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
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
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
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
Discovery of a planetary nebula surrounding the symbiotic star DT Serpentis
我们报告发现的行星状星云中心的研究不足的共生双星DT Ser。在其他几个共生星空间分辨星云已被发现：但是，只有其中一个可能是一个真正的行星状星云，而其他的可能起源于复杂的质量喷射事件从相互作用的二元中心恒星，可能与新星般的爆发。DT Ser周围的行星状星云边缘严重扭曲，朝向一颗更明亮的恒星，距离5角秒。在红外WISE数据中，这颗恒星显示存在一个分离的冷尘埃壳，就像在AGB后的恒星中观察到的那样。讨论了共生星及其行星状星云与附近可能的post-AGB天体的表观关联。我们还讨论了稀疏和相互矛盾的文献数据，可以支持观测到的行星状星云的表面亮度的变化。DT Ser所表现出的令人困惑和有趣的特征肯定值得进一步和更详细的研究。
2013-08-19 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
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
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
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
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
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
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 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
Serendipitous Kepler observations of a background dwarf nova of SU UMa type
我们在开普勒观测数据中发现了一颗SU Uma型矮新星，距离G型系外行星观测目标KIC 4378554约7.0角秒。DN在前景G星的像素孔径中显示为背景源。我们只提取了DN存在的像素，并观察到该源在22个月的时间跨度内经历了五次爆发-一次是超级爆发。超级爆发是由正常爆发触发的，这是开普勒观测到的所有DNe超级爆发中所看到的特征。超级爆发期间的超级峰的周期为1.842+/-0.004小时，我们看到从盘主导的超级峰信号过渡到盘和吸积流的混合影响。根据先前公布的空间密度，开普勒数据中存在的DNe数量的预测从0.3到258不等。背景像素目标的调查将导致DN的空间密度更严格的约束。
2012-02-09 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
GSC2.3 N152008120 - a new SU UMa-type dwarf nova in Draco
我们报告了2008年10月在天龙座观测到的第一次有记录的超爆发，这是一个以前未知的SU UMa型矮新星，位于19 h 14 m 43.52 s +60 d 52 m 14.1 s（J2000）。辛巴德在这个位置列出了一颗21等的恒星，编号为GSC2.3 N152008120和USNO-B1.0 1508-0249096。爆发达到14.9级，振幅约为6级，持续时间至少11天。在主爆发结束后约11天，有一个短暂的2级以上的再增亮。超峰周期在80周前后明显缩短，周期前Psh = 0.07137（2）d，周期后Psh = 0.07091（2）d。我们观察到第80次循环前Psh增加的微弱证据，dPsh/dt = 3.4（2.0）* 10-5。
2009-05-06 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
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
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
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
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
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
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
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 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
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
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
SU UMa-type supercycle in the IW And-type dwarf nova BO Cet above the period gap
BO Cet是一颗著名的激变变星，其轨道周期在周期间隔（0.139835 d）之上，同时具有Z Cam/IW And星和SU Uma星的特征。使用小行星地球撞击最后警报系统（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BO Cet在2022年11月经历了一次超级爆发，经历了一系列短暂的，正常的爆发，振幅不断增加。这种爆发序列（超周期）是在许多SU Uma星中看到的，这一观察加强了这样一种建议，即在重复的正常爆发期间，盘中积累的质量和角动量甚至在不寻常的系统BO Cet中也会导致超级爆发。在超级大爆发之前的大爆发具有IW和型停顿的特征。这一现象加强了IW和恒星的终端爆发发生在盘半径达到一定限度时的建议。我认为这次爆发是一次失败的超级爆发，在此期间，盘达到了3：1共振的半径，但爆发在超级驼峰形成之前就消失了。在质量比处于3：1共振稳定性边界线上的BO Cet中，随着盘半径的增加，潮汐截断效应和3：1共振效应之间可能存在竞争，而后者在当前情况下获胜。这一发现可能表明，IW和型和SU UMa型现象的物理相关性比人们想象的更强。
2023-02-06 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
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
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
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
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
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
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
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
Detection of the Supercycle in V4140 Sagittarii: First Eclipsing ER Ursae Majoris-like Object
我们观测了深食的SU UMa型矮新星V4140 Sgr，建立了69.7（3）d的极短超周。在超级爆发之间有几次短暂的爆发。这些值，加上短的轨道周期（0.06143天），是类似的，但不极端的，那些ER UMA型矮新星。因此，该物体是第一个长期寻找的食ER UMa类物体。这种ER UMA的性质可以很自然地解释高（表观）静态粘度和不寻常的温度分布在平静，这是声称对热潮汐不稳定性模型的观测特征。显然不寻常的爆发行为可以合理地解释这种ER UMA类性质和高轨道倾角的组合，没有必要引入从其施主星的质量传递爆发。
2018-04-06 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 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
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
The Geometry and Ionization Structure of the Wind in the Eclipsing Nova-like Variables RW Tri and UX UMa
类新星变星的紫外光谱主要由吸积盘的发射决定，由盘上风的散射改变。在这里，我们模拟的光谱RW三和UX UMa，只有两个日食新星，已观察到与哈勃太空望远镜在远紫外线，试图约束的几何形状和电离结构的风。使用我们的Monte Carlo辐射转移代码，我们计算了简单参数化的轴对称双锥流出模型的光谱，并能够找到两个系统的合理模型。这些再现了主要的紫外共振线-NV，Si IV和C IV -在观测到的光谱和日食。这些离子在风模型中的分布在这两种情况下是相似的，因为在这些线形成的主要散射区域的范围。推断的质量损失率为质量吸积率的6%~ 8%。我们讨论了我们的点模型的影响，我们的理解吸积盘风的激变变量。
2010-08-10 astro-ph.HE 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
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
Multicolor photometry of SU UMa and U Gem during quiescence, outburst and superoutburst
给出了两年多来对SU UMa和U Gem的时间分辨观测结果。这两颗恒星都是不同类型矮新星的原型。我们研究了不同时间尺度上的亮度变化：轨道，QPO和闪烁。BVRI光度测量法可以分析这些变化的几何和物理来源。
2010-06-15 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
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
BK Lyncis: The Oldest Old Nova?... And a Bellwether for Cataclysmic-Variable Evolution
我们总结了20年来研究BK Lyncis光变曲线的结果，BK Lyncis是一颗类似新星的恒星，奇怪地位于激变变星家族中2-3小时轨道周期间隙以下。两个明显的“超级驼峰”主导着夜间光变曲线，其周期比P_orb长4.6%，短3.0%。第一个似乎与恒星的较亮状态（V~14）有关，而第二个似乎贯穿始终，并在低状态（V~15.7）中占主导地位。从2005年开始，这颗恒星的光变曲线变得与矮新星无法区分，特别是ER Uma子类。回顾这颗恒星的所有奇特之处，我们推测：（a）BK Lyn是101年12月30日可能的新星的遗迹，（b）它从那时起就一直在衰落，但需要大约2000年的时间才能使吸积率下降到足以允许矮新星爆发。如果这种行为是普遍的，它可以解释CV进化的其他难题。一：为什么ER Uma类甚至存在（因为所有成员都可以是最近新星的残余）。第二：为什么ER Uma星和短周期新星是罕见的（因为它们的寿命，本质上是冷却时间，很短）。三：为什么短周期新星的光度都下降到远高于它们真正的静止状态（因为它们才刚刚开始在新星后冷却）。四：为什么短周期CV的轨道周期、吸积率和白矮星温度都太大，而不是纯粹由引力辐射的影响引起的（因为出乎意料的长时间间隔的增强的超新星亮度提高了平均质量转移率）。这些都是对一个假设的投资的实质性回报：CV演化的第二个参数，除了P_orb，是距离上一次经典新星爆发的时间。
2012-12-23 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
Outburst Behaviour of the Dwarf Nova CG Draconis
本研究基于BAA 2022年观测数据，分析矮新星CG Draconis的爆发特征，发现两类准周期爆发且无超humps，推测其可能是两类矮新星的中间亚型或为相关超爆发模型提供支撑。
2023-01-14 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
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
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
