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。
2009-09-04 astro-ph.SR
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。
2009-12-22 astro-ph.SR
Orbital Periods and Waveforms of Dwarf Novae Observed by Kepler
利用开普勒高步频数据测量了5颗矮新星的轨道周期和轨道波形。V1504 Cyg周期的一个显着的改善是实现的，而对于其他系统的周期推导出与以前的决定是兼容的。短周期系统V1504 Cyg，V344 Lyr和V516 Lyr的轨道波形非常接近正弦曲线，而长周期矮新星V447 Lyr似乎几乎是U Gem的孪生。不寻常的系统KIC 9202990在其爆发周期中表现出明显的波形变化作为亮度的函数。
2021-08-12 astro-ph.SR
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。
2018-05-24 astro-ph.SR
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。
2021-07-30 astro-ph.SR
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。
2012-08-27 astro-ph.SR
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…
2013-07-25 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
Statistical analysis of properties of dwarf novae outbursts
我们提出了一个统计研究的所有可测量的光度特征的大样本矮新星在其爆发和超爆发。我们使用了所有对象的所有可用光度数据，以使研究尽可能完整和最新。我们的目标是检查这些光度特征之间的相关性，以约束试图解释矮新星爆发性质的理论模型。我们设法证实了一些已知的相关性，即Stolz和Schoembs关系，周期间隙以上长爆发的Bailey关系，周期和超周期长度之间的关系，正常和超爆发的振幅，超爆发的振幅和持续时间，爆发持续时间和轨道周期，爆发持续时间和短爆发和正常爆发的质量比，以及超级爆发的上升率和下降率之间的关系。然而，我们质疑库卡金-帕雷纳戈关系的存在，但我们发现了一个类似的关系，为超爆发。我们也没有找到一个假定的关系之间的爆发持续时间和质量比的超级爆发。这项研究应该有助于指导致力于矮新星的理论工作。
2016-05-10 astro-ph.SR
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。
2023-01-18 astro-ph.SR
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。
2014-02-02 astro-ph.SR
Flickering around the outburst cycle in Kepler dwarf novae
利用几颗矮新星的高节奏Kepler光变曲线在数量和质量上的不平行性，研究了它们在爆发周期前后的闪烁强度和功率谱的高频谱指数随星等的变化。以前的工作表明，闪烁的强度（在一个幅度尺度上）几乎是恒定的，高于一个给定的亮度阈值，只有在微弱的幅度上升被确认为大多数的调查系统。作为一个新的功能，在闪烁强度的滞后被认为是在这个意义上，在相同的幅度水平闪烁是更强的下降期间从爆发期间比在上升。在光谱指数中也可以看到类似的滞后现象。在这两种情况下，它可以定性地解释在DIM模型的矮新星爆发的合理假设。
2021-12-10 astro-ph.SR
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。
2021-06-11 astro-ph.SR
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。
2015-09-09 astro-ph.SR
Deriving an X-ray luminosity function of dwarf novae based on parallax measurements
We have derived an X-ray luminosity function using parallax-based distance measurements of a set of 12 dwarf novae, consisting of Suzaku, XMM-Newton and ASCA observations. The shape of the X-ray luminosity function obtained is the most accurate to date, and the luminosities of our sample are concentrated between ~10^{30}-10^{31} erg s^{-1}, lower than previous measurements of X-ray luminosity functions of dwarf novae. Based on the integrated X-ray luminosity function, the sample becomes more incomplete below ~3 x 10^{30} erg s^{-1} than it is above this luminosity limit, and the sample is domi…
2010-06-30 astro-ph.SR
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。
2013-06-21 astro-ph.SR
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。
2012-08-06 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: II. WZ Sge Stars as the Missing Population near the Period Minimum
WZ Sge型矮新星的特点是爆发的重现时间长（~10年）和轨道周期短（<~ 85分钟）。WZ Sge星的很大一部分可能因为低爆发活动而未被发现。最近，观测到的激变变星（CV）的轨道周期分布发生了变化，部分原因是新的WZ Sge星的爆发已经被发现。因此，估算WZ Sge星的内禀星族对于研究CV的星族和演化具有重要意义。在本文中，我们提出了一个贝叶斯方法来估计的内禀周期分布的矮新星从观测样本。在这个贝叶斯模型中，我们假设了一个简单的回归时间和轨道周期之间的关系，这是一致的观测WZ Sge星和其他矮新星。因此，最小轨道周期估计为70分钟。人口的WZ Sge星表现出尖峰状的功能，在最短的周期制度的轨道周期分布。这些特征与以前通过人口合成研究预测的轨道周期分布是一致的。我们建议，WZ Sge星和CV具有低的质量转移率是很好的候选人的进化理论预测的CV失踪人口。
2010-03-09 astro-ph.SR
Three Z Cam-Type Dwarf Novae Exhibiting IW And-Type Phenomenon
我发现V507 Cyg，IM Eri和FY Vul是Z Cam型矮新星，它们显示出由增亮终止的静止序列，与普通Z Cam星的衰落相反，然后是阻尼振荡。这些序列是IW和型天体（也称为异常Z Cam星）的特征。新增加的IW And型天体表明IW And型现象在Z Cam星中更为普遍。我怀疑IW和型现象的模式的规律性表明了一种以前未知的极限环振荡类型，我认为这些物体的静止状态以某种方式保持在盘的内部，而从盘的外部开始的热不稳定性终止了静止状态以完成循环。
2018-11-12 astro-ph.SR
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。
2009-09-08 astro-ph.SR
Recurrent novae and long-term evolution of mass-accreting white dwarfs -- toward the accurate mass retention efficiency
质量吸积型白矮星的质量增长率是决定双星演化为Ia型超新星的关键因素。许多作者报道了非常不同的WD质量增加率。在这篇评论中，我们澄清了这种分歧的原因，其中一些来自缺乏数值技术，使用旧的不透明，不同的假设，二元配置，不适当的初始条件，和不切实际的质量损失机制。我们强调，这些假设应仔细选择在计算的长期演变的吸积WD。重要的是，质量损失机制是决定质量保持效率的关键过程：最好的方法是正确地结合光学厚风，因为它是由新星的多波长光变曲线支持的。
2017-12-24 astro-ph.SR
High speed photometry of faint Cataclysmic Variables - VII. Targets selected from the Sloan Digital Sky Survey and the Catalina Real-time Transient Survey
我们提出了20个微弱的激变变量的高速测光观测，从斯隆数字巡天和卡特琳娜目录。给出了15个新的直接测量的轨道周期，其中包括4个食矮新星（SDSS 0904 +03，CSS 0826 -00，CSS 1404 -10和CSS 1626 -12），2个新的极星（CSS 0810 +00和CSS 1503 -22）和2个静止时具有超峰的矮新星（CSS 0322 +02和CSS 0826 -00）。虽然大多数矮新星的周期都小于2小时，但SDSS 0805 +07和SSS 0617 -36的轨道周期相对较长，分别为5.489和3.440小时。在SSS 0221 -26、CSS 0345 -01、CSS 1300 +11和CSS 1443 -17中观测到的双峰轨道调制是低质量转移速率矮新星的典型特征。证实了SDSS 0919 +08的白矮星主星存在非径向振荡，而短周期矮新星CSS 1028 -08在爆发过程中存在准周期振荡。我们进一步报告了一个新的新星样变量（SDSS 1519 +06）的检测。卡塔利娜巡天中CV轨道周期的频率分布在约80分钟轨道周期附近有一个高峰值，独立证实了Gaensicke等人（2009年）从SDSS来源发现的结果。我们还观察到一个显着的相关性之间的中位数在轨道周期分布和爆发类，在这个意义上，矮新星与一个单一的观察到的爆发（超过5年的基线CRTS覆盖范围）主要发生在最短的轨…
2012-01-03 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
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. II. HV Virginis and OT J012059.6+325545
本文报道了WZ型Sge型矮新星、HV Vir和OT J012059.6+325545在超爆发期间的射电测光。这两个系统都显示出早期的超级峰，HV Vir的平均周期为0.057093（45）d，OT J012059.6+325545的平均周期为0.057147（15）d。观测到的早期超峰显示出一个共同的特征，即亮度最小值对应于颜色变化中最蓝的峰，这可能是WZ Sge型矮新星早期超峰中普遍存在的现象。我们证实，早期的超级驼峰的振幅取决于波长：振幅与较长的带通滤波器显示较大的值。这表明早期超峰的光源产生于垂直伸展的吸积盘的外部区域。另一方面，普通超级峰的振幅可能与波长无关。这意味着超级驼峰光源在几何上是薄的。我们还研究了普通超级驼峰的颜色变化，发现在$g'-I_{\rm c}$中最蓝的峰往往与亮度最小值相一致，特别是在B阶段超级驼峰中。这可能反映了在B阶段超级峰期间压力效应起主导作用。
2017-11-16 astro-ph.SR
Distances and Absolute Magnitudes of Dwarf Novae: Murmurs of Period Bounce
我们重新确定的绝对星等和矮新星的轨道周期之间的关系，基于46颗恒星良好的距离估计。这改进了华纳以前的关系，建立在今天的距离和双星倾角的改进估计，以及更大的波长覆盖范围。结合其他距离和动力学约束条件，将该定标应用于一组约300颗已知或可能的短轨道周期矮新星，研究了静止M_v、时间平均M_v、质量比q和白矮星温度T_WD对P_orb的依赖关系。这些分布表明，当恒星接近最小P_orb时，它们会变得更加暗淡，并且似乎显示出/进化轨迹/，因为次级恒星因质量损失而减弱。在较低的分支上的恒星具有“周期跳跃者”的预期特性--微弱的次级，微弱的吸积光，冷的白矮星，以及爆发之间的长重复时间。周期反弹似乎发生在0.058+-0.008 M_sol的质量。在较低分支的恒星也可能有较高的速度和银河平面以上的高度，与更大的年龄相一致。一些非常接近，尽管强烈的选择效应歧视这些微弱的双星的发现，以非常低的速度吸积。周期保镖似乎很常见，可能会主导一个完整的普查灾难性的变量。
2010-10-23 astro-ph.SR
A Light Curve Analysis of 32 Recent Galactic Novae --- Distances and White Dwarf Masses
利用新星光变曲线的时间拉伸方法，我们获得了32颗最近星系新星的绝对星等、距离和白矮星质量。如果我们适当地挤压/拉伸它们的时间尺度，两颗经典新星的光/色曲线的很大一部分经常相互重叠。然后，一个目标新星亮度与另一个模板新星亮度通过$(M_V[t])_{\rm template} = (M_V[t/f_{\rm s}] - 2.5 \log f_{\rm s})_{\rm target}$相关，其中$t$是时间，$M_V[t]$是绝对$V$星等，而$f_{\rm s}$是它们的时标比例。此外，当这两个时间拉伸光变曲线$(t/f_{\rm s})$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$彼此重叠时，$(t/f_{\rm s})$ - $(B-V)_0$也彼此重叠，其中$(B-V)_0$是固有的$B-V$颜色。因此，在$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$图中，两个新星轨道相互重叠。利用这些特性，我们通过比较每个新星的光/色曲线与校准良好的模板新星，获得/确认的距离和红化。在时间拉伸的$(B-V)_0$ - $(M_V-2.5 \log f_{\rm s})$色星等图上，我们将32颗新星分为LV Vul型和V1500 Cyg型两类。WD质量通过直接比较模型$V$光变曲线与观测值获得。因此，我们得到了一个统一的32银河系经典新星，提供的距…
2019-05-25 astro-ph.SR
One Thousand New Dwarf Novae from the OGLE Survey
我们提出了一个最大的收集矮新星（DNe）包含1091对象已被发现的光学引力透镜实验（OGLE）调查的长期光度数据。它们被发现在朝向银河核球和麦哲伦云的OGLE区域。我们分析了所有系统的基本光度学性质，并初步发现了一个人口的DNe从银河系的凸起。我们确定了几十个WZ Sge型DN候选者，包括两个超级驼峰周期超过0.09天。其他有趣的天体包括SU UMa型的恒星与“早期”的前兆爆发或Z Cam型的恒星在静止时显示爆发。我们还提供了一份将在2016年K2 Campaign 9微透镜实验期间观察到的DNe列表。最后，我们提出了新的OGLE-IV实时数据分析系统：CVOM，它已被设计为提供连续的实时光度监测选定的CV。
2016-01-11 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
A multi-wavelength survey of NGC\,6752: X-ray counterparts, two new dwarf novae, and a core-collapsed radial profile
利用哈勃空间望远镜上的STIS、ACS和WFC 3对球状星团NGC 6752的恒星星族进行了多波长（FUV到I波段）观测。我们已经证实，两个先前确定的CV候选人，事实上，矮新星经历了爆发，在我们的观察。我们还确定了以前未知的光学对应的两个X射线源。我们估计的位置的集群的中心，并表明，恒星的密度分布是不是很好地描述了一个单一的国王模型，这表明该集群是在一个核心崩溃或后核心崩溃阶段。彩色星等图显示了一个人口稠密的水平分支，众多的蓝离散星和白矮星（WD），以及87个来源的差距地区，我们希望找到WD -主序星双星，包括激变变星（CV）。X射线源和WD双星系统是最集中的星族，动态估计的特征质量分别>1.1Msun和>0.8Msun。
2012-04-20 astro-ph.SR
Followup Observations of SDSS and CRTS Candidate Cataclysmic Variables II
给出了38个候选或已知激变变星的光谱。大多数是候选的矮新星或可能含有高磁性白矮星的系统，而少数（KR Aur，LS Peg，V380 Oph和V694 Mon）是以前已知的处于不寻常状态的物体。个别光谱用于确认矮新星性质或其他分类，而15个系统的径向速度提供轨道周期和速度幅度，有助于确定物体的性质。我们的研究结果证实了四个对象的极性性质，发现一个日食西南性别明星低于周期差距，另一个可能的中间极地，以及两个矮新星的周期在中间的差距。
2017-12-08 astro-ph.SR
Novae from isolated white dwarfs as a source of helium for second generation stars in globular clusters
我们探讨了孤立的白矮星的经典新星和复发新星从星团内介质吸积到“第二代”球状星团恒星星族丰度的可能贡献。我们表明，在合理的假设下，氦丰度的集群可以大大提高这些新星，并认为新星应被视为一个重要的，甚至可能是主导渠道的演化中的集群内介质。我们还讨论了一个可能的测试是否氦增强真的是在球状星团，是独立的颜色星等图中的恒星的位置的多个主要序列的原因。
2011-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear Mixing Meters for Classical Novae
经典新星是由质量转移事件从一个主序星到一个白矮星通过洛希叶溢出。这些物质在白矮星周围形成了一个吸积盘。最终，在电子简并条件下，一小部分这种物质会螺旋进入并堆积在白矮星表面。随后发生的热核失控达到数百兆开尔文，并爆炸性地将物质蒸发到星际介质中。精确的峰值温度强烈地依赖于潜在的白矮星质量，吸积质量和金属丰度，以及初始的白矮星光度。对这些经典新星事件中元素丰度富集的观测表明，喷出的物质不仅包括来自主序星伙伴的经过处理的太阳物质，而且还包括来自底层白矮星外层的物质。这表明白矮星和吸积物质在热核逃逸之前混合。这种混合发生的过程需要进一步研究才能理解。在这项工作中，我们分析元素丰度喷射从流体动力学新星模型中寻找元素丰度比是有用的指标的混合总量。我们确定的丰度比$Σ$ CNO/H，Ne/H，Mg/H，Al/H，和Si/H作为有用的混合仪表在一个新星。热核反应速率的不确定性的混合米的影响进行了研究，使用Monte Carlo后处理网络计算与流体动力学模型计算的所有质量区的温度-密度演化。我们发现，目前的不确定性，在$^{30}$ P（$p$，$γ$）$^{31}$ S率的影响Si/H丰度比，但总体上这里发现的混合计是强大的对核物理的不确定性。我们的结果与观测的ONe新星的比较提供了强有力的约束经典新星模型。
2013-11-12 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IV: The Fourth Year (2011-2012)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们研究了86颗SU UMa型矮新星。确定了周期导数与轨道周期的关系等一般趋势。有一些系统尽管轨道周期很长，但仍显示出正的周期导数。我们观测了2011年WZ Sge型矮新星BW Scl的爆发，并记录了与先前已知的WZ Sge型矮新星类似的O-C图。WZ Sge型矮新星OT J184228.1+483742显示出一种不寻常的双爆发模式，由一个早期的超峰爆发和一个普通的超峰爆发组成。我们提出了一个解释，一个非常小的增长率的3：1共振由于一个非常低的质量比导致淬火的超爆发之前，普通的超级驼峰出现。我们研究了ER UMa型矮新星，发现V1159 Ori在20世纪90年代表现出类似于ER UMa的正超峰。最近发现的ER UMa型天体BK Lyn主要表现为负超峰，其行为与ER UMa的现今状态非常相似。AM CVn型天体的周期变化模式与短周期富氢SU UMa型矮新星非常相似，使它们成为富氢SU UMa型矮新星的氦类似物。SBS 1108+574是一颗低于最小周期的特殊富氢矮新星，其周期变化模式与短周期SU UMa型矮新星非常相似。从探测到的轨道周期得出的质量比表明，这颗次级恒星是一颗进化的恒星，其氢包层在质量交换过程中大部分被剥离。CC Scl、MASTER OT J072948.66+593824.4和OT J17351…
2013-02-23 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
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
A MeerKAT survey of nearby dwarf novae: I. New detections
Radboud University（拉德堡德大学）；University of Cape Town（开普敦大学）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学学院乔德雷尔银行天体物理学中心）；University of Oxford（牛津大学）；Rhodes University（罗德岛大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文台）；University of Warwick（华威大学）；University of Southampton（南安普顿大学）
利用MeerKAT射电望远镜对邻近矮矮新星进行搜索，发现三个新的射电发射体，并发现矮矮新星的射电亮度与光学亮度相关，其峰值亮度与新型爆发星相似。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamic Studies of the Evolution of Recurrent, Symbiotic, and Dwarf Novae: The White Dwarf Components are Growing in Mass
共生双星是包含白矮星和红巨星的系统。共生新星是那些在WD成分上发生热核爆发的系统。这些都是区别于事件驱动的吸积盘不稳定性类似的矮新星爆发的灾难性的变量爆发。另一类共生系统是WD非常明亮的系统，看起来很可能是静止的核燃烧正在增生的WD上进行。一个基本问题是WD的长期演变。在这些吸积系统中的重复爆发或静止燃烧是否会导致WD增加或减少质量？如果它的质量不断增加，它最终会达到克拉塞卡极限并成为超新星（如果它能隐藏系统中的氢和氦，那么它就是超新星Ia）吗？为了更好地理解这些系统，我们已经开始了一个新的研究热核失控（TNR）的演化在吸积信封的WD使用各种初始WD的质量，光度和质量吸积率。我们使用我们的1-D水力代码NOVA，其中包括Arnett、Meakin和Young的新对流算法、Hix和Thielemann核反应求解器、Iliadis反应速率库、Timmes状态方程和OPAL不透明度。我们假设太阳的组成（Lodders丰度分布），不允许任何混合的吸积材料与核心材料。这个假设对我们的结果有很大的影响。我们在这里报告：（1）WD在所有模拟中的质量都在增长，因此不会发生典型的“稳定燃烧”;（2）在某些（但不是所有）模拟中，只有一小部分吸积物质被喷射出来。我们还发现，吸积系统，热核失控之前，是太冷，在X射线搜索超新星Ia的祖先。
2012-11-26 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
Novae and accreting white dwarfs as progenitors of Type Ia supernovae
我回顾了与质量吸积白矮星（WD）的Ia型超新星（SNe Ia）的祖先有关的各种现象。根据光学厚风理论，可以从多波长波段的光变曲线分析中估计WD质量。在Ia型超新星的单简并情况下，已知有两个主要通道，即，WD +主层序（MS）通道和WD +红巨星（RG）通道。在每个通道中，典型双星在爆炸前经历了三个演化阶段，风阶段，超软X射线源（SSS）阶段，和经常性新星阶段的时间顺序，因为吸积率随时间而减少的伴星质量减少。我们可以指定一些增生的WD作为相应的进化阶段。RX J0513.9-6951和V Sge等间歇性超软X射线源对应于风相天体。对于SSS阶段，Cal 87型对象对应于WD+MS通道。对于WD + RG通道，早型星系的软X射线观测给出了SSS相双星的统计证据。U Sco型和RS Oph型复发新星分别对应于WD + MS通道和WD + RG通道。大多数复发新星都具有非常大的WD（~> 1.35 Mo），并且在光学光变曲线上经常显示出与持续时间长的超软X射线相对应的平台相：这些性质表明WD质量增加。
2011-10-01 astro-ph.SR
New Common Proper Motion Pairs Containing White Dwarfs from SDSS Data
在寻找共同自行伴星的过程中，将SDSS数据发布1中光谱识别的白矮星与SDSS数据发布1自行巡天进行匹配
2012-03-30 astro-ph.SR
Statistical properties of dwarf novae-type cataclysmic variables: The Outburst Catalogue
爆发目录包含了722个矮新星型（DN）激变变星（CV）和309个来自卡塔利娜实时瞬态巡天的其他类型的CV的各种各样的观测特性。特别是，它包括明显的爆发和静态V-波段的幅度，占空比，对重现时间的限制，上下限的距离和绝对静态幅度，颜色信息，轨道参数，和X射线对应。这些属性是通过本文提出的分类脚本来确定的。星表中的DN显示了爆发占空比与轨道周期（和爆发重现时间）之间的相关性，以及静止绝对星等与轨道周期（和占空比）之间的相关性。这是迄今为止收集到的最大的矮新星样本。除了作为个别系统的有用参考和选择目标研究对象的手段外，它将证明对旨在揭示灾难变量的形成和演变的统计研究很有价值。
2015-12-11 astro-ph.SR
Determination of the superoutburst cycle lengths of 206 SU UMa type dwarf novae
SU Uma星的特征是“超级爆发”，在最大光下更亮，持续时间比这些矮新星更频繁的“普通”爆发长得多。虽然现在有超过1180 SU UMa型矮新星编目，我们的知识，他们的超爆发周期长度Cso迄今仅限于约6 $\%$的整个样本的已知SU UMa星。使用公共数据库，我们已经确定了新的Cso值，共206个额外的SU UMa恒星的范围17 d $<$ Cso $<$ 4590 d（包括一些ER UMa和WZ Sge型代表）的总时间间隔为2和57年之间，估计不确定度为$\pm$ 11 $\%$。这样，我们将Cso值的现有知识增加了$\sim$ 3.8倍。其分布特征是在C50 $\approx$ 270 d左右出现一个宽的最大值，直到C50 $\approx$ 800 d数量才缓慢下降。到目前为止，还没有对Cso $>$ 450 d进行研究;我们在此增加了106例（总样本中有$\sim$ 51 $\%$例）长周期，这意味着未来对其分布的研究有更好的统计学基础。我们的样本包含16个已知的WZ Sge星，我们建议WZ Sge成员为5个迄今被归类为普通SU Uma星。单个超级爆发的时间偏离平均约$\pm$ 7 $\%$的周期长度从他们的整体线性星历，conrming一个明显的准周期重复性的超级爆发。所有相关参数都列出了它们的误差，并给出了我们目标的单个超爆发时期的表格，使未来的研究人员能够将我们的结果…
2021-01-07 astro-ph.SR
Hydrogen Burning on Accreting White Dwarfs: Stability, Recurrent Novae, and the Post-Novae Supersoft Source
利用恒星天体物理学实验模块（MESA），研究了白矮星（WD）在吸积率稳定燃烧区附近吸积富氢物质的性质。我们报告的稳定边界WD的质量之间的0.51太阳质量和1.34太阳质量通过随时间变化的计算发现。我们还研究经常性的新星，是吸积率接近，但低于稳定燃烧极限，并报告其复发时间和点火质量。我们在吸积率密集网格发现预期的最小可能复发时间作为WD质量的函数。这使得能够推断出可能达到特定复发时间的最小WD质量。我们比较我们的计算模型后爆发新星稳定燃烧的WD和明确计算的持续时间和有效温度（Teff）的后新星WD在超软阶段。我们同意Henze及其合作者在M31中测量的关闭时间- Teff关系，推断WD质量在1.0-1.3太阳质量范围内，并预测与观测一致的抛射质量。最后，我们评论稳定或不稳定的氢燃烧所产生的热氦层的重要性的短期和长期的演化吸积白矮星。
2013-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of High Declination Dwarf Novae
我们提出了一个分析的FUSE光谱的八个高deceival矮新星从第7周期FUSE调查。这些DN系统以前没有研究过的紫外线和很少有人知道他们的白矮星（WD）或吸积盘。我们使用代码TLUSTY和SYNSPEC生成的合成光谱对FUSE数据进行光谱分析。对于两个微弱的物体（AQ Men，V433 Ara），我们只能评估WD温度或质量吸积率的下限。NSV 10934处于静止状态，其光谱与低质量吸积速率盘一致。对于5个对象（HP Nor，DT Aps，AM Cas，FO Per和ES Dra），我们得到WD温度在34，000 K和40，000 K之间和/或质量吸积率与中间到爆发状态一致。这些温度反映了由于持续的吸积而对WD的加热，并且与在上升到爆发和从爆发下降时观察到的其他DN的温度相似。因此，我们获得的WD温度应该被认为是上限，在静止期间，AM Cas，FO Per和ES Dra可能接近于周期间隙（30，000 K）以上的催化变量的平均WD Teff，类似于U Gem，SS Aur和RX And。
2009-06-15 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. II: The Second Year (2009-2010)
作为Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）项目的延伸，我们收集了主要在2009-2010年季节观察到的61个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间。新获得的数据证实了Kato等人（2009年）报告的基本发现：在超峰周期短于0.07 d的系统中，存在A-C阶段，以及B阶段期间正周期导数的优势。在本研究和Kato等人（2009）之间，对于超级驼峰周期长于0.075 d的系统，周期导数存在系统性差异。我们认为，这种差异可能是由于相对缺乏频繁爆发的SU UMa型矮新星在这个时期的制度在本研究中。我们在2009年Uma IY超级爆发期间记录了一个强拍现象。拍频周期与超峰周期的密切相关性表明，椭圆盘拱点运动的角速度变化是导致超峰周期变化的原因。我们还描述了三个新的WZ Sge型对象与建立早期的超级驼峰和一个可能的早期超级驼峰。我们还认为，VX For和EL Uma两个系统是具有多次再亮的WZ Sge型矮新星。OT J213806.6+261957中的O-C变化表明，在非常短的Porb天体中经常没有再亮可能是在通常的SU UMa型矮新星在再亮之前恢复到静止状态的时期持续超爆发平台的结果。我们还提出了一个配方的各种贝叶斯扩展到传统的时期分析。
2010-10-27 astro-ph.SR
Nuclear Thermometers for Classical Novae
经典新星是发生在双星系统中的恒星爆炸，由一颗白矮星和一颗主序星伴星组成。大质量白矮星表面的热核逃逸，由氧和氖组成，据信达到数亿开尔文的峰值温度。这些温度与下面的白矮星质量密切相关。这种模型的观测对应物可能与在其壳层中显示出强烈的氖谱线的爆发（氖新星）有关。这项工作的目标是调查如何有用的元素丰度是约束在这些爆发期间达到的峰值温度，并确定如何强大的“新星温度计”相对于不确定的核物理输入。我们提出了更新的观测丰度在氖新星，并进行了一系列的流体动力学模拟几个白矮星群众。我们发现，最有用的温度计，N/O，N/Al，O/S，S/Al，O/Na，Na/Al，O/P，和P/Al，是那些最陡峭的单调依赖于峰值温度。这些温度计的灵敏度热核反应速率的变化进行了探讨，使用后处理核合成模拟。N/O、N/Al、O/Na和Na/Al比值是稳健的，这意味着它们受不确定速率的影响最小。然而，它们对峰值温度的依赖性相对较弱。O/S、S/Al、O/P和P/Al的比值显示出强烈的温度依赖性和知之甚少的30 P（p，g）31 S速率。我们将我们的模型预测与氖新星观测结果进行了比较，并获得了以下基本白矮星质量的估计：1.34-1.35太阳质量（V838 Her），1.18-1.21太阳质量（V382 Vel），<1.3太阳质量（V693 CrA），<1.2太阳质量（LMC 1990#1）和<1.2太阳质量（QU Vul）。
2012-11-20 astro-ph.SR
Two-dimensional simulations of mixing in classical novae: the effect of the white dwarf composition and mass
上下文经典新星是发生在恒星双星系统中的爆炸现象。它们的动力来自低质量主序星向白矮星（CO或ONe）的质量转移。物质积累10+4 - 10+5年，直到在简并条件下点燃，导致热核失控。释放的核能产生约0.1 - 0.4 GK的峰值温度。在这些事件中，富含中等质量元素（相对于太阳丰度）的10-7 - 10-3 Msun被喷射到星际介质中。然而，大的金属丰度增强和不均匀分布的化学物种的高分辨率光谱中观察到的喷射新星壳的起源还没有完全理解。目标。最近的多维模拟表明，开尔文-亥姆霍兹不稳定性，在核心包层界面操作，可以自然地产生自富集的吸积包层的物质从底层的白矮星在符合观测的水平。然而，这样的多维模拟已经进行了少量的情况下，和大部分的参数空间仍然是未开发的。方法.在这里，我们调查的疏浚，驱动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，白矮星质量在0.8-1.25 Msun和不同的核心组成（CO丰富和ONe丰富的基板）。我们提出了一套五个数值模拟进行了二维旨在分析可能的影响的白矮星质量（和组成）的金属丰度增强和爆炸特性。结果我们观察到更大的混合（在相同条件下测量时高出约30%），在我们停止模拟的时候，富含ONe的基底比富含CO的基底和更大质量的白矮星有更多的能量爆发。
2018-07-27 astro-ph.SR
The hunt for old novae
我们告知我们正在进行的项目的进展情况，以确定和分类旧的经典新星，使用深UBVR测光和随后的光谱学进行适当的候选人确认，以及时间分辨观测，以找到轨道周期和其他物理特性的确定的老新星。这样，我们已经将确认的南部和赤道后新星的数量从33个增加到50个，并确定了8个物体的新轨道周期。作为一个例子，我们总结的结果V728斯科（新星斯科1862年），我们发现这是一个食系统与3.32小时的轨道周期，显示高和低的国家类似的矮新星爆发。对低态食的分析表明，在白矮星周围存在一个小的热的内盘。
2013-03-07 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
On the Nature of Long-Period Dwarf Novae with Rare and Low-Amplitude Outbursts
有几个奇特的长周期矮新星状物体，它们显示出罕见的低振幅爆发，具有高度电离的发射线。1 SWASP J162117 $+$ 441254、BD Pav和V364 Lib属于此类对象。一些研究人员甚至怀疑1 SWASP J1621和V364 Lib是否具有与正常矮新星相同的性质。我们通过我们的光学光度学和光谱学研究了这三个天体的奇特爆发，并对其轨道变化进行了数值模拟，以研究它们的性质。我们发现，它们的爆发持续了很长的时间间隔（几十天），在爆发的早期阶段，通常可以观察到亮度的缓慢上升。我们的分析和数值模拟表明，1 SWASP J1621有一个非常高的倾角，接近90度，加上一个微弱的热点。尽管BD Pav似乎具有略低的倾角（$\sim$ 75度），但其他属性与1 SWASP J1621中的属性相似。另一方面，V364 Lib似乎有一颗大质量白矮星，一颗热伴星，和一颗低倾角（$\sim$ 35度）。此外，这三个物体可能具有低转移率和（或）由于轨道周期长而产生的大圆盘。我们发现，这些性质的三个对象可以解释其罕见的和低幅度的爆发的背景下，在正常的矮新星没有强磁场的磁盘不稳定性模型。此外，我们认为，在爆发中观察到的高电离发射线是由于一个高倾角和/或一个大质量的白矮星。这类天体的更多实例可能无法识别，因为它们不起眼的爆发很容易被忽视。
2018-05-17 astro-ph.SR
The Relationship Between X-ray Luminosity and Duty Cycle for Dwarf Novae and their Specific Frequency in the Inner Galaxy
我们测量的占空比为现有的样本观测良好，附近的矮新星使用AAVSO的数据，并提出了一个定量的经验关系的矮新星爆发的占空比和X射线光度的系统在静止。我们发现，$\log DC=0.63(\pm0.21)\times(\log L_{X}({\rm erg\,s^{-1}})-31.3)-0.95(\pm0.1)$，其中DC代表占空比。我们注意到，在这种关系中存在内在的分散性，大于纯统计误差的预期。使用矮新星X射线光度函数从\citet{Pretorius12}和\citet{Byckling10}，我们比较了这种关系的数量矮新星在银河隆起调查，确定通过光学爆发在8天的监测活动。我们发现了一个特定频率的X射线亮（$L_{X}>10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}}$）激变变星在$6.6\pm4.7\times10^{-5}\,M_{\odot}^{-1}$的银河系隆起的方向上经历矮新星爆发。这样一个特定的频率将给出一个长周期CV的太阳邻域空间密度为$ρ=5.6\pm3.9\times10^{-6}\,$ pc $^{-3}$。我们提倡在未来的工作中使用特定的频率，因为LSST等项目将在$ρ\approx{\textrm const}$的距离范围之外检测DNe。
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The First Historical Standstill of WW Ceti
Z Cam矮新星与其他矮新星的区别在于它们的长期光学光变曲线中出现了所谓的“静止”。之前曾有人提出，WW Cet可能是一颗Z Cam型矮新星，但这种分类后来被排除，基于它的长期光变曲线行为。40年的历史数据显示，WW Cet没有停滞的证据。因此，鲸鱼座WW在变星总表（GCVS）和国际变星索引（VSX）中被归类为UG型矮新星。从2010年观测季节开始，Cet WW被观测到处于停滞状态，或多或少地保持在12等范围内。基于这第一次，鲸鱼座WW的历史停滞，我们得出结论，它确实是一个真正的成员Z凸轮类矮新星。
2010-12-10 astro-ph.SR
A Spitzer Space Telescope Study of the Debris Disks around four SDSS White Dwarfs
我们目前的斯皮策太空望远镜数据的四个孤立的白矮星，以前已知的港口拱气体盘。IRAC测光显示，在所有的系统，SDSS 0738 +1835，SDSS 0845 +2257，SDSS 1043 +0855和SDSS 1617 +1620中，都有明显的红外过量，这表明这些磁盘的尘埃扩展。在SDSS 0738、SDSS 0845和SDSS 1617中看到的4.5微米的过量分别是白矮星贡献的7.5、5.7和4.5倍。相比之下，在SDSS 1043中，测得的4.5微米处的通量密度仅为白矮星贡献的1.7倍。我们比较测得的IR过剩的系统模型的几何薄，光学厚的磁盘，并发现，我们能够匹配测得的SED的不确定性在3 σ内，虽然磁盘与不切实际的热内尘埃温度一般提供了更好的拟合比那些低于尘埃升华温度。对SDSS 1043 +0855附近缺乏尘埃的可能解释进行了简要讨论。包括我们之前对SDSS 1228 +1040的研究，所有五颗具有气体碎片盘的白矮星周围都有大量的尘埃。很明显，气体和尘埃可以在这些相对温暖、相对年轻的白矮星周围共存。
2012-02-28 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VI: The Sixth Year (2013-2014)
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2013-2014季节观察到的56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。我们在VW Hyi中检测到负超峰，并指出在某些超周期中正常爆发的数量很少可以解释为盘倾斜的结果。这一发现，结合开普勒对V1504 Cyg和V344 Lyr的观测，表明盘倾斜是调制SU UMa型矮新星爆发模式的原因。我们还研究了深食WZ Sge型矮新星MASTER OT J005740.99+443101.5，发现了早期超级峰阶段的锐食证据。该轮廓可以通过轴对称盘的食和早期超级驼峰的未食光源的组合来再现。这一发现证实了在WZ Sge型突出的早期阶段没有明显增强的热点的迹象。我们检测到的增长（阶段A）在MN Dra的超级驼峰，并给出一个建议，一些SU UMA型矮新星位于附近的潮汐不稳定的临界条件可能会显示持久的阶段A超级驼峰。此类系统中报告的大负周期导数可以理解为A阶段和B阶段超级峰组合的结果。WZ Sge型矮新星AL Com和ASASSN-13 ck表现出持久的（高原型）再亮。在再亮的早期阶段，两个天体都显示出类似于彗星的爆发，这表明长期的再亮是由前兆爆发触发的。
2014-06-25 astro-ph.SR
