平均质量）为1.06（1.13）Msun，而10颗复发新星的平均质量为1.31 Msun。这些质量，以及观测到的新星爆发幅度和下降时间分布使我们能够确定经典新星的长期质量吸积率分布。值得注意的是，这个数值只有1.3 x 10^{-10} Msun/yr，比经典新星爆发前后几十年的激变双星的数值小一个数量级。这预示着老新星成为低质量传输速率系统，因此矮新星，在新星爆发之间的大部分时间。我们确定了10个已知银河RN的质量吸积率，发现它们的范围是10^{-7} - 10^{-8} $ Msun/年。我们能够预测的复发时间分布的新星，并比较它与人口合成模型的预测。
Hot spot manifestation in eclipsing dwarf nova HT Cassiopeiae
我们报告了在2010年11月的超爆发期间，食矮新星HT Cassiopeiae的光变曲线中的热点的检测。对热点食的八条重建光变曲线的分析直接表明，在超级爆发期间，热点的亮度发生了显着变化。因此，在HT Cas中探测到的热点现象是矮新星EMT模型的最新观测证据。
MGAB-V859 and ZTF18abgjsdg: ER UMa-type dwarf novae showing standstills
利用Zwicky Transient Facility的公开数据，我们发现MGAB-V859和ZTF 18 abgjsdg都是矮新星，并显示出ER UMa型和Z Cam型状态。只有两颗矮新星在ER UMa型和Z Cam型状态之间表现出类似的转变。MGAB-V859在2019年显示出从ER UMa型状态到长时间停顿的转变，并在2020年显示出Z凸轮型状态。在2020年的停顿期间，这个物体两次褪色，并显示出矮新星类型的变化。ZTF 18 abgjsdg通常表现出ER UMa型行为，但在2018年和2019年观察到停滞。在典型的ER UMa型阶段，这些对象的超周期分别为55天和58天。这些天体提供了额外的证据，证明一些ER Uma恒星确实在矮新星和新星状态之间架起了桥梁，正如Kato等人（2016）所提出的那样。
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
Discovery of an eclipsing dwarf nova in the ancient nova shell Te 11
我们报告在奇特的双叶星云Te 11内发现了一颗食矮新星（DN）。模拟日食的高速测光发现，吸积白矮星的质量为1.18 M $_\odot$，温度为13 kK。M2.5的施主光谱类型导致了330 pc的距离，与猎户座-波江座超级气泡边缘的巴纳德环共位。这个缓慢膨胀的星云令人困惑的形态和观测到的弓形激波可以用与该区域致密星际介质的强相互作用来解释。我们将DN与公元483年猎户座的历史性新星相匹配，并假设该星云是这次爆发的残留物。这种联系支持了从高到低的质量转移速率的后新星转变的千年时间尺度。Te 11是CV和新星研究的重要基准系统，是仅有的三颗具有新星壳层的DNe中唯一的食双星。
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。
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。
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. III. CSS130418:174033+414756
我们报告了短周期矮新星CSS130418：174033+414756在2013年超级爆发期间的多色测光。该系统在A阶段有一个异常短的超峰周期，为0.046346（67）d，是矮新星中最短的周期之一。我们发现，在$g' - I_{\rm c}$颜色变化的最蓝的峰值往往符合亮度最小值的超级驼峰调制。我们还研究了$g'$、$R_{\rm c}$和$I_{\rm c}$波段的夜间平均超峰振幅，发现它们对波长的依赖性较小。这些特性很可能与矮新星的超级驼峰相同。我们成功地获得了$g' - R_{\rm c}$和$R_{\rm c} - I_{\rm c}$颜色在时间下降。与WZ Sge型矮新星的其他倾角相比，颜色指数显着更蓝。利用超峰的生长周期，我们估计了质量比为$q$ = 0.077（5），这比以前的研究大得多。
HT Cas - eclipsing dwarf nova during its superoutburst in 2010
我们目前的食矮新星- HT Cas在其超爆发在2010年11月的全球观测活动的结果。使用收集的数据，我们能够进行分析的光变曲线，我们计算$O-C$图。CCD测光观测使我们能够推导出超级驼峰周期，并与日食的时间计算出轨道周期。基于超峰和轨道周期的估计，得到了系统的周期过剩和质量比。
Population synthesis of accreting white dwarfs: Rates and evolutionary pathways of H and He novae
新星是一些最常见的检测到的光学瞬变，并有可能提供有价值的信息，对二进制的演变。二进制人口合成代码已成为最有效的工具，用于模拟人口的二进制系统，但这种代码传统上采用大大简化新星物理，排除详细的研究。在这项工作中，我们实现了一个模型治疗H和He新星作为单独的事件到二进制人口合成代码\binaryc。对新星的这种处理是对现代人口综合编码目前采用的“平均”处理的重大改进。我们讨论了导致这些现象的演化途径，并提出了新星事件的发生率和几个重要的物理参数的分布。大多数新星都是在大质量的白矮星上产生的，大约70%和55%的新星事件分别发生在O/Ne白矮星的H和He新星上。只有15%的H-nova系统经历了一个共同的包络阶段，但这些系统负责大多数的H-nova事件。所有吸积氦的氦新星系统都被认为是后共包络系统，几乎所有的氦新星系统都将在引力波驱动的螺旋中与它们的施主恒星合并。我们估计，目前在M31（仙女座）新星的年速率约$41 \pm 4$ H新星，低估了目前的观测估计的$65^{+15}_{-16}$，和$0.14\pm0.015$ He新星。当改变共同包络参数时，H新星发生率在每年20至80起事件之间变化。
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。
The awakening of a classical nova from hibernation
激变变星（CV）是由一颗白矮星（主星）和一颗低质量伴星（副星）组成的近距离双星系统。这样的系统不时地经历大幅度的增亮。最壮观的爆发，亮度超过$10^4$倍，发生在经典新星中，由白矮星表面的热核失控引起。这种喷发被认为是在$10^4-10^6$的时间尺度上重复发生的。在这两者之间，系统的性质主要取决于质量转移速率：如果它低于$10^{-9} M_{\odot}$ /年，吸积变得不稳定，物质在准周期性的矮新星爆发期间被倾倒到白矮星上。冬眠假说预测，新星爆发会强烈影响质量转移率，使其在事件发生后的几个世纪内保持高水平。随后，质量传递速率将显著降低$10^3-10^6$年，开始休眠阶段。之后，新星再次醒来-吸积回到爆发前的水平，并导致新的新星爆炸。冬眠模型通过高质量传递和低质量传递阶段预测CV的周期性演变。这一理论从矮新星Z Cam和AT Cnc周围的古新星壳的发现中得到了一些支持，但迄今为止还没有发现新星爆发之前、期间和之后大量质量转移变化的直接证据。在爆炸前的六年内，该系统揭示了矮新星爆发，表明质量转移率很低。在最低亮度下，后新星比前新星亮两个数量级，没有矮新星行为的痕迹，这意味着质量传递速率由于新星爆炸而大大增加。
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。
The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data
我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。
Dwarf Nova V1040 Centauri and Variable Stars in its Vicinity
本文介绍了矮新星V1040 Cen的光度测量结果。光变曲线显示了两次正常的爆发，重现时间约为40天，振幅约为2.5兆。平静数据显示了周期在0.1天（2.4小时）至0.5天（12小时）范围内的振荡，原因不明。我们测得V1040 Cen的轨道周期为P_orb = 0.060458（80）天（1.451 +-0.002 h）。根据M_v-P_orb关系，我们求得V_（1040）Cen的距离为137 ± 31 pc。本文还报道了在监测到的矮新星场中发现的11颗新的变星。
OT J002656.6+284933 (CSS101212:002657+284933): An SU UMa-Type Dwarf Nova with Longest Superhump Period
我们观察了2016年OT J002656.6 + 284933（CSS 101212：002657 + 284933）的爆发，发现它具有SU UMa型矮新星中最长的记录[平均0.13225（1）d]超级驼峰。该天体是第三个已知的SU UMa型矮新星，位于周期间隙之上。然而，这次爆发与普通的长周期SU UMa型矮新星不同，它表现出两次爆发后的再亮。它表现出类似于短周期SU UMa型矮新星的超峰演化。我们可以限制质量比小于0.15（最有可能在0.10和0.15之间），通过使用在早期和后超级爆发阶段的超级驼峰周期。这些结果表明，OT J002656.6 + 284933可能有一个非常小的次级星系，它应该经过了一个与标准星系不同的进化轨迹。
Infrared photometry of the dwarf nova V2051 Ophiuchi: I - The mass donor star and the distance
本文报道了矮新星V2051 Oph静止期红外$JHK_s$测光的时间序列分析。我们模拟了由扭曲的质量施主星引起的椭球变化，以推断其$JHK_s$通量。从它的红外颜色，我们估计的光谱类型的$M(8.0\pm 1.5)$和等效黑体温度的$T_\mathrm{BB}=(2700\pm270)\,K$。我们利用Barnes & Evans关系来推断$d_\mathrm{BE}=(102\pm16)$ pc到双星的光度视差距离。在如此短的距离，爆发时相应的吸积盘温度太低，无法用矮新星爆发的盘不稳定性模型来解释，强调了之前的建议，即这种双星的爆发是由质量传递爆发提供动力的。
A light curve model of V2491 Cyg: Classical nova outburst on a cool and massive white dwarf
经典新星V2491 Cyg曾经被认为是一颗复发新星。我们用冷$1.36~M_\odot$白矮星（WD）上的新星爆发模型广泛地再现了V2491 Cyg的光变曲线，这强烈地表明V2491 Cyg是在冷的非常大质量的WD上爆发的经典新星，而不是像周期新星RS Oph那样在温暖的WD上爆发的周期新星。在激变双星的长期演化过程中，吸积的WD逐渐稳定到引力能释放和中微子损失平衡的热平衡状态。WD的中心温度由能量平衡唯一地确定。高（低）质量吸积率的WD是热（冷）的。我们目前的中心温度，点火质量，点火半径，和复发期的各种WD质量和质量吸积率。在经典新星中，对应于低质量吸积率，WD是冷的，强烈简并的，并且点火质量大，这导致强烈的新星爆发。在复发新星中，由于高质量吸积率，WD相对较暖，爆发相对较弱。在周期性新星爆发期间，引力能量的释放对光度有很大的贡献。我们比较了经典新星和复发新星的物理性质，讨论了它们之间的本质区别。
A Universal Decline Law of Classical Novae. IV. V838 Her (1991): A Very Massive White Dwarf
我们提出了一个统一的模型的光学和紫外（UV）光变曲线的最快的经典新星之一，V838武仙座（新星武仙座1991年），并估计其白矮星（WD）的质量。基于新星爆发的光学厚风理论，我们模拟了自由-自由辐射的光学光变曲线和黑体辐射的UV 1455 λ光变曲线。我们的1.35 \pm 0.02 M_（\sun WD）模型同时再现了光学和紫外1455 λ观测。由风引起的质量损失为Δ M_{wind} \sim 2 \times 10^{-6} M_ \sun。我们提供了红化的新测定，E（B-V）= 0.53 \pm 0.05，距离为2.7 \pm 0.5 kpc。
WZ Sge-type dwarf novae with multiple rebrightenings: MASTER OT J211258.65+242145.4 and MASTER OT J203749.39+552210.3
我们报告了2012年爆发的WZ Sge型矮新星MASTER OT J211258.65+242145.4和MASTER OT J203749.39+552210.3的光度观测结果。早期的超级驼峰在两个系统中都有记录。在超爆发平台期，观测到平均周期为0.060291（4）d（MASTER J211258）和0.061307（9）d（MASTER J203749）的普通超峰。MASTER J211258和MASTER J203749分别表现出8次和4次以上的超爆发后再亮。在超级爆发的最后一部分，在两个系统中都看到了超级峰周期的增加。我们对多次再亮的WZ型Sge型矮新星进行了观测，证实了多次再亮的WZ型Sge型矮新星的超峰周期比没有再亮的WZ型Sge型矮新星的长。虽然WZ Sge型矮新星与多重增亮已被认为是很好的候选人的周期反弹的基础上，他们的低质量比（q）从推断的充分增长（阶段B）的超级驼峰，我们的新方法使用的期间增长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），然而，意味着更高的q比预期的阶段B超级驼峰。这些q值似乎与A级超爆发的持续时间一致，这可能反映了3：1共振的增长时间。我们提出了一个工作的假设，在这些系统中的B级超峰的小分数超峰过剩可能被解释为一个更高的气体压力效应在这些系统中比普通的SU UMA型矮新星。这一结果导致了一个新的图片，WZ Sge型矮新星的多次再亮和SU UMa型矮新星没有再…
Hot spot in eclipsing dwarf nova IY Ursae Majoris during quiescence and normal outburst
我们分析了食矮新星大熊座IY在2013年3月正常爆发期间以及2012年4月和2015年10月平静期间的光变曲线中的热点亮度。对四个重建的热点食光变曲线的检查直接表明，热点的亮度只有在爆发期间才发生显着变化。在爆发之前和之后，热点的亮度处于同一水平。因此，根据热点的行为，IY Uma在其正常爆发期间遵循盘不稳定模型。
Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra
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。
Spectroscopic properties of the dwarf nova-type cataclysmic variables observed by LAMOST
介绍了LAMOST巡天中76颗已知矮新星的光谱。观测到的天体大多处于静止状态，约有16个系统具有典型的爆发谱。对其中36个体系进行了SDSS观测，它们的光谱大多与SDSS光谱相似。两个天体V367 Peg和V537 Peg是第一次观测到它们的光谱。V367 Peg的光谱显示了M型施主的贡献，通过结合其轨道周期可以估计其光谱类型为M3-5。在四颗低吸积率的WZ Sge星中可以清楚地看到白矮星的光谱特征。其他特殊的光谱特征值得进一步观察也指出和讨论。我们提出了一个爆发矮新星的LAMOST光谱图集。其中6个天体具有首次爆发谱，其余天体也与已发表的爆发谱进行了比较。我们认为，这些数据将有助于进一步调查的吸积盘的性质。在7颗矮新星的爆发光谱中发现了HeII $λ$ 4686发射线。这些天体是探测吸积盘螺旋不对称性的极好候选者。
ASASSN-16eg: New candidate of long-period WZ Sge-type dwarf nova
我们报告了我们对2016年ASASSN-16 eg超级爆发的光度观测。该天体显示出WZ Sge型超爆发，具有显著的早期超峰，周期为0.075478（8）d，以及超爆发后的再增亮。在超爆发平台期，B期表现为周期为0.077880（3）d，周期导数为10.6（1.1）$\times$ 10 $^{-5}$的普通超峰。轨道周期（$P_{\rm orb}$），几乎与早期超级峰的周期相同，对于WZ Sge型矮新星来说是非常长的。根据超峰的发展阶段（A阶段）估算的质量比（$q$ = $M_2/M_1$）为0.166（2），这对于WZ Sge型矮新星来说也是非常大的。这表明在这种高$q$体系中可以达到2：1共振，与我们的预期相反。这样的条件被认为是实现，如果质量转移率是远远低于那些在典型的SU UMa型矮新星，具有可比的轨道周期，以ASASSN-16 eg和由此产生的积累大量的物质在磁盘上是实现在爆发的开始。我们研究了长周期WZ Sge型矮新星的其他候选者的超循环，这被认为是反映质量转移率，发现V1251 Cyg和RZ Leo比其他WZ Sge型矮新星有更长的超循环。这一结果表明，包括ASASSN-16 eg在内的这些长周期天体与其他WZ Sge型矮新星相比，质量转移率较低。
The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell
矮新星Z Camelopardalis被已知最大的经典新星壳所包围。这个壳层表明，至少有一些矮新星在过去一定经历过经典新星爆发，并且至少有一些经典新星在其新星热核爆发很久之后成为矮新星。目前的壳层大小，已知的距离，以及观测到的最大新星喷射速度，都将Z Cam上次爆发的时间设定为220年的下限。Z Cam外壳半径的最亮部分目前为p ~ 1690像素。喷出物最亮部分的半径没有扩大，上限为pdot < 1像素/3年。这表明最后一次Z Cam喷发发生在5,000年前。然而，包括减速的重要影响，因为喷出物在雪犁阶段扫过星际物质，将下限降低到1300年。这是对经典新星爆发间隔时间大于1000年的新星热核逃逸理论预言的首次有力检验。中国古代占星家在公元前77年10月至11月记录的一个有趣的建议，即Z Cam是一颗明亮的新星，与我们的测量结果一致。如果Z Cam确实是公元前77年的新星，我们预测它的喷出物目前正在以85 km/s或0.11 arcsec/yr的速度膨胀。检测和测量这种扩张率在短短几年内就可以实现。
The orbital period of the eclipsing dwarf nova SDSS J081610.84+453010.2
本文介绍激变变星SDSS J081610.84+453010.2的时间分辨测光，并首次确定它是一颗食矮新星。我们观察到一个爆发的系统，持续了约11天，并有一个3.4级以上的平均平静的振幅。通过对爆发期间最小食时的分析，我们确定其轨道周期为Porb = 0.2096（4）d或5.030（10）h。在矮新星的轨道周期分布中，它的轨道周期位于周期间隙之上。日食的持续时间短（平均半高宽= 10.7分钟或轨道周期的0.036）和浅（爆发时平均0.4等，平静时平均0.6等），表明是一种掠食。
Accurate Pre-Eruption and Post-Eruption Orbital Periods for the Dwarf/Classical Nova V1017 Sgr
V1017 Sgr是一颗典型的新星（1919年），它有一次较早的矮新星爆发（1901年），以及两次矮新星事件（1973年和1991年）。以前对这个明亮的静止系统（V=13.5）的研究只有几个孤立的星等，几个光谱，以及基于9个径向速度的5.714天的轨道周期的模糊说法。为了测试这一时期，我们收集了1897年至2016年UBVRIJHKL波段的2896个星等（加上文献中的53个），基本上完成了这个独特的激变变星的光度历史。我们发现，在所有波段的光变曲线是由一个G巨星伴星的椭球调制，与喷发后（1919年新星事件后）的轨道周期为5.786290 +- 0.000032天。这是任何经典新星的最长周期，吸积必须由伴星的核演化提供动力，矮新星事件的发生只是因为大圆盘的外部足够冷而不稳定。此外，我们测量了爆发前的轨道周期（从1907年至1916年），有一个小的稳定的周期变化的平静。在1919年的喷发中，轨道周期减少了273 +- 61 ppm，周期变化的显著性在5.7-sigma置信水平。这对新星理论来说是令人吃惊和困惑的，因为三个已知的周期变化效应不能解释V1017 Sgr的周期减少，更不用说这么大的尺寸了。
Secular Variation in the Interval of Outbursts in Z Cam-type Dwarf Novae
本文研究了六颗Z Cam型矮新星（包括IW And型）爆发间隔的长期变化：Z Cam，RX And，AH Her，HL CMa，SY Cnc和WW Cet。利用$O-C$图的分析表明，在一个系统中，爆发间隔是不稳定的。静止期前的突出特征是突出间隔时间缩短，静止期震级增大，长突出消失。同时，一些天体至少有两个典型的爆发间隔。这些特性很难仅仅用二次侧传质的变化来解释。
ST Chamaeleontis and BP Coronae Australis: Two Southern Dwarf Novae Confirmed as Z Cam Stars
鹿豹座Z星（Z Cam）是矮新星的一个子集，其特征是出现静止，相对恒定的亮度周期比最大亮度暗一到一个半星等。作为正在进行的观测活动Z Campaign的一部分，作者将注意力集中在南半球的几个Z Cam嫌疑人身上。在2013年发现了两颗恒星，BP Coronae Australis和ST Chamaeleontis表现出静止行为，从而确认它们是Z Cam型系统。这为19个确认的Z Cams增加了两个真正的成员，使总数达到21个。
CSS090530:144011+494734: a new SU UMa-type dwarf nova in Bootes
我们报告测光和分析的一个以前未知的SU UMa型矮新星在牧夫座探测到爆发的卡塔利娜实时瞬态调查2009年5月30日与发现标识符CSS 090530：144011+494734。这个明显的恒星天体之前被斯隆数字巡天编目为SDSS J144011.01+494733.4。我们测量了它在探测后的前3天内的平均超级峰周期为0.06500（4）d，此时它变为0.06438（3）d。我们探测到一个可能的轨道周期为0.06322（8）d，意味着一个平均超峰周期超过0.020（2）。在探测之后，这颗矮新星在开始褪色之前保持了5天的稳定亮度。爆发幅度比其静止水平高5.5个量级。
Roche tomography of cataclysmic variables - VIII: The irradiated and spotted dwarf nova, SS Cygni
我们提出的结果，我们的光谱研究的矮新星SS天鹅座，使用罗氏层析成像映射的恒星表面，并推导出系统参数。考虑到这种技术考虑到不均匀的亮度分布的表面上的二级恒星，我们推导出的参数（原则上）是最强大的，但发现这个系统。此外，我们的表面地图显示，二级恒星是高度斑点，与强烈的不对称辐射的内半球。此外，通过构建多个巴耳末发射线的多普勒断层图像，我们发现强烈的非对称辐射的次级恒星，和一个不对称的吸积盘，具有螺旋结构。
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。
ASASSN-19ax: SU UMa-type dwarf nova with a long superhump period and post-superoutburst rebrightenings
我们在2021年9月至10月的长爆发期间观察到ASASSN-19 ax。该天体已被证实是一颗SU UMa型矮新星，其超级峰周期为0.1000-0.1001 d。这个天体在2019年和2021年的超级爆发中都显示了两次超级爆发后的再亮。这些观测结果表明，ASASSN-19 ax属于一组长周期SU UMa型矮新星，显示出多次再亮。这种现象可能是由于超爆发的过早猝灭，由于弱的3：1共振的稳定边界附近的共振，在超爆发后，导致了相当数量的磁盘质量。我们注意到，ASASSN-19 ax与QZ Ser非常相似，QZ Ser是一颗轨道周期为0.08316 d的SU UMa型矮新星，是一颗异常热而明亮的二级恒星，因为这两颗天体都至少有一次表现出多次超爆发后的再亮，并且它们在静止时是明亮的。我们预计ASASSN-19 ax的次级核心可能会像QZ系列一样进化。
On the accretion disc properties in eclipsing dwarf nova EM Cyg
本文利用斯洛伐克维霍拉特天文台2007年4 - 10月和乌克兰克里米亚天文台2006年9月的观测数据，分析了矮新星天鹅座EM的行为。在我们的观测中，天鹅座电磁星每15-40天就会爆发一次。由于在EMCyg的光变曲线上观测到吸积盘的偏食现象，我们应用了食映射技术重建了吸积盘被食部分的温度分布。计算了不同距离下静止和爆发两种活动状态下的吸积率。
WZ Sge-Type Dwarf Novae
综述了WZ型Sge型矮新星的研究现状和最新发现。我们还回顾了认识这些天体的历史发展，提供了现代标准，并回顾了过去的研究有关的超级驼峰，早期超级驼峰和爆发机制。我们认为，早期超峰（反映2：1共振）和长期或多次再亮的存在是WZ Sge型矮新星的最佳区别特征。我们提供了近100个WZ Sge型矮新星的更新列表，主要基于VSNET合作获得的数据，直到Kato等人（2015，arXiv/1507.05610）并讨论了统计数据。在63%的WZ Sge型矮新星中，我们可以检测到振幅大于0.02等的早期超峰，这使得早期超峰成为WZ Sge型矮新星的一个有用的识别特征。早期超峰的理论光变曲线一般都重现了许多低振幅天体的存在，支持了早期超峰的几何起源。利用最近发展起来的利用超峰（A阶段超峰）的发展相位测量质量比的方法，我们证明了WZ Sge型天体中超峰的周期变化与质量比之间存在线性关系。通过使用这种关系，我们能够绘制出大量WZ Sge型的演化图像，并确定爆发类型为演化序列：C->D->A->B->E，其中有一些B型物体的异常值。超峰A阶段（演化阶段）的持续时间也与估计的质量比有很好的相关性。通过使用质量比从阶段A的超级驼峰和durarion的阶段A，我们已经能够确定最佳的候选人期间保镖。
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
Increasing supercycle lengths of active SU UMa-type dwarf novae
我们目前的观测证据表明，在过去的几十年中，最活跃的SU UMa型恒星的超周期长度正在增加。我们分析了大量的光度测量，从现有的档案，发现这种效果是通用的这类恒星，独立于他们的演化状态。这一发现与之前的预测和Patterson等人（2012）对BK Lyn的最新研究一致。
An extremely fast fading population II dwarf nova candidate: caught spectroscopically on the rise
AT2022kak是首个在上升阶段被光谱学捕捉的快速衰减矮矮新星候选体，其快速演变行为使其成为观测到最快的和最暗的矮矮新星之一，可能属于Population II系统。
NLTE model atmospheres for the hottest white dwarfs: Spectral analysis of the compact component in nova V4743 Sgr
在2002年9月爆发半年后，新星V4743 Sgr演变成天空中最明亮的超软X射线源，通量最大值约为30 A。我们计算了基于NLTE模型大气的合成能量分布网格（SED），用于分析最热的白矮星，并给出了V4743 Sgr的Chandra和XMM-牛顿光栅X射线谱的拟合结果。这颗新星在2003年4月左右达到最高有效温度（Teff = 740 +/-70 kK），并一直保持到2003年9月。我们的结论是，白矮星是巨大的，约1.1 - 1.2 Msun。爆发后的核燃烧阶段持续了2到2.5年，可能是经典新星的平均持续时间。V4743 Sgr的光球层严重缺碳（约太阳的5倍），富含氮和氧（> 5倍太阳）。特别是非常低的C/N比表明白矮星表面的物质经历了热核燃烧。因此，这颗新星保留了一些吸积的物质，并没有在爆发时将其全部喷出。从2003年3月到9月，氮的丰度急剧下降，可能在这个阶段已经有新的物质被吸积。
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…
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。
Superoutbursts and Positive Superhumps Occurred During the Standstill of a Z Cam-type Dwarf Nova
本文首次在质量比大于0.33的Z Cam型矮新星AT Cnc静止期期间观测到超级爆发和正超级驼峰，揭示了偏心进动吸积盘先形成、随后盘半径扩大触发超级爆发的机制，挑战了传统矮新星爆发模型。
CCD Photometry of a Newly Confirmed SU UMa-Type Dwarf Nova, NSV 4838
我们提出了时间分辨CCD测光的矮新星NSV 4838（UMa 8，SDSS J102320.27+440509.8）在2005年6月和2007年2月爆发。两条光变曲线都显示出超级峰，2005年爆发的平均周期为0.0699（1）天，2007年爆发的平均周期为0.069824（83）天。利用其已知的轨道周期0.0678天，我们根据经验关系式估计系统的质量比为$q$ =0.13。虽然大多数SU UMa型矮新星具有类似的超峰周期显示负的周期导数，我们发现在2007年的超级爆发期间，超峰周期在$\dot{P}$ / $P_{\rm sh}$ =+7（+3，-4）$\times10^{-5}$时增加。我们还研究了NSV 4838的长期光变曲线，从中我们推导出340天作为该系统的超循环。
Followup ground-based observations of the dwarf nova KZ Gem
我们目前的光谱恒星在附近的矮新星（DN）KZ宝石，以确认其身份，这在文献中一直模棱两可。对2014年至2019年的73个径向速度的分析提供了高精度的轨道周期0.2224628（2）\，d（$\sim5.34$ \，hr），并显示KZ\，Gem是双线DN。从2016年到2018年拍摄的时间序列测光显示了可变双峰调制，全振幅为$\sim0.3$ \，mag，以及持续$\sim30$ \，min或更长时间的五个类高斯瞬态事件。利用光变曲线程序XRBinary和非线性拟合程序NMfit，从时间序列测光中得到了矮新星（DN）KZ Gem的优化双星模型，它由一颗质量转移速率为$2.7\,-\,7.9\times10^{-10}\,{\rm M}_{\odot}\,{\rm yr}^{-1}$的充满Roche瓣的K型矮星到一颗围绕着白矮星的大的、冷的、厚的盘组成，其轨道倾角为$51^{\circ}.6(\pm1^{\circ}.4)$ .两个热点上的磁盘被证明是造成所观察到的变化，从第二颗恒星的椭球调制。这个物理模型与KZ，Gem的Gaia距离是相容的。
Convective overshoot mixing in Nova outbursts - The dependence on the composition of the underlying white dwarf
我们在这里提出，第一次，一个二维的研究过冲对流机制在新星爆发的吸积信封下的层的广泛的可能成分。以前的调查研究这种机制只为太阳组成物质的碳氧（C-O）白矮星的顶部吸积。由于在逃逸过程中，与碳的混合大大提高了氢的燃烧速率，人们应该质疑喷出物是否也有可能显著富集恒星演化模型预测的其他基本成分（He，O，Ne，Mg）。我们模拟了几种非碳的情况，并在喷射的氢层中发现了大量的这些底层材料。尽管有很大的差异率，时间尺度和能量的情况下，我们的研究结果表明，对流疏浚机制预测显着富集在我们所有的非碳的情况下，包括氦富集在经常性的新星。结果与观测结果一致。
A unified theory of cataclysmic variables from self-consistent numerical simulations
富含氢的包层由白矮星从它们的红矮星同伴中吸积而成，导致热核失控，这是经典的新星爆发，峰值可达100万太阳光度。事实上，所有的新星祖先都是新星双星，在爆发之前和之后，都表现出向白矮星的高质量转移率。这是一个谜，双星无法区分从novalikes，但具有低得多的质量转移率，并导致矮新星爆发，共存于相同的轨道周期。围绕着几颗矮新星的新星壳表明，至少有一些新星在连续的新星爆发之间变成矮新星，尽管对质量转移速率变化的机制和时间尺度知之甚少。在这里，我们报告模拟的multiGyr演化的新星，自相一致的模型每一个爆发的热核失控，质量和角动量损失，反馈由于辐射和可变的质量转移，轨道大小和周期的变化。模拟再现了观测到的大范围的质量转移率在一个给定的轨道周期，与大的周期性变化的白矮星，红矮星双星出现在千年到百万年的时间尺度。他们还证明了深度冬眠，（长时间完全停止质量转移），只发生在短周期的双星;最初非常不同的双星收敛成为几乎相同的系统;虽然几乎所有的prenovae应该是novalike双星，矮新星也应该偶尔被观察到产生新星;而当它们的红矮星同伴被吞噬时，白矮星的质量只会略微减少。
The rms-flux relation in accreting white dwarfs: another nova-like variable and the first dwarf nova
本文报道了在两个吸积的白矮星双星系统：V1504 Cyg和KIC 8751494中探测到的均方根通量线性关系。均方根-通量关系将光变曲线的绝对均方根（rms）变化与其平均通量联系起来。分析的光变曲线是用开普勒卫星在58.8秒的节奏下获得的。均方根通量关系以前只在另一个激变变量MV Lyr中检测到。这一结果加强了普遍存在的线性均方根通量关系作为吸积引起的变化的一个特征属性，因为它已被观察到在几个黑洞双星，中子星双星和活动星系核。此外，它在V1504天鹅座的检测是第一次均方根流量的关系已被检测到在一个矮新星型CV在平静。这一结果，加上以前的研究，因此指向一个共同的物理起源的吸积引起的变化，独立的大小，质量或类型的中央吸积致密物体。
ASASSN-14ho: Longest-period Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
矮新星和X射线新星爆发后的再亮现象仍然是吸积盘理论中最具挑战性的课题之一。人们普遍认为爆发后的再亮是WZ Sge型矮新星的一个关键特征，它们主要具有短（$\lesssim$ 0.06 d）的轨道周期。我在ASASSN-14 ho的2014年爆发期间发现了四次爆发后的再亮，其轨道周期最近被测量为异常长[0.24315（10）d]。使用文献中径向速度研究的正式解决方案，我讨论的可能性，这个对象可以是一个SU UMA型矮新星附近的3：1共振的稳定边界，尽管其异常长的轨道周期。如果质量转移发生在次级恒星经历了重大的核演化之后，那么就可以认为这类天体是产生的，它们可能隐藏在大量爆发后多次重新变亮的矮新星之中。
BC Cassiopeiae: First Detection of IW And-Type Phenomenon Among Post-Eruption Novae
IW型矮新星是近年来发现的一类激变变星，其特征是从一个类似静止的阶段开始一系列的增亮，并伴随着阻尼振荡和深凹。我们发现，1929年爆发的所谓的经典新星BC Cas在2018年经历了IW和型矮新星的状态，爆发后89年。这一发现表明，新星爆发后的高质量转移率与IW和型现象。由新星的衰变率推断出的白矮星质量远高于激变变星中白矮星的平均质量，大质量的白矮星可能是IW And-type现象出现的原因。
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