The orbital and superhump periods of the SU UMa-type dwarf nova V1212 Tauri
我们报告的超爆发的矮新星V1212头在2011年1月和2月期间获得的CCD测光。这次地震的爆发幅度至少为6级，持续时间至少为12天。观察到三个不同的超级驼峰制度。最初的低振幅超级驼峰（0.03至0.05级峰峰值）与Psh = 0.0782（52）d。超峰在平台期开始时达到最大振幅0.31等，Psh = 0.07031（96）d。随后，这颗星开始慢慢消失。在下降的第一部分，周期随着dPsh/dt = +1.62（9）× 10-3而增加，并且超级峰的振幅也下降。在缓慢下降的中途，超峰部分重新生长，这一点与新的超峰状态的变化相吻合，在此期间，dPsh/dt = -1.50（39）x 10-3。我们确定了它的轨道周期为Porb = 0.06818（64）d，超峰周期余值为θ = 0.034（15）d
2011-09-20 astro-ph.SR
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。
2017-03-22 astro-ph.SR
Measuring the superhump period of the dwarf nova RX J1715.6+6856
我们报告了2009年8月首次确认的矮新星RX J1715.6+6856超爆发的未过滤CCD观测结果。在静止时，这颗恒星的星等为18.3等（CCD，清晰）。爆发的幅度至少为2.4级，持续了至少6天，尽管爆发的第一部分可能被错过了。光变曲线的分析揭示了峰间振幅为0.1等的超级峰，从而表明它是SU UMa家族的成员。平均超峰周期为Psh = 0.07086（78）d，超峰周期超出值为λ = 0.038，估计质量比q = 0.167。在爆发的最后阶段，当恒星接近静止时，超峰消失，取而代之的是对应于轨道周期的调制。2007年8月至2009年9月期间，该恒星被定期监测，共发现12次爆发，爆发频率约为每月一次。
2009-12-20 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
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
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
Direct Evidence for Modulated Irradiation of Secondary Components in Dwarf Novae during Superoutbursts
在超爆发期间观察到的五个矮新星的光变曲线中检测到来自辐照的次级成分的贡献。它们的超峰光变曲线表明辐照受超峰相位的调制。这加强了对超级峰的新解释（Smak 2009），即由于辐照控制的传质速率导致流的动能的调制耗散。
2011-03-02 astro-ph.SR
SDSS J210014.12+004446.0 - dwarf nova with negative and positive superhumps
本文报道了最近发现的矮新星SDSS J210014.12 + 004446.0的67小时CCD测光结果。这些数据是在一个月内的24个晚上获得的。在此期间，我们观察到四个普通的爆发，持续约2 - 3天，达到约1.7兆的振幅。在所有的夜晚，我们的光变曲线显示持续调制的稳定周期为0.081088（3）天。Tramposch等人（2005）在一个晚上已经观察到了这些驼峰，他们还在超级爆发期间观察到了超级驼峰。值得注意的是，从他们掌握的少量证据中，他们能够将它们分别识别为负和正（共同）超级驼峰。我们的静止期与它们的超级高峰期明显不同，这证实了这一点。我们发现了一个附加的调制，我们归因于轨道波，完成了整个画面。我们的数据中没有超级峰，这表明我们观察到的所有爆发都是普通的爆发。在我们的数据中，对超级峰的早期观测结合了普通爆发的存在，使SDSS J2100能够被分类为一颗活跃的SU UMa矮新星。此外，我们还将SDSS J2100提升到了激变变星的行列，它们的吸积盘对光有三次周期性的调制。我们更新了关于正负超峰的现有信息，从而提供了更有力的证据，证明它们的性质相互之间以及与轨道周期之间存在强烈的相关性。借助于这些关系，我们能够消除一个别名的歧义，并确定SDSS J2100的轨道周期为0.083304（6）天。SDSS J21000是第三颗同时显示正负超峰的SU UMa矮新星。它们各自的周期过剩和亏…
2009-06-22 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
TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables
超级峰是激变变星光变曲线中观测到的丰富的变星现象之一。它们有正负两种形式，分别是周期比这些相互作用的双星系统的轨道周期稍长或稍短。正的超驼峰在SU~UMa型短周期矮新星的超爆发中普遍存在，但在长周期的吸积盘处于永久亮态的系统（如新星变星和大多数老新星）中不太常见。负超峰似乎并不对特定类型的CV没有偏好。在这里，我利用TESS为大量恒星提供的长的高节奏光变曲线，选择所有旧的新星和新星变星，这些变星具有过去报道的超级驼峰，TESS光变曲线可用，并且在以前的出版物中尚未进行分析，以研究它们的超级驼峰行为。结合从文献中获得的信息，这些结果使我们能够编制迄今为止这些恒星中最完整的超级驼峰普查。作为一个推论，在本样本的对象日食系统日食历元来自TESS光变曲线，并在某些情况下从档案光变曲线列出，并用于更新轨道星历和讨论周期的变化。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Orbital Period and Negative Superhumps of the Nova-Like Cataclysmic Variable V378 Pegasi
本文对激变变星飞马座V378（PG 2337+300）的径向速度进行了研究。它的轨道周期为0.13858 +/- 0.00004 d（3.32592 +/- 0.00096小时）。它的光谱和长期光变曲线表明V378 Peg是一颗类似新星的变星，没有爆发。我们用V378 Peg在银河系中的近似距离和位置估计E（B-V）= 0.095，用近红外星等计算距离为680 +/-90 pc，M_V = 4.68 +/-0.70，与V378 Peg是一颗类新星相一致。在2001年至2009年之间进行的时间分辨测光显示，周期为0.1346 +/- 0.0004 d（3.23 +/- 0.01小时）。我们确定这种光度变化是负的超级驼峰，从旋进，倾斜的吸积盘。我们对V378 Peg的光度周期的重复测量与2001年至2009年之间的稳定周期相一致，其负超峰显示出数百甚至数千个周期的相干性。
2011-11-15 astro-ph.SR
Quiescent Superhumps Detected in the Dwarf Nova V344 Lyrae by Kepler
开普勒是美国宇航局在恒星宜居带内寻找地球大小行星的天文台，它的计时能力和灵敏度与激变变量中吸积盘变化的时间尺度和幅度很好地匹配。这种仪器组合提供了一个前所未有的机会，以高精度，统一的数据测试和完善恒星吸积范例，不包含限制地面观测的昼夜或季节间隙。我们提出了一个3个月，1分钟的节奏开普勒光曲线V344天琴座，一个微弱的，很少研究的矮新星开普勒领域内。光变曲线在五次完全正常爆发和一次超级爆发期间采样V344 Lyr。令人惊讶的是，在超级爆发期间发现的超级驼峰在接下来的静止状态和正常爆发期间继续被检测到。超峰周期超过假定轨道周期的分数表明，在一个系统中，吸积盘的半径变化必须小于2%，以保持整个超峰扩展情节的潮汐进动相对较高的二元质量比。如果暂时被确定为轨道周期的静止信号是一个负的超级峰，由逆行旋进的吸积盘产生，相对于双星轨道平面倾斜，则盘半径的限制较少。
2010-06-09 astro-ph.SR
ASASSN-18fk: A new WZ Sge-type dwarf nova with multiple rebrightenings and a new candidate for a superhumping intermediate polar
我们介绍了在2018年超级爆发期间对矮新星ASASSN-18fk进行光度研究的多经度活动的结果。它被15个地点的18台望远镜在三个月的时间间隔内观察了大约70个夜晚。观测包括主爆发，6次再亮和50天下降到近静止状态。我们确定ASASSN-18fk为WZ Sge型矮新星与多重增亮，并显示了0.06-d的超峰周期的超爆发的各个阶段的演变。一个强大的22分钟的亮度调制，叠加在超级驼峰被发现在rebrightenings和下降。这种调制的边带信号的形式的一些证据被检测在爆发的非常开始。我们解释了22分钟的调制作为一个自旋周期的白矮星，并建议ASASSN-18 fk是一个很好的候选人的超级驼峰中间极。
2019-07-01 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
The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J150240.98+333423.9
在2009年7月，我们使用CCD测光观测到了食矮星新星SDSS J150240.98+333423.9的第一次确认的超级爆发。爆发幅度至少为3.9级，持续至少16天。在爆发过程中出现了高达0.35峰到峰振幅的超级驼峰，从而确定它是SU UMa家族的成员。爆发前4天的平均超峰期为Psh = 0.06028（19）d，尽管在爆发期间它以dPsh/dt = + 2.8（1.0）x 10-4增加。轨道周期被测量为Porb = 0.05890946（5）d，从爆发和平静期间测量的日食时间。根据平均超峰周期计算，超峰周期超出0.023（3）。食的半高宽持续时间从爆发高峰时的最大值10.5分钟下降到爆发后的3.5分钟。在同一时期，日食深度从0.9等增加到2.1等。静止期闪光持续时间为2.7分钟，深度为2.8等。
2010-05-18 astro-ph.SR
Photometric Analysis of TCP J20171288$+$1156589 -- WZ Sge Type Dwarf Nova with Delayed Ordinary Superhumps Emergence
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天文研究所）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Vereniging voor Sterrenkunde（比利时天文协会）
研究了WZ Sge型矮新星TCP J20171288$+$1156589的光度特性，发现其超速突起出现存在延迟，揭示了系统的质量比和轨道参数。
2025-12-06 astro-ph.SR
Superhumps and grazing eclipses in the dwarf nova BG Arietis
我们在2009年和2010年报告了BG Arietis（= SDSS J015151.87+140047.2）的未经过滤的测光结果，显示存在峰到峰幅度高达0.36等的超级驼峰，表明这是一颗SU UMa型矮新星。爆发的幅度是5.1级以上的平均平静19.9级。2010年的事件持续了至少20天，在此期间，我们观察到了一次前兆爆发，紧接着是一次超级爆发。在上升到超爆发期间观察到调制，其周期约为Porb的一半。平台期的平均超峰期为Psh = 0.0849（6）d，超峰期超过Psh = 0.030（7）d。我们还观察到深度为0.06至0.13等的小日食，半高宽持续时间约为1/2分钟（ΔΦ1/2 = 0.10），我们将其解释为吸积盘的掠食。2009年的超级爆发观测得不太好，特别是在早期阶段，因此我们无法判断是否有前兆爆发。高峰期的平均Psh = 0.0851（4）d，但在接近高峰期的末期突然下降到Psh = 0.0845（11）d。还观察到小日食。
2011-09-19 astro-ph.SR
UU Aqr - No superhumps but variations on the time scale of days
最近，Bruch & Cook（2018）在古老的新星和永久性超级驼峰系统V603 Aql中观测到了两倍于吸积盘进动周期的亮度变化。为了试图在其他被报道含有永久性超级驼峰的激变变星中检测到类似的效应，在2018年9月的11个夜晚观测到了诺瓦利克变星UU Aqr。虽然在数据中没有看到超级驼峰的痕迹，使得对与磁盘岁差周期相关的变化的探索变得过时，但该系统表现出约4天的周期的规则变化。
2019-03-27 astro-ph.SR
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。
2021-11-02 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
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
The orbital and superhump periods of the dwarf nova HS 0417+7445 in Camelopardalis
我们提出了2005-2010年的爆发历史的SUUMa型矮星HS 0417+7445，以及详细分析了广泛的时间序列测光在2008年3月获得的第二次记录的超级爆发的系统。平均爆发间隔时间为197 \pm 59 d，中位数为193 d。2008年3月的超级爆发是由一个前兆爆发所预示的，振幅为4.2级，整个事件持续了大约16天。在前体爆发的下降过程中没有检测到超级驼峰，我们的数据表明，相反，在那个阶段存在轨道驼峰。在上升到超级爆发最大值期间检测到的早期超级驼峰表现出异常大的分数周期超出，Psh = 0.137（Psh = 0.0856（88）d）。在最大值之后，亮度线性下降，持续至少6天。在这一下降过程中，测量到一个稳定的超峰期Psh = 0.07824（2）d。叠加在超级驼峰上的是轨道驼峰，这使我们能够精确地测量HS 0417+7445的轨道周期，Porb = 0.07531（8）d，这在以前只是很差的估计。在爆发的主相位期间，部分超峰周期超额为λ = 0.037，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征。我们的观测结果与热潮汐不稳定性模型对超爆发发生的预测是一致的，但是需要在爆发的早期阶段大量的超爆发和广泛的时间序列测光，才能对超爆发的原因得出明确的结论。
2010-11-06 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Photometric Observation during the Superoutburst of the WZ Sge-Type Dwarf Nova, V455 Andromedae
本文报道了2007年WZ Sge型矮新星V455 And在一次超爆发期间的光学和红外测光观测结果。这些观测是用KANATA（V、J和K_s波段）和MITSUME（g '、Rc和Ic波段）望远镜进行的。我们的6波段同步观测使我们能够研究与超级爆发和短期调制（如早期和普通超级峰）相关的温度和发射区大小的时间变化。当超爆发结束时，一个热的（>11000 K）吸积盘突然消失，而黑体辐射，可能来自吸积盘，在中等高温（~8000 K）的光学区域仍然占主导地位。这表明，即使在爆发之后，也有大量的气体储存在盘中。这些残余物质可能是一个预期的质量库的标志，它可以触发在几颗WZ Sge恒星中观察到的回波爆发。与超峰相关的颜色变化表明，超峰源中的粘性加热在到达超峰最大值的过程中停止，随后低温区域的膨胀达到最大值。早期超级峰的颜色变化与超级峰完全不同：在早期超级峰最小值时，物体最蓝。早期超峰光源的温度低于其下伏组分的温度，表明早期超峰光源是盘最外侧的一个垂直扩展的低温区。
2009-08-28 astro-ph.SR
Extensive photometry of the WZ Sge-type dwarf nova V455 And (HS2331+3905): detection of negative superhumps and coherence features of the short-period oscillations
本文报道了WZ型Sge型矮新星V455 And的测光结果。在2013年和2014年的19个夜晚进行了观测。观察的总持续时间为96 h。我们清楚地检测到三个相干振荡，周期为80.376+/-0.003 min，40.5431+/-0.0004 min和67.619685+/-0.000040 s。67.619685-s的周期可以是白矮星的自转周期。40.5431分钟的周期是轨道周期的第一谐波。80.376分钟的振荡可能是一个负的超级峰，因为它的周期比轨道周期小0.9%。这种波动在2013年和2014年的数据中都很明显。这些结果使V455和V455成为一个永久性的超级峰系统，表现出负的超级峰。这也是第一次在WZ Sge型矮新星中探测到持续的负超峰。此外，对我们的数据的分析揭示了周期在5-6分钟范围内的非相干振荡，这是以前观察到的，并由白矮星的非径向脉动解释。此外，我们清楚地检测到一个周期为67.28+/-0.03 s的振荡，这是一个低相干度。这种振荡符合白矮星的自旋周期和3.5小时光谱周期之间的拍频，这是早期发现的，并由白矮星的自由进动解释。由于67.28秒的周期比自转周期短，而且白矮星的自由进动是逆行的，所以我们用白矮星的自由进动来解释67.28秒的振荡。
2015-06-10 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
2021 superoutburst of WZ Sge-type dwarf nova V627 Pegasi lacks an early superhump phase
通过对V627 Peg 2021年超级爆发的时间分辨测光，研究确认其缺少早期超级驼峰，并据此讨论吸积盘共振、盘半径及爆发机制多样性。
2023-03-31 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
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。
2025-02-24 astro-ph.SR
Analysis of a Kepler Light Curve of the Novalike Cataclysmic Variable KIC 8751494
我们分析了KIC 8751494的开普勒光变曲线，KIC 8751494是开普勒场中最近发现的一颗新星激变变星。我们探测到一个稳定的周期0.114379（1）d，我们确定这是双星的轨道周期。在0.12245 d附近的较强的光度周期，这已被检测到的地面观测，被发现是可变的，我们确定这一时期是正的超峰期。这个超级驼峰周期显示出短期（10-20天）和强烈的变化，最出乎意料的是，当物体进入一个稍微暗淡的状态。部分超峰过量变化高达~ 30%。周期的变化很好地跟踪了系统亮度的变化。超级峰周期变化的时间尺度太慢，不能解释为由于热盘不稳定性引起的盘半径变化所引起的变化。我们解释了周期的变化是由于压力变化对正超峰周期的影响。这一发现表明，至少在诺瓦利克系统中，压力效应在产生正超级峰的周期中起着非常重要的作用（进动率高达30%）。我们还描述了在Q14运行的开普勒数据的变化周期为0.1071-0.1081 d的负超峰的可能检测。我们还发现，在早期的研究中报告的发射线的速度变化的相位是兼容的SW性别型分类。在此基础上，提出了一种新的基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法，并展示了该方法的优越性。
2013-06-22 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
Superhumps and post-outburst rebrightening episodes in the AM CVn star SDSS J012940.05+384210.4
本文报道了2009年12月AMCVn系统SDSS J012940.05+384210.4首次确认爆发的未滤波测光。这颗恒星最亮时的星等为14.5等，比平均静止期高出5.4等。虽然没有观测到爆发的第一部分，但在爆发过程中观测到了六次显著的再亮事件。在爆发被探测到的41天后，这颗恒星仍然比宁静高出1.7等。在爆发期间观察到了超级驼峰，峰间振幅为0.06等，Psh = 37.9（2）分。我们还使用档案数据表明，另一个AM CVn系统SDSS J124058.03-015919.2也经历了至少一次爆发，振幅约为4.6等。
2011-04-01 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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VIII: The Eighth Year (2015-2016)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2015-2016年季节观察到的128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。这些数据改善了WZ Sge型天体的轨道周期分布、轨道周期与超峰变化的关系、周期变化与再亮类型的关系。再加上新的测量质量比使用生长阶段的超级驼峰，我们现在有一个更清晰的和统计上大大改善的演化路径接近终端阶段的演变激变变量。三个天体（V452 Cas，KK Tel，ASASSN-15 cl）似乎有缓慢增长的超级驼峰，这被认为反映了稳定边界附近3：1共振的缓慢增长。ASASSN-15 sl、ASASSN-15 ux、SDSS J074859.55+312512.6和CRTS J200331.3-284941是新发现的食SU UMa型（或WZ Sge型）矮新星。ASASSN-15 cy有一个短的（~0.050 d）超峰周期，似乎属于EI Psc型天体，具有致密的秒级，有一个演化的核心。ASASSN-15 gn、ASASSN-15 hn、ASASSN-15 kh和ASASSN-16 bu是超峰周期大于0.06 d的候选周期振荡器。我们新获得了79个天体的超峰周期和13个轨道周期，包括早期超峰的周期。为了使未来的观测在天体物理学上对观测者更加有益，我们提出了如何组织观测各种超爆发的指导方针。
2016-05-20 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
On the superhumps and mass ratio of CzeV404
CzeV 404是一颗位于周期隙中的SU UMa型矮新星。Kara等人（2021）（arXiv：2107.02664）最近发表了光度和光谱观测结果，并获得了质量比q=0.16，这与根据超级驼峰观测估计的q~0.32严重不一致（Bakowska等人，2014年）。我在这里介绍了Bakowska等人（2014）的分析是错误的或过时的，并提供了一个新的q=0.247（5）的值，与超级驼峰的已知行为和灾难性变量的演变一致。CzeV 404看起来不像Kara等人（2021）提出的不寻常的矮新星，我讨论了Kara等人（2021）提出的SW Sex和SU Uma系统之间的联系不被支持。
2021-07-08 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
A photometric study of the nova-like variable TT Arietis with the MOST satellite
在秒和几十年之间的所有时间尺度上的变异性是激变变星（CV）的典型特征。TT Ari是最亮和研究最多的CV之一，它是一个类似新星的变星，属于VY Scl子类，其特征是光变曲线中偶尔出现低态。它也被称为高态的永久超峰，表现出“正”（P_S > P_0）和“负”（P_S < P_0）的超峰，其中P_S是超峰的周期，P_0是轨道周期。2007年，加拿大空间望远镜MOST几乎连续观测了TT Ari约230小时，时间分辨率为48秒。在这里，我们分析这些数据，获得一个占主导地位的“负”超级驼峰信号的周期P_S = 0.1331天，平均振幅为0.09兆。强烈的闪烁振幅高达0.2兆和峰到峰的时间尺度为15-20分钟的周期变化叠加。我们没有发现其他作者报道的周期在15分钟左右的显著准周期振荡的迹象。我们讨论了已知的超级驼峰行为的TT阿里在过去的五十年中，并得出结论，我们的周期值是在上限的所有迄今为止确定的“负”超级驼峰期间的TT阿里，之前和之后的MOST运行。
2013-07-11 astro-ph.SR
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。
2013-12-17 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
2009 Superoutburst of Dwarf Nova 1RXS J053234.9+624755
本文介绍了矮新星1 RXS J053234.9+624755的测光观测结果。我们对2009年8月发生的超级爆发进行了详细的分析。超峰期为P_sh=0.057122（14）天。根据O-C图，我们得出结论：在平台期，P_sh以dP_sh/dt=（9.24 +- 1.4）* 10^-5的速率增加。超峰光变曲线的O-C分析和演化都支持超峰起源于位于热点附近的可变源的模型。此外，光变曲线的演变表明，超峰光源接近盘平面的超爆发下降。详细分析的superbursts平台阶段，使我们能够检测到一个信号，我们解释为拱运动的吸积盘。我们检测到额外的调制在最后阶段的超级爆发的特征周期为104秒和188秒，我们暂时解释为准周期振荡。A_0和An的估计值与Smak（2010）发现的超峰振幅与轨道倾角之间的依赖关系一致。
2011-01-05 astro-ph.SR
Photometry of Three Superoutbursts of the SU UMa-type Dwarf Nova, SW Ursae Majoris
我们研究了超峰的演变，分析光学光度观测的2000年2月至3月，2002年11月至11月，和2006年9月的西南乌玛超爆发。超级驼峰在2000年和2002年的超级爆发中出现后，也以同样的方式演化，可能在2006年的超级爆发中也是如此。这表明超峰的演化可能受不变的二元参数控制。在2000年的超级爆发结束后，我们在光变曲线中发现了一个周期性，但没有相移，这似乎是超级驼峰的残余。我们发现QPOs在2000年和2002年的超级爆发的结束阶段，但未能找到非常大的振幅QPOs称为“超级QPOs”，以前已观察到在西南UMa。
2009-05-04 astro-ph.SR
Multi-Color Photometry of the Outburst of the New WZ Sge-type Dwarf Nova, OT J012059.6+325545
我们提出了我们的测光研究的新发现的光学瞬变，OT J012059.6+325545，经历了2010年11月和2011年1月之间的大爆发。爆发的振幅约为8 mag.We同时多色测光使用g '，Rc，和i'波段的过滤器从爆发的早期阶段。在早期阶段的时间分辨测光显示周期性变化的双峰配置文件，这被称为早期的超级驼峰，振幅约0.08马格。后迅速衰落的主要爆发，我们发现rebrightening现象，发生至少9次。爆发的大振幅、早期超峰和再亮现象是WZ型Sge型矮新星的典型特征。我们在早期的超级驼峰调制中检测到了颜色变化，这使得它成为继V445 And之后的第二个系统。我们对吸积盘进行了数值计算，以解释早期超峰的调制和颜色变化。这个模型的磁盘高度支持的想法，高度变化的外部磁盘可以产生早期的超级驼峰调制，虽然我们不能排除温度不对称也可能发挥作用。
2013-05-16 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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. X: The Tenth Year (2017)
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2017年季节观察到的102个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间，并对这些物体进行了表征。WZ Sge型恒星包括PT And、ASASSN-17 ei、ASASSN-17 el、ASASSN-17 es、ASASSN-17 fn、ASASSN-17 fz、ASASSN-17 hw、ASASSN-17 kd、ASASSN-17 la、PNV J20205397+2508145和TCP J 00332502 -3518565。我们获得了新的质量比为7个对象使用不断增长的超级驼峰（阶段A）。ASASSN-17 gf是一个低于周期最小值的EI PSC型天体。CRTS J080941.3+171528和DDE 51是周期间隙中的天体，它们都显示出A级超峰的长持续阶段。并对SU UMa型和WZ Sge型矮新星的研究进展进行了总结。
2019-12-25 astro-ph.SR
V1006 Cygni: Dwarf Nova Showing Three Types of Outbursts and Simulating Some Features of the WZ Sge-Type Behavior
我们观察到2015年7月至8月的V1006 Cyg长爆发，并确定该物体是周期间隙中的SU UMa型矮新星。我们的观测证实，天鹅座V1006是继TU Men之后第二个显示三种类型爆发（正常，长正常和超级爆发）的天体。我们成功地记录到了超峰的生长阶段（A阶段超峰），得到了质量比为0.26-0.33，接近潮汐不稳定的稳定极限。A阶段超级驼峰的这种识别表明，超级驼峰确实在接近稳定极限的系统中缓慢生长，这一想法首先由Kato等人2014，arXiv：1406.6428引入。超级爆发显示了一个暂时的下降，然后是重新明亮。下沉的时刻与超峰的阶段转换相吻合，我们认为C阶段的超峰与吸积盘中冷却波的开始有关。我们认为，当冷却波开始时，潮汐不稳定性不足以维持盘的热态。我们提出，在质量比的极端（WZ Sge型天体和长周期系统）中常见的性质可以理解为弱潮汐效应的结果。
2015-12-17 astro-ph.SR
SDSS J080434.20+510349.2: Eclipsing WZ Sge-Type Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
我们观测了2006年SDSS J080434.20+510349.2的超级爆发，在其平台期，再增亮阶段，和后超级爆发最终下降。我们发现该天体是一个周期为0.0590048（2）d的掠食系统。只有在超级爆发高原的晚期才能观测到清晰的食，在随后的阶段，食的深度逐渐减小。我们确定了超爆发平台期的超峰周期为0.059539（11）d，给出了0.90（2）%的部分超峰超出。在再亮阶段和超爆发后阶段，持续存在的超峰的周期比平台阶段的超峰的周期长：再亮阶段为0.059632（6）d，最后衰退阶段为0.05969（4）d。这一现象与先前已知的GW Lib、V455 And和WZ Sge中的长周期“晚期超级峰”非常一致。不同再亮状态之间的轨道峰的振幅表明，这些峰不是由经典热点产生的，而更可能是高倾角系统中投影效应的结果。没有明显的证据表明在再增亮阶段的增强热点。我们还研究了以前报道的“迷你爆发”在静止状态，并发现证据表明，超级驼峰在这些迷你爆发瞬态激发。SDSS J080434.20+510349.2中掠食和明显的多次再亮现象的存在为理解WZ Sge型矮新星的再亮机制提供了一个独特的机会。
2009-03-10 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
A probable inside-out dwarf nova outburst from the period bouncer candidate ASASSN-25dc
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；Okayama Observatory, Kyoto University（京都大学冈山天文台）；Kyoto University（京都大学）；Kanazawa University（金泽大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of the Free State（自由州大学）
ASASSN-25dc可能是一颗质量比低于周期最小值且缺乏2:1潮汐共振的内向型矮矮新星爆发系统，挑战了现有模型。
2026-03-09 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
Superoutburst of SDSS J090221.35+381941.9: First Measurement of Mass Ratio in an AM CVn-Type Object using Growing Superhumps
我们报道了2014年3月至4月AMCVn型天体SDSS J090221.35+381941.9 [J 0902;轨道周期0.03355（6）d]的超级爆发。整个爆发包括一个前兆爆发和主要的超级爆发，随后是一个短暂的再亮。在主超爆发的上升支期间，我们探测到了周期为0.03409（1）d的增长超峰（A阶段超峰）。在超级爆发的平台阶段，观察到具有较短周期的超级驼峰（B阶段超级驼峰）。利用轨道周期和A级超峰的周期，我们能够测量吸积盘在3：1共振下的动力学进动率，得到质量比（q）为0.041（7）。这是第一次成功测量的质量比在一个AM CVn型对象使用最近开发的阶段A超级驼峰方法。该值与理论演化模型基本一致。J 0902的轨道周期是爆发的AM CVn型天体中最长的，爆发系统和具有稳定冷盘的系统之间的边界线似乎比想象的要长。
2014-07-16 astro-ph.SR
CC Sculptoris: A superhumping intermediate polar
我们目前的高速光学，光谱和快速X射线观测期间的矮新星超级爆发的CC Scl在2011年11月。测得的轨道周期为1.383小时，超峰周期为1.443小时，但主要的新发现是CC Scl是一个以前未被认识的中间极性，白矮星的自旋周期为389.49秒，这在光学和Swift X射线光变曲线上都只在爆发期间看到。在这一点上，它非常类似于旧的新星GK Per，但与后者不同的是，它的轨道周期是中间极星中最短的。
2012-08-29 astro-ph.SR
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。
2009-02-06 astro-ph.SR
On the Periods of Negative Superhumps and the Nature of Superoutbursts
Osaki和Kato（2012）解释了他们在矮新星V1504 Cyg中发现的负超级峰周期的变化，作为支持超级爆发热潮汐不稳定性模型的证据。事实证明，他们的解释是错误的。回顾的观测证据表明，超爆发是由于增强的质量传递速率。
2013-01-02 astro-ph.SR
Photometric Observations and Period Analysis of an SU UMa-type Dwarf Nova, MASTER OT J004527.52+503213.8
MASTER OT J004527.52 + 503213.8（以下简称MASTER J004527）是MASTER计划在2013年发现的一颗矮新星。在2020年10月24日18：20 UTC，该物体的增亮报告给vsnet-alert（24843由Denisenko）。这是超级爆发被发现后的第二次报告。在警报发出后不久至2020年11月4日，冈山理科大学天文台使用23.5厘米施密特-卡塞格伦望远镜进行了测光观测。在这项工作中，我们提出了我们的观测光度数据，并分析了2020年爆发期间MASTER J004527的光变曲线。提出了一种利用多项式拟合确定超级峰周期的方法，该方法适用于含有大量缺失数据的光变曲线。除了我们自己的数据，我们还结合了其他所有的天空调查数据的爆发，以更好地了解超级驼峰的属性。根据我们的观测，我们得出结论，MASTER J004527是一个SU UMa型矮新星，因为没有早期的超级驼峰发生。
2023-03-25 astro-ph.SR
