Discovery of superhumps during a normal outburst of SU Ursae Majoris
我们报告的时间分辨测光在2012年1月正常爆发的苏乌玛。光变曲线显示了周期为0.07903（11）d的驼峰状调制，这与SUUma在超级爆发期间的超级驼峰周期相吻合。根据观测到的周期性、平均光变曲线的轮廓和正常爆发期间的$g'-I_{\rm c}$变化，我们将其解释为超级峰。这是第一次在SU UMa型矮新星的孤立正常爆发期间检测到超级驼峰。本文的结果有力地表明，即使在超循环的中期，吸积盘的半径也已经达到了3：1共振。
2012-10-03 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
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
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
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
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
Photometric long-term variations and superhump occurrence in the Classical Nova RR Pictoris
我们分析了文献中所有可用的时间分辨光度学和2013-2014年获得的老新星RR Picture的新光变曲线。众所周知的驼峰光变曲线与轨道周期相一致，揭示了过去42年来在形状、振幅和其他细节上的显著变化，这显然是由圆盘结构的长期变化造成的。此外，我们在2007年发现了超级驼峰存在的证据，其周期与其他作者在2005年的观测中报道的相同（比轨道周期长约9%）。可能，超级驼峰在RR Pic中迅速出现，但是零星事件，因为在所有其他观察分析中没有检测到显著的超级驼峰信号。我们还确定了一个实际版本的Stolz-Schoembs关系的超级驼峰周期和轨道周期，分别分析矮新星，经典新星和新星类恒星，并得出结论，这种关系是普遍有效的所有超级驼峰之间的激变变量（CV），尽管小，但显着的差异上述子类型。我们强调这样的研究的重要性，在上下文中与CV的不同子类之间的相互关系仍然是一个悬而未决的问题，这对我们理解CV的长期演变至关重要。
2017-10-18 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
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. 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
The orbital and superhump periods of the dwarf nova SDSS J093249.57+472523.0
我们报告了食矮新星SDSS J093249.57+472523.0在2011年3月首次确认爆发期间获得的未经过滤的CCD测光。爆发的幅度至少比平均静止期高出3.0个星等，持续了至少11天，尽管我们错过了爆发的开始。爆发期间出现了峰间振幅高达0.3等的超级驼峰，从而确定它是SU UMa家族的成员。平均超峰期Psh = 0.06814（11）d。分析我们测量的最小日食时间，补充其他研究人员的数据，使我们能够测量轨道周期为Porb = 0.06630354（5）d。超峰周期的超额值为λ = 0.028（1），这与类似Porb的SU UMa系统一致。日食的半高宽持续时间在6 ~ 13分钟之间，食深可达1.6等。
2012-02-03 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Photometric Analysis of TCP J20171288$+$1156589 -- WZ Sge Type Dwarf Nova with Delayed Ordinary Superhumps Emergence
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天文研究所）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Vereniging voor Sterrenkunde（比利时天文协会）
研究了WZ Sge型矮新星TCP J20171288$+$1156589的光度特性，发现其超速突起出现存在延迟，揭示了系统的质量比和轨道参数。
2025-12-06 astro-ph.SR
Photometric analysis of the dwarf nova SU UMa based on TESS
本研究利用TESS观测数据对矮新星SU UMa进行测光分析，解析了超级爆发的超亮斑演化三阶段与周期，估算了质量比，发现了吸积盘进动相关振荡及不同状态下的超长周期准周期振荡特征。
2024-05-20 astro-ph.SR
Superhumps and grazing eclipses in the dwarf nova BG Arietis
我们在2009年和2010年报告了BG Arietis（= SDSS J015151.87+140047.2）的未经过滤的测光结果，显示存在峰到峰幅度高达0.36等的超级驼峰，表明这是一颗SU UMa型矮新星。爆发的幅度是5.1级以上的平均平静19.9级。2010年的事件持续了至少20天，在此期间，我们观察到了一次前兆爆发，紧接着是一次超级爆发。在上升到超爆发期间观察到调制，其周期约为Porb的一半。平台期的平均超峰期为Psh = 0.0849（6）d，超峰期超过Psh = 0.030（7）d。我们还观察到深度为0.06至0.13等的小日食，半高宽持续时间约为1/2分钟（ΔΦ1/2 = 0.10），我们将其解释为吸积盘的掠食。2009年的超级爆发观测得不太好，特别是在早期阶段，因此我们无法判断是否有前兆爆发。高峰期的平均Psh = 0.0851（4）d，但在接近高峰期的末期突然下降到Psh = 0.0845（11）d。还观察到小日食。
2011-09-19 astro-ph.SR
UU Aqr - No superhumps but variations on the time scale of days
最近，Bruch & Cook（2018）在古老的新星和永久性超级驼峰系统V603 Aql中观测到了两倍于吸积盘进动周期的亮度变化。为了试图在其他被报道含有永久性超级驼峰的激变变星中检测到类似的效应，在2018年9月的11个夜晚观测到了诺瓦利克变星UU Aqr。虽然在数据中没有看到超级驼峰的痕迹，使得对与磁盘岁差周期相关的变化的探索变得过时，但该系统表现出约4天的周期的规则变化。
2019-03-27 astro-ph.SR
CCD Photometry of a Newly Confirmed SU UMa-Type Dwarf Nova, NSV 4838
我们提出了时间分辨CCD测光的矮新星NSV 4838（UMa 8，SDSS J102320.27+440509.8）在2005年6月和2007年2月爆发。两条光变曲线都显示出超级峰，2005年爆发的平均周期为0.0699（1）天，2007年爆发的平均周期为0.069824（83）天。利用其已知的轨道周期0.0678天，我们根据经验关系式估计系统的质量比为$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
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
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
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
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
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
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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IX: The Ninth Year (2016-2017)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2016- 2017季节观察到的127个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并对这些物体进行了表征。我们提供了WZ Sge型天体的轨道周期与超峰变化的关系、周期变化与再亮类型的关系的最新统计数据。我们得到了0.05290（2）d的周期极小值，并证实了在轨道周期~0.09d以上存在周期隙。我们注意到有四个天体（NY Her，1 RXS J161659.5+620014，CRTS J033349.8-282244和SDSS J153015.04+094946.3）的超周期短于100 d，但正常爆发并不频繁。我们认为这些天体类似于天鹅座V503，其正常爆发可能被盘倾斜所抑制。这四个天体是寻找负超峰的绝佳候选者。DDE 48可能是ER UMa型矮新星的一员。我们发现了一个新的日食SU UMa型物体MASTER OT J220559.40-341434.9。在此期间，我们观测到了21颗WZ Sge型矮新星，本文报道了其中的18颗。其中，ASASSN-16 js是一个很好的候选人时期保镖。ASASSN-16 ia在WZ Sge型超爆发中首次显示了前兆爆发。ASASSN-16 kg、CRTS J000130.5+050624和SDSS J113551.09+532246.2位于周期间隙中。我们新获得了1…
2017-06-30 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
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
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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. V: The Fifth Year (2012-2013)
继续Kato等人（2009 a，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2012-2013年季节观察到的SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间。我们发现三个对象（V444钉，CSS J203937和MASTER J212624）具有强烈的正周期导数，尽管长轨道周期（Porb）。利用生长阶段（A阶段）的超峰的周期，我们得到了六个物体的质量比。我们描述了9个新的WZ Sge型矮新星。对苏乌玛型和WZ型爆发的慢衰落部分衰减速率进行了初步研究。下降时间尺度一般遵循预期的Porb^（1/4）依赖关系，WZ Sge型爆发也一般遵循这一趋势。有一些对象显示较慢的下降速率，我们认为这些对象是周期弹跳器的良好候选者。我们还研究了一些天体的异常行为，包括BK Lyn，它在2013年从ER UMa型状态过渡到novalike（静止）状态，以及NY Ser和CR Boo异常频繁地发生超级爆发。我们应用最小绝对收缩和选择算子（Lasso）功率谱分析，这已被证明是非常有效的分析开普勒数据，以BK Lyn的地基测光，并检测到在2013年的负超峰信号的戏剧性消失。我们认为，在BK Lyn的ER UMa型状态和novalike状态之间的传质速率没有强烈的变化，这种转变是不太可能由系统的传质速率的变化引起的。
2013-10-26 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
NY Her: possible discovery of negative superhumps
介绍了2017年6月SU Uma矮新星NY Her在静止状态下的6个夜晚的CDD测光结果。光变曲线清楚地显示出在0m.7-1m.1范围内的强烈振幅变化。时间序列分析显示，0.07141（5）d的周期，我们确定为可能的负超级峰的NYHer的周期。
2017-09-27 astro-ph.SR
