CM Mic and other ER UMa stars showing standstills
本文通过分析多巡天数据发现 CM Mic 及其他几颗恒星属于表现出停顿现象的 ER UMa 型星，详细研究了它们的超周期、爆发特征及长期停顿行为。
2023-04-11 astro-ph.SR
WFI J161953.3+031909: eclipsing ER UMa-type and Z Cam-type star in the period gap
WFI J161953.3+031909被认为是一颗在周期间隙中的食新星。利用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现该天体是周期间隙中的第一颗食Z Cam星，也很可能是一颗超周期为60-80 d的ER Uma星。在极端情况下，最长的爆发（很可能是超级爆发）占超级周期的35-46%。如果超级驼峰得到证实，这将成为第二个对象，显示ER UMa和Z Cam状态后，纽约Ser。这些对象具有惊人的高传质速率，尽管他们是在周期间隙。我将轨道周期修正为0.099419808（8）d。我们可以期望从WFI J161953.3+031909中学习使用蚀在ER UMa型和Z Cam型磁盘中实际发生的事情。通过对IW与型静止的探测，对BMAM-V383 = IPHAS J200822.55+300341.6的食IW与型星进行了修正分类。
2022-03-13 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
Transient behavior of three SU UMa-type dwarf novae; AR Pic, QW Ser and V521 Peg
一些SU UMa型矮新星的超循环长度的变化已经被其他研究所发现，并表明质量传递速率随着时间的推移显着降低。我们研究了三个SU UMa型矮新星：AR Pic，QW Ser和V521 Peg的超循环长度，以确定它们的超循环是否有可检测的变化。我们提出的光谱和光度观测这些来源的结果。我们的观测于2016年和2017年在Boyden天文台和南非天文台的Sutherland站进行。静态结果表明，这三个源都是典型的SU UMa型矮新星。我们还介绍了AR Pic和QW Ser的爆发和V521 Peg的前兆爆发和超爆发期间的结果。光变曲线得到了卡特琳娜实时瞬态调查、ASAS-3和ASAS-SN档案以及AAVSO国际数据库的补充，以调查这些源的长期行为。我们的研究结果结合所有短周期矮新星的编目属性，显示了SU UMa系统的超周期时间和它们的轨道周期之间可能的关系，这被解释为随着系统朝着和远离“周期最小值”发展，质量传递速率下降。在最短的轨道周期，SU UMa系统几乎无法与WZ Sge系统区分。然而，我们认为次级光球层和L1之间的尺度高度可能是区分SU UMa子类的一个因素。
2022-04-23 astro-ph.HE 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
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
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
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
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
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
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
Polarimetry and the Long Awaited Superoutburst of BZ UMa
BZ Uma是一颗激变变星，自1968年发现以来，研究人员一直无法对其进行具体的分类。它的爆发和光谱特性与U宝石级矮新星和中间极相一致。我们提出了新的光度和偏振测量最近的爆发，包括第一次检测到的超级爆发的系统。对这些数据和过去40年来爆发的档案数据进行统计分析，提出了BZ UMa是一颗非磁性的U宝石类SU-UMa亚类矮新星的情况。
2009-09-22 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
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
Observation of ER UMa Stars
ER UMa星是近年来发现的SU UMa型矮新星的一个小的子群，具有极高的爆发频率和短（19- 48 d）的超周期。从目前的热潮汐盘不稳定性计划，他们被认为是高质量转移SU UMa型矮新星，并包括一个链接到“永久superhumpers”低于周期差距。这不仅为检验热-潮不稳定性模型的适用性提供了机会，而且也对短轨道周期激变变星中高质量传输的起源提出了问题。这个小组和最近的主题ER UMa星，独特的模式的超峰演化和“氦ER UMa模拟”（CR Boo）的历史回顾，也进行了讨论。
2013-01-15 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
IX Draconis - a curious ER UMa-type dwarf nova
我们报告的结果，广泛的世界范围内的观测活动，致力于一个非常活跃的矮新星-九天龙。我们调查了光度的系统，以获得其基本的爆发性能和理解的特点IX Dra以及其他活动的激变变量，特别是矮新星的ER乌玛型。为了测量系统的基本参数，我们进行了光变曲线、O-C图和功率谱的分析。在两个多月的观测中，我们发现了两次超级爆发和几次正常爆发。该恒星的V星等变化范围为14.6 - 18.2等，超爆发有规律地发生，超周期长度为58.5+/-0.5 d。在分析过去20年的数据时，我们发现超循环长度以P_dot = 1.8 * 10^{-3}的速度增加。正常的爆发似乎是不规则的，典型的发生时间范围为3.1 - 4.1天。我们发现了一个双峰结构的超级驼峰在超级爆发，次极大值成为主导的超级爆发结束附近。在超级爆发期间观测到的平均超级峰周期为0.066982（36）d，在过去二十年的观测中保持不变。根据功率谱分析，对轨道周期的评估存在问题。我们发现了两个可能的值：第一个为0.06641（3）d，与前人的研究和我们的O-C分析（0.06646（2）d）一致;第二个为0.06482（3）d，可能性较小。对象的进化状态很大程度上取决于在这两个值之间的选择。需要用光谱测定轨道周期。我们更新了ER UMa型恒星的现有信息，并提出了一套新的基本统计数据。因此，我们提供的证据表明，这类恒星是不均匀的。
2012-11-19 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
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
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
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
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
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
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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VII: The Seventh Year (2014-2015)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2014-2015季节观察到的102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。我们的项目大大改善了轨道周期分布的统计，这是一个很好的近似的灾难性变量的分布在终端演化阶段，并确认存在一个周期最小值在0.053 d的周期和周期尖峰正好在此期间。数量密度单调下降，对较长的周期，并没有强烈的迹象表明，一个周期的差距。我们在Z Cha中检测到了可能的负超峰。在这个系统中，正常的爆发也可能被盘倾斜的存在所抑制。在超级爆发之前没有增强的轨道隆起的迹象，这一结果有利于热潮汐盘不稳定性作为超级爆发的起源。我们发现在三个AM CVn型矮新星的超级驼峰。我们的观测和最近的其他探测表明，8%的矮新星型爆发的对象是AM CVn型对象。AM CVn型目标和EI Psc型目标可能比先前认识到的更丰富。OT J213806是一个WZ Sge型天体，在2010年和2014年的超级爆发之间表现出明显不同的特征。虽然2014年的超级爆发比2010年的要暗得多，但平台期比2010年的短，重新增亮阶段的过程是相似的。这表明，至少在WZ Sge型天体中，超峰的O-C图确实是可变的。发现了4颗深食SU UMa型矮新星（ASASSN-13 cx，ASASSN-14 ag，ASASSN-15 bu，NSV 4618）。…
2015-07-20 astro-ph.SR
ASASSN-16eg: New candidate of long-period WZ Sge-type dwarf nova
我们报告了我们对2016年ASASSN-16 eg超级爆发的光度观测。该天体显示出WZ Sge型超爆发，具有显著的早期超峰，周期为0.075478（8）d，以及超爆发后的再增亮。在超爆发平台期，B期表现为周期为0.077880（3）d，周期导数为10.6（1.1）$\times$ 10 $^{-5}$的普通超峰。轨道周期（$P_{\rm orb}$），几乎与早期超级峰的周期相同，对于WZ Sge型矮新星来说是非常长的。根据超峰的发展阶段（A阶段）估算的质量比（$q$ = $M_2/M_1$）为0.166（2），这对于WZ Sge型矮新星来说也是非常大的。这表明在这种高$q$体系中可以达到2：1共振，与我们的预期相反。这样的条件被认为是实现，如果质量转移率是远远低于那些在典型的SU UMa型矮新星，具有可比的轨道周期，以ASASSN-16 eg和由此产生的积累大量的物质在磁盘上是实现在爆发的开始。我们研究了长周期WZ Sge型矮新星的其他候选者的超循环，这被认为是反映质量转移率，发现V1251 Cyg和RZ Leo比其他WZ Sge型矮新星有更长的超循环。这一结果表明，包括ASASSN-16 eg在内的这些长周期天体与其他WZ Sge型矮新星相比，质量转移率较低。
2017-09-22 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
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
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
Symbiotic star T CrB as an extreme SU UMa type dwarf nova
本文通过统计 T CrB 活跃相并比对可见光与 X 射线演化，认为其属于具有极长轨道周期的 SU UMa 型矮新星，并提示下一次经典新星爆发或即将发生。
2023-07-25 astro-ph.SR
ASASSN-15cm: an SU UMa star with an orbital period of 5.0 hours
ASASSN-15 cm在之前的研究中被确定为一颗矮新星，轨道周期为5.0小时，在K2.5附近有一个光谱类型的炽热发光的次级恒星。使用Zwicky瞬态设施（ZTF）数据，小行星陆地撞击最后警报系统（ATLAS）强制测光和超新星全天空自动巡天（ASAS-SN）天空巡逻数据，我发现这个物体在2019年经历了一次超级爆发。我得到了精确的轨道周期为0.2084652（3）d，超峰周期为0.2196（1）d，这给出了质量比q=0.22。静态椭球变化的建模产生了i=55度的倾角，与爆发期间缺乏日食一致。该天体增加了另一个SU Uma恒星的例子，这些恒星位于周期间隙之上或之中，其中包含一个具有演化核心的次级恒星，并且在已建立的恒星中具有最长的轨道周期。ASASSN-15 cm在2015年至2022年期间显示出相对规则的超级爆发，超级周期为849（18）d，预计下一次超级爆发将发生在2024年上半年。在下一次超级爆发期间进行的协调详细观测预计将更好地澄清该物体的性质。
2023-02-20 astro-ph.SR
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 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
New SU UMa-type star ZTF18abdlzhd in the Zwicky Transient Facility data
我们在Zwicky Transient Facility调查的公开数据发布中进行了一次未知矮新星的搜索，并怀疑ZTF 18abdlzhd是一颗SU UMa型恒星。执行的CCD观测使我们能够跟踪它从8月的爆发和2020年10月的整个超级爆发的衰落。超级爆发的持续时间为13天。我们探测到了周期P = 0.06918（3）d的超级峰，这是UGSU型恒星的特征。
2021-03-04 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. 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
MN Draconis - peculiar, active dwarf nova in the period gap
背景：我们提出了一个广泛的世界范围内的MN天龙观测活动的结果。目标：天龙座MN是一颗在周期间隙中鲜为人知的活动矮新星，也是仅有的两个已知的周期间隙SU UMa天体之一，显示出负的超级驼峰。MN Draconis的光度行为对现有的超级驼峰和超级爆发机制模型提出了挑战。因此，彻底调查特殊系统，如MN Draconis，对我们了解近距离双星的演化至关重要。方法：为了测量系统的基本参数，我们收集了2009年10月，2013年6月至9月和2015年6月至12月的光度数据。进行了光变曲线、$O-C$图和功率谱分析。结果：在我们的三个观测季节，我们发现了四个超级爆发和几个正常的爆发。根据2015年连续观测到的两次超爆发，超周期长度为P_sc = 74 +/- 0.5 d，在过去12年中，超周期长度以P_dot = 3.3 x 10^（-3）的速率增长。根据正负超峰，计算出轨道周期过剩率为5.6% +/-0.1%，周期亏损率为2.5% +/-0.6%，轨道周期Porb = 0.0994（1）天（143.126 +/-0.144 min）。更新了天龙座MN的基本光变曲线参数。结论：MN Draconis是第一个发现的超循环长度增加的周期隙中的SU UMa系统。
2017-03-20 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
Fuse and IUE Spectroscopy of the Prototype Dwarf Nova ER Ursa Majoris During Quiescence
大熊座ER是SU UMa型矮新星的一个子集的原型，其特征是爆发之间的周期短，爆发频率高，和“负”超级驼峰。它每43天发生一次超级爆发，持续20天，每4天发生一次正常爆发，爆发幅度为3级。用吸积盘模型和高重力光球模型拟合远紫外光谱探测器（FUSE）和国际紫外探测器（IUE）的光谱，对静止状态下的ERUma进行了远紫外光谱分析。利用Gaia视差距离和$50^{\circ}$的轨道倾角，我们发现在4天的短暂静止期内，吸积速率为$7.3 \times 10^{-11}M_{\odot}$ /yr，其中ERUMa白矮星贡献了FUV通量的55%，而吸积盘贡献了剩余的45%. ER UMa中的白矮星明显比CV周期间隙以下的矮新星中的其他白矮星更热（32，000 K），后者的典型温度为$\sim$ 15，000 K。对于60到75度的更高倾角，我们得出的吸积速率大约比$1 - 3 \times 10^{-10}M_{\odot}$ /年高一个数量级。
2019-07-15 astro-ph.SR
SDSS J183131.63+420220.2: AM CVn star showing ER UMa-type behavior and long standstill
基于 ATLAS 与 ZTF 数据，研究确认 SDSS J183131.63+420220.2 为兼具 ER UMa 与 Z Cam 特征的氦矮新星，并约束 AM CVn 吸积盘热稳定极限。
2023-07-18 astro-ph.SR
MASTER OT J055845.55+391533.4: SU UMa star with a dip and long rebrightening
本文通过多巡天数据分析发现MASTER OT J055845.55+391533.4的超爆发具有中间暗落和长期再增亮特征，并测定其超驼峰周期为0.05509(2)天，提出这类天体可能代表SU UMa型矮新星中的新型再增亮现象。
2023-04-16 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
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
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
BO Ceti: Dwarf Nova Showing Both IW And and SU UMa-Type Features
IW和恒星是最近被确认的矮新星的一个亚群，其特征是（经常重复）缓慢上升的静止，以增亮结束，但这种变化的确切机制尚未确定。根据2019-2020年的行为，我们已经将被认为是新星激变变星的BO Cet确定为IW And星的新成员。除此之外，该天体在2020-2021年还显示出矮新星型爆发，并且至少在一次长爆发期间形成了周期比轨道长7.8%的超级驼峰。该天体已被证实是一颗SU UMa型矮新星，具有异常长的轨道周期（0.1398 d）。因此，BO Cet是第一个同时显示SU UMa型和IW And型特征的激变变星。我们从生长阶段的超峰（A阶段超峰）中获得了0.31-0.34的质量比（q）。在这个q值下，导致潮汐不稳定和超级驼峰的3：1共振半径与潮汐截断半径非常相似。我们解释说，在某些情况下，该对象显示IW和型变化时，磁盘的大小是不够大，但3：1的共振半径可以达到作为热不稳定性的结果。我们还讨论了在q=0.30以上存在SU UMa型矮新星，这高于先前考虑的数值模拟极限（q~0.25），这是可能的，因为3：1共振的半径在潮汐截断半径内。我们将白矮星的质量限制在1.0Msol以上，这可能是造成IW和型行为和观测到的He II发射强度的原因。然而，这个天体之所以独特的确切原因是它同时显示了SU UMa型和IW And型的特征，这一点仍然没有得到解决。
2021-06-28 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
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
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
RZ Leonis Minoris Bridging between ER Ursae Majoris-Type Dwarf Nova and Novalike System
我们在2013年和2016年观测了RZ LMi，它以极短（~ 19天）的超周期而闻名，是一种称为ER UMa型矮新星的小型，不寻常的灾难性变量的成员。2016年，该天体的超周期与之前的测量结果相比大幅延长，连续三次超爆发的超周期为35，32，60 d。我们认为，该物体实际上经历了一个过渡到novalike状态（永久性超级巨星）。这一观察到的行为非常好地再现了热潮汐不稳定性模型的预测。我们在2016年的超级爆发中检测到一个前兆，并在2016年和2013年检测到平均周期为0.0602（1）d的增长（阶段A）超级驼峰。结合超级爆发后的超级峰周期，质量比并不像WZ Sge型矮新星那样小，其轨道周期与RZ LMi相似。利用最小绝对收缩和选择算子（Lasso）二维功率谱，我们探测到了周期为0.05710（1）d的可能的负超峰。我们估计轨道周期为0.05792 d，这表明质量比为0.105（5）。这一相对较大的质量比甚至高于普通的SU UMa型矮新星，RZ LMi中异常高的质量转移率也可能是剥离的核心演化的次级天体向AM CVn型天体演化的结果。
2016-09-28 astro-ph.SR
Characterization of Dwarf Novae Using SDSS Colors
我们已经开发了一种方法来估计矮新星的轨道周期，从斯隆数字巡天（SDSS）的颜色在静止使用人工神经网络。对于典型的对象以下的周期差距与足够的光度精度，我们能够估计的轨道周期的精度为1西格玛误差为22%。对于轨道周期较长的系统，估计误差更大。我们还开发了一种基于神经网络的分类方法。这种方法已被证明是有效的分类对象分为三类（WZ Sge型，SU UMa型和SS Cyg/Z Cam型），并适用于非常微弱的对象的限制g=21。利用这种方法，我们已经调查了现代瞬态调查（卡塔利娜实时调查）的矮新星的轨道周期的分布。使用由Uemura等人开发的贝叶斯分析（2010，arXiv：1003.0945），我们发现当前样本倾向于给出朝向最短周期的更平坦的分布和周期最小值的更短估计，这可能是由神经网络分析中的不确定性和测光误差引起的。我们还提供了估计的轨道周期，估计分类和补充资料，已知的矮新星与静态SDSS测光。
2012-05-14 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
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
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
SDSS J094002.56+274942.0: an SU UMa star with an orbital period of 3.92 hours and an apparently unevolved secondary
研究通过2019年超爆发、食、超驼峰及多源测光分析，确认SDSS J094002.56+274942.0为高q、3.92小时周期且伴星未演化的SU UMa星，证明高q下3:1共振仍可快速触发长爆发。
2023-04-26 astro-ph.SR
