Analysis of TESS observations of V844 Her during the 2020 superoutburst
我分析了凌日系外行星勘测卫星（TESS）对2020年SU~ UMa型矮新星V844 Her超级爆发的观测。该天体显示了现代卫星观测证实的“教科书”超级驼峰阶段A，B和C。由此产生的图可用于说明知识共享（CC-BY-NC）许可下的超级驼峰阶段的概念。在超级驼峰的生长阶段，周期最初接近但略长于轨道周期。观测者应该注意这种现象的存在，不要将其与在WZ Sge恒星中看到的早期超级驼峰混淆。在超级爆发之后，在相同的周期内又检测到了18天的超级峰，并且没有检测到轨道信号。在超爆发后的阶段记录到了周期约为0.5 d的小摆动，它们可能与SU UMa星V585 Lyr的开普勒数据中记录的现象相同。
2022-05-11 astro-ph.SR
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
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
Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and V1504 Cygni
利用功率谱分析方法研究了SU UMa星、天琴座V344和天鹅座V1504的短周期Kepler公开光变曲线。我们确定V344 Lyr的轨道周期为Porb=0.087903（1）d。利用O-C图的补充资料，重新分析了天鹅座V1504一个完整超循环中负超峰的频率变化，证实其特征变化符合热潮汐不稳定性模型。提出了一种基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法。新方法给出了非常尖锐的功率谱峰，对研究激变变星的频率变化是非常有用的。我们还分析了正负超峰的同时频率变化。如果对它们进行适当的转换，就会发现它们是一致变化的，这表明它们代表了圆盘半径的变化。我们还研究了超爆发期间正超峰的频率（或周期）变化。这些变化可以通过结合盘半径变化和超爆发期间压力效应的变化来定性理解。在V344 Lyr的几次爆发的下降支中，观测到一个频率范围接近负超峰的振荡（我们称之为“脉冲负超峰”）。这些事件似乎发生在下一次超级爆发之前，并作为即将发生的超级爆发的“先导”。
2013-09-13 astro-ph.SR
KIC 7524178 -- an SU UMa-Type Dwarf Nova Showing Predominantly Negative Superhumps throughout Supercycle
分析了KIC 7524178（=KIS J192254.92+430905.4）的Kepler长韵律数据，发现它是一颗SU UMa型的矮新星，具有频繁的正常爆发。负超峰的信号总是占主导地位，即使在超爆发，相反，我们的常识，在矮新星的超峰。正超峰的信号在超爆发期间只是短暂的，在超爆发之后迅速衰减。负超峰的频率变化类似于开普勒场中先前研究的两颗矮新星，V1504 Cyg和V344 Lyr。这是第一个负超峰在整个超周期中占主导地位的天体。然而，超级爆发忠实地伴随着正超级峰，表明潮汐偏心不稳定性是必不可少的触发超级爆发。所有的证据都加强了热潮汐不稳定性作为超级爆发和超级周期的起源，使这个物体成为开普勒领域的第三个这样的例子。这个对象有异常小（~1.0等）的爆发幅度，我们讨论了该对象有一个高的质量转移率接近热稳定极限的吸积盘。正负超峰的周期为0.07288 d（平均值，变化范围为0.0723-0.0731 d），候选轨道周期为0.0785 d（平均值，变化范围为0.0772-0.0788 d），候选轨道周期为0.074606（1）d。
2013-09-05 astro-ph.SR
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
NSV 1440: First WZ Sge-type Object in AM CVn stars and candidates
在2015年和2017年，AM CVn候选者NSV 1440显示出具有WZ Sge型矮新星（DNe）特征的超级爆发。通过与富氢激变变星（CV）的类比，我们可以将这些爆发解释为“双超爆发”，它由第一次超爆发与早期超峰和第二次超爆发与普通超峰组成。该物体在主要的超级爆发后也显示出多次重新变亮。早期的超级驼峰在AM CVn恒星和候选者中从未被观测到，因此NSV 1440是第一个被证实的WZ Sge型AM CVn候选者。我们从2015年的超级爆发中获得了0.0252329（49）d的早期超级峰周期和0.025679（20）d的增长（阶段A）超级峰周期。我们把早期的超级峰周期看作是轨道周期。通过使用这些周期，我们估计了质量比$q = $ 0.045（2）。这个数值表明NSV 1440确实是一颗AM CVn型恒星，而它的伴星是一颗半简并恒星。
2019-01-31 astro-ph.SR
Superoutburst of CR Bootis: Estimation of Mass Ratio of a typical AM CVn star by Stage A Superhumps
我们报告了2014年4月-3月和2015年5月-6月AM CVn型物体CR Boo的两次超级爆发。伴随这两次超级爆发的是一次前兆爆发。在2014年主要超级爆发的上升分支期间，我们检测到生长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），其周期为$0.017669(24)$ d。假设这个周期反映了在3：1共振半径处的动力学进动率，我们可以用A级超峰周期和轨道周期0.0170290（6）d来估计质量比（$q=M_2/M_1$）为0.101（4）。这个质量比与AM CVn型天体的理论演化模型所预期的质量比是一致的。对前兆爆发和A级超级驼峰的探测是AM CVn型天体的第二种情况。有两种解释的爆发AM CVn型对象。一个是矮新星（DN）爆发类比，这是由热和潮汐不稳定性造成的。另一种是VY Scl型变化，它是由次级传质速率的变化引起的。这种对超级驼峰变化的探测强烈地表明了前一种解释。
2016-05-18 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
PM J03338+3320: Long-Period Superhumps in Growing Phase Following a Separate Precursor Outburst
我们观测到了有史以来第一次记录到的PM J03338+3320的爆发，这是一个由自行测量选择的激变变量。这次爆发由一次前兆和一次主超爆发组成。前兆爆发发生在主超爆发最大值之前至少5d。尽管有这种分离，但在前兆和主要超级爆发之间仍然可以看到长周期的超级驼峰。这些超峰的周期比轨道周期长6.0（1）%，可以解释为反映质量比为0.172（4）的3：1共振下的动力学进动率。这些超级峰顺利地演变成主超级爆发中的超级峰。这些观测提供了最清晰的证据，表明3：1共振是由前兆爆发触发的，即使它被很好地分离，并且共振最终导致了热潮汐不稳定性模型预测的主要超级爆发。在超级爆发之前，超级峰的存在不能用其他模型（增强质量传递模型和纯热不稳定模型）来解释，目前的观测结果明确支持热潮汐不稳定模型。
2016-04-05 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
Superoutbursts and Superhumps of Cataclysmic Variables observed with TESS
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）
利用TESS高节奏测光对30颗SU UMa型矮新星进行系统分析，揭示超级驼峰A-B-C三阶段演化的普遍性，并发现两个异常系统及椭圆盘存活证据，验证了空间测光在激变变星研究中的优势。
2026-09-14 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
SSS J122221.7-311523: Double Superoutburst in a Best Candidate Period Bouncer
我们观察了新发现的瞬态SSS J122221.7-311523的2012-2013年超级爆发，发现该物体连续出现两次超级爆发。在第二次超爆发期间，超峰的振幅增长，并表现出反映超峰增长的周期变化特征。假设超峰在生长阶段的周期为[0.07721（1）d]，超峰后的周期为[0.07673（3）d]，分别代表3：1共振半径和超峰后半径处的动力学进动率，我们发现该天体的质量比q=M2/M1 < 0.05。静态数据显示可能的轨道周期为q=0.045，是富氢激变变星中最小的。长的轨道周期和低的q值使这个天体成为周期弹跳者的完美候选者。我们认为，双超爆发的特殊模式是一个低q的结果，并可能是周期弹跳特征。
2013-07-23 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
Extensive Photometry of V1838 Aql during the 2013 Superoutburst
我们提出了一个深入的测光研究最近发现的激变变量V1838 Aql和随后的光度学在其静止状态附近的2013年超级爆发。本文对超级驼峰的发展进行了仔细的研究。根据早期超级峰的周期性，我们对轨道周期的最佳测定是Porb = 0.05698（9）天。将A、B阶段的超峰周期与早期的超峰值相比较，我们得出周期超额ε = 0.024（2），质量比q = 0.10（1）。我们认为V1838 Aql正在接近轨道周期最小值，因此有一个低质量的恒星作为供体，而不是一个亚恒星物体。
2018-11-06 astro-ph.SR
On the Nature of Superhumps
进一步的证据支持的替代解释的超级驼峰是由于辐照调制周期性可变的传质速率。NZ Boo，HT Cas和PU UMa被添加到高倾角矮新星的样本中，显示-在其超爆发期间-用拍频周期调制观测到的盘亮度。简单的模型计算证实了早先的假设，这种调制是由于一个非轴对称结构的外部部分的磁盘，涉及其几何厚度的方位角依赖性，旋转的拍周期。调制幅度$A_{mod}$被发现在超爆发期间减少。特别是，它被发现，在两个超爆发的OY车的超峰振幅$dA_{SH}/dt$的下降率与下降率$dA_{mod}/dt$。这导致了一个简单的解释为超级驼峰的振幅下降：这是调制振幅下降的结果。
2013-07-04 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
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
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
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
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
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
CCD photometry of the first observed superoutburst of KP Cassiopeiae in 2008 October
我们报告的CCD测光和分析的第一次观察到的超爆发的SU UMa型矮新星KP仙后座在2008年10月。我们观察到第15个超级峰周期的超级峰周期明显缩短。在此之前，Psh为0.08556（3）d，之后从0.08517（2）d发展到0.08544（3）d，周期变化率dPsh/dt = 3.2（2）* 10-5。我们测得可能的轨道周期为0.0814（4）d，将KP Cas放置在周期间隙下方。超峰周期过剩为0.048（5），经验上，质量比q为0.20（2）。超爆发持续了8 ~ 12天，峰值接近13级，振幅高于平静期5级，并以0.14等/天的速度消退了4天。超级爆发结束后的密切监测在60天后发现了一次正常的爆发，达到14.7级，持续时间不到3天。
2009-07-01 astro-ph.SR
Precursor outbursts and superoutbursts in the SU UMa-type dwarf nova NN Camelopardalis
我们在2007年，2008年和2009年的NN凸轮三次爆发测光报告。2007年的事件开始于一次正常的爆发，持续了大约4天，这是一次持续至少13天的超级爆发的前兆。前兆和超级爆发的振幅都比平均静止期高出4.9等。在平均超峰周期Psh = 0.07385（56）d的超爆发期间，观测到最大峰间振幅为0.22 mag的超峰。Psh持续下降，dPsh /dt = -1.72（23）x 10-3。我们使用我们的测量来证实另一位研究人员报告的两个可能的Porb值中较短的一个是正确的，Porb = 0.0717 d。2008年的爆发观测得相当差，尽管我们提出的证据表明这也可能是一次超级爆发。2009年的事件也是一次超级爆发，Psh = 0.07414（44）d，但我们没有找到前兆的证据。根据2007年和2009年的数据，我们报告了一个周期为0.030（8）到0.034（6）的超级峰，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征，并估计了双星质量比q = Mwd/Msec $\simeq$ 0.11到0.17
2010-09-09 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of V455 Andromedae Superoutburst in 2007: the Most Exotic Spectral Features in Dwarf Nova Outbursts
我们提出了我们的光谱观测V455仙女座在2007年的超级爆发。我们的观测涵盖了从爆发的光学峰到爆发后的超爆发阶段。在早期的超峰阶段，检测到巴耳末系，He I，He II，Bowen混合和C IV / N IV混合的发射线。He II 4686谱线呈现双峰发射轮廓，而Balmer发射谱线为单峰，这与其高倾斜度是出乎意料的。在普通的超峰阶段，巴耳末系向双峰发射过渡，高电离线明显减弱。这些过渡的线配置文件应与结构的转变的吸积盘，如预期之间的早期和普通的超级驼峰过渡的热潮汐不稳定性模型。H $α$在早期超级峰阶段的多普勒图显示出一个以主白矮星为中心的紧凑斑点。与SW Sex型激变变星类似，这种特征可能来自盘风和/或磁化白矮星上的质量吸积柱。He II 4686 ~的Doppler图以环状结构为主，形成两个耀斑区，速度为$\sim$ 300 km/s，这对于开普勒吸积盘来说太慢了。耀斑区的相位与在早期超级峰阶段发现的内旋臂结构相一致。我们的盘风模型与增强的发射从内臂结构成功地再现了所观察到的性质He II 4686。因此，V455 And是矮新星爆发中第一个从光谱推断盘风存在的案例。
2022-01-22 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
Superoutbursts of the SU UMa-type dwarf nova CP Draconis
对2001年2月至2009年4月期间观测到的SU UMa型矮新星CP Dra的分析揭示了15次爆发，其中至少有8次是超级爆发。超旋回长度为230 ± 56 d。我们报告的测光的2001年和2009年的超爆发，这表明他们是非常相似的，彼此的轮廓的爆发光曲线和超峰的演化。爆发幅度为5.5等，在平台期测量的Psh分别为0.08335（31）和0.08343（21）天。在这两种情况下，Psh在爆发过程中下降，有一些证据表明，有一个突然的变化对应于在高原的一个缓慢的衰落开始的点。2001年的超级爆发是在上升到最大值期间捕获的，在此期间，我们发现Psh明显长于随后的阶段。在每次爆发的高度处都出现了0.3级峰到峰振幅的超级峰，这些峰在爆发过程中逐渐减少。我们还报告了2002年超级爆发的测光，虽然覆盖范围不是那么广泛，它显示Psh = 0.08348（32）d与其他两个超级爆发一致。对2009年爆发的时间分辨测光分析显示，轨道周期为0.08084（86）d，给出了一个分数超峰周期超过λ = 0.032（3）d。
2010-01-27 astro-ph.SR
ASASSN-15jd: WZ Sge-type star with intermediate superoutburst between single and double ones
本文报道了一颗WZ型Sge型矮新星ASASSN-15 jd的光学测光结果。它的光变曲线在2015年的超级爆发中首次在WZ Sge型DNe中出现了一个小的下降。不寻常的光变曲线意味着3：1共振潮汐不稳定性增长的延迟。此外，它的光变曲线与另外两颗WZ Sge型恒星SSS J122221.7 $-$ 311523和OT J184228.1 $+$ 483742相似，这两颗恒星的质量比（$q \equiv M_{2}/M_{1}$）很小，被认为是周期弹跳星的最佳候选者。此外，小的平均超级峰振幅（$<$ 0.1 mag）和超级爆发早期阶段没有普通超级峰的长持续时间对于周期弹跳的最佳候选者来说是常见的。平均超峰期为$P_{\rm sh}$ = 0.0649810（78）d，未发现早期超峰。虽然我们不能以高精度估计ASASSN-15 jd的质量比，但基于上述特征，该物体预计将成为周期弹跳器的候选者，这是一种用于解释后周期最小灾难变量缺失群体的二进制。
2016-04-21 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
Study of Negative and Positive Superhumps in ER Ursae Majoris
我们在2011年和2012年期间对SU UMa型矮新星ER UMa进行了测光观测，结果表明即使在超级爆发期间也存在持续的负超级驼峰。我们进行了二维周期的光变曲线的分析，通过使用一种方法称为“最小绝对收缩和选择算子”（Lasso）和“相位色散最小化”（PDM）的分析，我们发现，周期的负超峰之间的超级爆发和下一个超级爆发系统地改变。周期变化的趋势可以解释为反映了盘半径的变化。盘半径的这种变化与热潮汐不稳定性（TTI）模型预测的盘半径的变化很好地吻合。一个超周期内的正常爆发表现出一个总的趋势，即随着下一次超爆发的临近，上升到最大值的速率变慢。这种变化可以解释为由于倾斜的圆盘，增加了流向圆盘内部区域的气流。一些超级爆发被发现是由正超级峰出现时的前兆正常爆发触发的。超爆发过程中正负超峰共存。正超峰只在超峰后的4 ~ 5天内才显著，而负超峰的信号在超爆发平台期的中期后才变强。一个简单的组合的积极和消极的超级驼峰被认为是不足以复制复杂的轮廓变化。我们能够检测到的发展阶段的正超峰（阶段A超峰）的第一次在ER UMA型矮新星。利用A阶段超峰的周期，我们得到了ERUMa的质量比为0.100（15），这表明ERUMa处于CV的正常演化轨道上。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superoutbursts and grazing eclipses in the dwarf nova V1227 Herculis
我们目前的光度测定在2012年5月和9月爆发的频繁爆发的矮新星，V1227她。超级驼峰是目前在这两种情况下的峰到峰振幅高达0.28等，显示这些事件是超级爆发。我们首次表明，该系统经历了深度高达0.08等的小日食，持续11至14分钟，这很可能是吸积盘的掠食。9月的爆发是两次中观察得较好的一次，持续了至少14天，爆发幅度约为4级。平均超峰期为Psh = 0.065103（20）d。对日食最小时间的分析给出了轨道周期Porb = 0.064419（26）d，尽管由于日食观测时间相对较短而存在一些模糊性。部分超峰周期超额值为0.0106（7）。
2013-04-10 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
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
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
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
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
First Detection of Two Superoutbursts during Rebrightening Phase of a WZ Sge-type Dwarf Nova: TCP J21040470+4631129
我们报告了2019年TCP J21040470+4631129超级爆发的光度和光谱观测和分析。这个天体显示出一个9等的超爆发，有早期的超级峰和普通的超级峰，这是WZ Sge型矮新星的特征。在主要的超级爆发之后观察到五次再亮。超爆发后的光谱显示出巴耳末、He I和可能的钠双重态特征。根据超级峰的周期，得出质量比为0.0880（9）。在第三次和第五次再亮期间，观察到了越来越多的超级峰和超级爆发，这在WZ Sge型矮新星多次再亮期间从未被发现过。为了在增亮阶段引发超级爆发，吸积盘需要在主超级爆发之后再次膨胀到系统的3：1共振半径之外。这些奇特的现象可以解释的增强粘度和大半径的磁盘建议的更高的光度和存在的后期超级驼峰在超爆发阶段，再加上更多的质量供应从冷的质量库和/或从二次，因为增强的质量传递比其他WZ Sge型矮新星。
2020-04-22 astro-ph.HE 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
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
SDSS J162520.29+120308.7 - a new SU UMa star in the period gap
我们报告了最近发现的矮新星SDSS J162520.29+120308.7（SDSS J1625）的广泛的全球观测活动的结果。这些数据是在2010年7月恒星爆发期间以及2010年8月和9月该物体处于静止状态时获得的。在2010年7月的超级爆发期间，SDSS J1625清楚地显示出平均周期为$P_{\rm sh}=0.095942(17)$天（$138.16 \pm 0.02$分钟）的超级峰，最大振幅几乎达到0.4兆。超级峰周期并不稳定，在超级爆发开始时以$\dot P = -1.63(14)\cdot 10^{-3}$的速度非常迅速地减少，在中期阶段以$\dot P = 2.81(20)\cdot 10^{-4}$的速度增加。在超级爆发结束时，它稳定在$P_{\rm sh}=0.09531(5)$天的值附近。在超爆发的前12个小时，观测到低振幅的双波调制，其性质几乎与在WZ Sge星中观测到的早期超峰相同。早期超级峰的周期，在静止时暂时观察到的调制周期和径向速度变化的周期在测量误差范围内是相同的，使我们能够估计双星的最可能轨道周期为$P_{\rm orb}=0.09111(15)$天（$131.20 \pm 0.22$ min）。这个数值清楚地表明，SDSS J1625是另一颗在周期间隔内的矮新星。轨道和超级峰周期的知识使我们能够估计系统的质量比为PDMATHAMT。这一高值对描述…
2011-03-29 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III: The Third Year (2010--2011)
继续Kato等人（2009，PASJ 61，S395，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2010-2011年季节观察到的51个SU UMa型矮新星的超级峰最大值的时间。虽然短超级峰周期系统的大多数新数据基本上证实了Kato et al.（2009）和Kato et al.（2010，PASJ 62，1525，arXiv：1009.5444）的发现，但长周期系统GX Cas显示出异常大的正周期导数。对V344 Lyr和V1504 Cyg的公开开普勒数据的分析得出了不太引人注目的阶段转变。在V344 Lyr中，在超级爆发的后期阶段有显著的次级成分增长，并且该成分至少持续了两个以上的连续正常爆发周期。我们还研究了两个明显的食天体的超爆发：HT Cas和WZ Sge型天体SDSS J080434.20+510349.2。在这两个天体中都检测到了强烈的拍频现象，在后一个天体的后期超峰在反复的再亮过程中具有几乎恒定的光度。WZ Sge型天体SDSS J133941.11+484727.5在超级爆发的快速衰落周围显示出相位反转。即使在超级爆发结束后，该物体也表现出明显的拍频现象。对超峰振幅的初步研究表明，超峰振幅与轨道周期有很强的相关性，在倾角小于80 °的系统中，对倾角的依赖性很弱。
2012-01-17 astro-ph.SR
CC Sculptoris: Eclipsing SU UMa-Type Intermediate Polar
我们观测到了2014年SU UMa型中极CC Scl的超级爆发。我们在超爆发平台期和衰落后的三个夜晚探测到了平均周期为0.05998（2）d的超峰。在三夜后的超爆发阶段，观测到一个0.059523（6）d的稳定超峰周期。我们发现这个天体是一个轨道周期为0.058567233（8）d的食系统。假设超爆发后阶段的吸积盘半径与其它SU UMa型矮新星相似，由吸积盘的动力学进动率得到质量比q=0.072（3）。爆发期间的日食剖面可以用80.6+/-0.5度的倾角来模拟。2014年的超级爆发之前有一个前兆爆发，爆发的整体外观类似于普通SU UMa型矮新星的超级爆发。我们表明，标准的热潮汐不稳定性模型可以解释在这个系统中的爆发行为，并建议内部截断磁盘的磁性的白矮星并没有强烈影响的行为在外部的磁盘。
2014-09-29 astro-ph.SR
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
TESS and ground-based observations of WZ Sge-type dwarf novae in outburst
本文利用TESS和地面观测研究九颗WZ Sge型矮新星的超爆发，确认多颗天体的早期超驼峰，发现爆发光变曲线的折断幂律上升，并通过轨道驼峰未探测结果限制物质转移率上限。
2025-11-06 astro-ph.SR
New Method to Estimate Binary Mass Ratios by Using Superhumps
本文提出了一种利用SU UMa型矮新星在生长阶段的超峰周期（A阶段超峰）估算双星质量比的新动力学方法。该方法基于一个工作假设，其中生长阶段的超级峰的周期由3：1共振半径处的动力学进动速率确定，这是我们对超级爆发期间超级峰周期演变的新解释中提出的一种观点（Osaki，Kato 2013，arXiv：1305.5877）。通过与已知质量比的物体进行比较，我们表明，我们的方法可以提供足够准确的质量比，与静态日食观测所获得的质量比相当。这种方法非常有利，因为它既不需要日食，也不需要实验校准。它特别适合于探索激变变星演化的低质量比端，其中次级变星是常规方法无法探测到的。我们的分析表明，以前估计的质量比使用超级爆发期间的超级峰周期被系统地低估了低质量比系统，我们提供了一个新的校准。这表明WZ型Sge型矮新星的第二周期大部分位于低序带和棕矮星的边界附近，大部分天体还没有达到周期跳跃星的演化阶段。我们的结果与观测到的普通富氢激变变星的最小周期（~77 min）确实是周期最小值的假设并不矛盾。我们强调了早期观测阶段A超峰的重要性，并提出了未来理想的观测策略。
2013-07-22 astro-ph.SR
ASASSN-16dt and ASASSN-16hg: Promising Candidates for a Period Bouncer
介绍了2016年两颗WZ Sge型矮新星ASASSN-16dt和ASASSN-16hg的光学测光结果。他们的光变曲线显示，在没有普通超级驼峰（或早期超级驼峰）的第一个平台阶段和有普通超级驼峰的第二个平台阶段之间，亮度有所下降。我们发现，倾角是由3：1共振潮汐不稳定性的缓慢演变，它可能会被观察到在低质量比的对象。在ASASSN-16 dt中，根据超峰的形成（A阶段）时间（0.06420（3）d）估算的质量比（$q \equiv M_{2}/M_{1}$）为0.036（2）。此外，它的超爆发具有许多类似于其他低$q$ WZ Sge型DNe的性质：持续时间长的A级超峰，小的超峰振幅，长延迟的普通超峰出现，和缓慢的衰减速率在平台阶段的超峰。非常小的质量比和观测特征表明，这个系统是周期弹跳器的最佳候选者之一--一个二进制解释后周期最小灾变变量的缺失种群。虽然由于缺乏A级超级峰的检测而没有得到明确的验证，但ASASSN-16 hg可能是周期弹跳者的可能候选者，这是基于其光变曲线的形态和小的超级峰振幅。周期跳跃候选者的许多爆发特性都源于其次级恒星的小潮汐效应。
2018-03-08 astro-ph.SR
NY Serpentis: SU UMa-Type Nova in the Period Gap with Diversity of Normal Outbursts
我们目前的光度研究NY Ser，在间隙SU UMa型新星，在2002年和2013年。超爆发持续时间为18 d，平均超峰周期为0.10458 d。我们在2013年检测到，纽约Ser显示出两种被超级爆发分开的不同状态。一个状态，而不频繁的正常爆发持续至少44天前的超级爆发和频繁爆发的状态开始后立即超级爆发，并持续至少34天。与典型的爆发持续时间呈双峰分布的SU UMa星不同，NY Ser显示出正常爆发的多样性。在不频繁爆发的状态下，我们发现了一个宽~12 d的爆发，伴随着0.098 d的轨道调制，但没有建立在NY系列的超级驼峰，我们将其归类为“宽正常爆发”。轨道周期占主导地位，在平静和正常爆发期间，在这种状态。在最频繁的正常爆发状态下，0.10465 d的正超峰占主导地位，并与轨道调制共存。在2002年，我们发现了正常的爆发“中间”5-6天的持续时间，也伴随着轨道调制。
2014-08-19 astro-ph.SR
