TESS light curves of cataclysmic variables -- III -- More superhump systems among old novae and novalike variables
本研究基于TESS光变曲线分析23个新星变变量和老新星，发现多数存在超驼峰，其中19个为首次探测，使已知此类系统数量增加超50%，并更新了超驼峰普查和Stolz-Schoembs关系，同时纠正了13颗恒星的轨道周期。
2023-08-30 astro-ph.SR
A Further Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V1504 Cygni and V344 Lyrae
利用最近公布的V1504 Cyg和V344 Lyr的Kepler公开数据，对SU Uma星的超爆发和超峰进行了补充研究。在V1504 Cyg的一次超级爆发之前，有一次前兆正常爆发，它与主超级爆发分离得很好。超峰最早出现在前兆正常爆发的下降支中，并持续到平静期（前兆与主超爆发之间的深度凹陷），平静期结束后，随着主超爆发的增长，超峰的振幅开始增大。在V344 Lyr中也观察到类似的现象。这一观察非常清楚地表明，超级爆发是由超级驼峰触发的（即，（2）支持热-潮汐不稳定性模型。Smak（2013，Acta Astron.，63，109，arXiv：1301.0187）批评了我们之前的论文（Osaki and Kato，2013，PASJ，65，50，arXiv：1212.1516），并对我们的主要结论提出了质疑，即V1504 Cyg的各种观测证据支持SU Uma恒星超爆发的热潮汐不稳定性模型。我们提出我们的详细帐户，他的所有批评，提供明确的解释。我们的结论是，热潮汐不稳定性模型毕竟是唯一可行的模型，在SUUMa星的超爆发和超驼峰。
2014-03-05 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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 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
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
Increasing supercycle lengths of active SU UMa-type dwarf novae
我们目前的观测证据表明，在过去的几十年中，最活跃的SU UMa型恒星的超周期长度正在增加。我们分析了大量的光度测量，从现有的档案，发现这种效果是通用的这类恒星，独立于他们的演化状态。这一发现与之前的预测和Patterson等人（2012）对BK Lyn的最新研究一致。
2013-06-21 astro-ph.SR
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
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
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
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 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
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 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
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
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
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
The Optical Gravitational Lensing Experiment. Dwarf Novae in the OGLE Data. I. Three New Dwarf Novae: One in the Period Gap and Two Longer Period Objects
我们报告了偶然发现的三个新的矮新星，在2010年的爆发观察到正在进行的微透镜调查OGLE-IV。这三个天体都位于银河系凸出区域，观测频率最高为20分钟。在OGLE-III和OGLE-IV的数据中，我们发现其中一颗恒星总共有23次爆发。这个天体最令人感兴趣的是它的超峰周期为2.61小时，将其置于轨道周期间隙中。在超爆发过程中，超峰的周期发生了变化，时间尺度很短。对于我们观测到爆发的另外两个物体，在静止期测得的轨道周期为5.4小时和9.5小时。
2011-07-12 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
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
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
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
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
On the Colour Variations of Negative Superhumps
我们提出了同步$g'$，$R_{\rm c}$，和$I_{\rm c}$测光的著名矮新星ER UMa在2011年的季节。我们的测光结果显示，负超峰的亮度最大值与$g' - I_{\rm c}$颜色变化中的最蓝峰相吻合。我们还发现负超峰的振幅在$g'$带最大。这些观察到的性质是显着不同的早期和积极的超级驼峰中观察到的。我们的研究结果与负超峰的光源是倾斜盘模型一致的。
2018-05-07 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
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
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
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
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
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
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
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
Eclipse Properties and Superhump Evolution in the SU UMa-Type Dwarf Nova Z Cha
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高节奏测光研究矮新星Z Cha，通过食深、O--C和正超驼峰振幅揭示偏心进动盘演化，并在静默期发现可能与负超驼峰共存的信号。
2026-10-28 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
CSS090530:144011+494734: a new SU UMa-type dwarf nova in Bootes
我们报告测光和分析的一个以前未知的SU UMa型矮新星在牧夫座探测到爆发的卡塔利娜实时瞬态调查2009年5月30日与发现标识符CSS 090530：144011+494734。这个明显的恒星天体之前被斯隆数字巡天编目为SDSS J144011.01+494733.4。我们测量了它在探测后的前3天内的平均超级峰周期为0.06500（4）d，此时它变为0.06438（3）d。我们探测到一个可能的轨道周期为0.06322（8）d，意味着一个平均超峰周期超过0.020（2）。在探测之后，这颗矮新星在开始褪色之前保持了5天的稳定亮度。爆发幅度比其静止水平高5.5个量级。
2009-12-24 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
