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
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
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
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
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
Multi-wavelength photometry during the 2018 superoutburst of the WZ Sge-type dwarf nova EG Cancri
我们报告了2018年EG Cnc超级爆发的多波长测光。通过光学光度测量，我们探测到了A级超峰和持久的后期超峰，并限定了二元质量比及其可能的范围。质量比的中值为0.048，上限为0.057，这仍然意味着EG Cnc是周期弹跳器的可能候选者之一。该天体在这次超级爆发中还显示出多次再亮，尽管主超级爆发不同，但与1996- 1997年的前一次超级爆发相同。这意味着再亮类型是每个天体所固有的，并且与超级爆发开始时的初始盘质量无关。我们还发现，$B-I$和$J-K_{\rm S}$的颜色是不寻常的红色之前的再亮阶段，并成为蓝色的平静期间之间的再亮，这将意味着低温质量水库在最外层磁盘吸积后，随着时间的主要超级爆发。此外，紫外线通量和光通量一样对再亮敏感，在再亮阶段，$U-B$的颜色变得更红，这表明当该物体重复再亮时，内部圆盘变得更冷。因此，我们的研究结果基本上支持的想法，在最外层的磁盘冷质量库负责再亮。
2020-08-27 astro-ph.HE 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
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
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 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
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
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
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 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
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
ASASSN-18fk: A new WZ Sge-type dwarf nova with multiple rebrightenings and a new candidate for a superhumping intermediate polar
我们介绍了在2018年超级爆发期间对矮新星ASASSN-18fk进行光度研究的多经度活动的结果。它被15个地点的18台望远镜在三个月的时间间隔内观察了大约70个夜晚。观测包括主爆发，6次再亮和50天下降到近静止状态。我们确定ASASSN-18fk为WZ Sge型矮新星与多重增亮，并显示了0.06-d的超峰周期的超爆发的各个阶段的演变。一个强大的22分钟的亮度调制，叠加在超级驼峰被发现在rebrightenings和下降。这种调制的边带信号的形式的一些证据被检测在爆发的非常开始。我们解释了22分钟的调制作为一个自旋周期的白矮星，并建议ASASSN-18 fk是一个很好的候选人的超级驼峰中间极。
2019-07-01 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
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
New Candidates for AM Canum Venaticorum Stars among ASAS-SN Transients
我们研究了2020年5月12日至9月9日期间全天超新星自动巡天（ASAS-SN）发现的34颗矮新星候选者的Zwicky瞬态设施（ZTF）光变曲线，发现了6颗AM CVn型候选者。所有的物体都在衰落的尾巴上显示出短暂的爆发（超级爆发后的再亮）。两个天体（ASASSN-20 eq，ASASSN-20 la）显示出双超爆发。三个天体（ASASSN-20 jt，ASASSN-20 ke和ASASSN-20 lr）显示了短的超爆发（5-6 d）。光变曲线中的这些特征可用于区分AM CVn型候选物与富氢系统。与富氢系统相反，一些物体在再亮或褪色的尾部阶段没有显示出红色过量。我们解释这是由于氦盘中较高的电离温度。有两个天体有很长的超周期：ASASSN-20 gx（8.5年）和ASASSN-20 lr（7年）。我们提供了一个方案，用于识别AM CVn型候选人的光变曲线特性的基础上。
2021-07-15 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
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
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
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
Discovery of Negative Superhumps during a Superoutburst of January 2011 in ER Ursae Majoris
我们报告发现的“负”超级驼峰在2011年1月的超级爆发的ER Uma。在2011年1月16日开始的超级爆发期间，我们检测到周期为0.062242（9）d的负超级峰，比轨道周期短2.2%。在这次观察中没有发现正超级峰的证据。这一发现表明，在这次超级爆发期间，盘表现出逆行岁差，与所有其他已知的超级爆发案例相反。这种超爆发的持续时间比普通超爆发短，而正常爆发的间隔比普通爆发长。我们提出了一种可能性，这种不寻常的爆发特性可能是由于磁盘倾斜，这应该是负超级驼峰的原因：倾斜的磁盘可以防止磁盘被填充的材料在最外面的区域，这应该是负责长时间的超级爆发在ER UMA型矮新星。这一发现表明了经典的旋进在维持长时间超级爆发中的重要性。此外，在这个系统中存在着明显的负超峰，具有高的传质速率有利于假设流体动力学升力是磁盘倾斜的原因。
2012-07-11 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
Discovery of Standstills in the SU UMa-Type Dwarf Nova NY Serpentis
我们发现，在周期间隙[轨道周期0.097558（6）d]中的SU UMa型矮新星NY Ser在2018年出现了两次停滞。这是第一次清楚地证明SU UMa型矮新星的超级爆发之间发生停滞。在静止期没有超级峰的迹象，至少有一次超级爆发直接从静止期开始。这提供了强有力的证据表明，3：1共振是在静止期间激发的。这种现象表明，磁盘半径可以增长，在静止。我们还解释了接近潮汐不稳定性极限的条件导致了超爆发的早期淬灭，这导致了超爆发后大量的物质留在盘中。我们解释说，在接近潮汐不稳定性的极限条件下，盘中的大量物质是静止（如在高质量传递系统NY Ser中）或多个rebrightenings（如在低质量传递系统V1006 Cyg中）的原因。
2019-01-16 astro-ph.SR
Genuine standstill in the AM CVn star CR Boo
CR Boo是最明亮和最着名的AM CVn恒星之一，显示矮新星型爆发。以前的研究表明，这个物体的爆发模式不同，从相当于富氢的ER Uma星或WZ Sge星到低振幅振荡状态。我们第一次在2022年确定了这个物体的真正静止，我们认为CR Boo是Z Cam星的氦类似物，除了它的SU UMa/ER UMa型分类。静止持续约60天，变化通常小于0.2 mag，并以衰落结束。这种停顿之前没有超级爆发，并从后超级爆发现象不同。静止后的亮度与超级爆发后的亮度相似，静止似乎像超级爆发一样有效地吸积了盘的质量。AMCVn恒星中静止状态的存在对氦盘或简并次级恒星的理论是一个挑战，以解释这种状态是如何维持的。
2023-02-09 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
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
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
KL Dra as a Benchmark Laboratory for Accretion-Disk Physics: Constraints from TESS and Ground-Based Surveys
University of Michigan（密歇根大学）；University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；South Texas Space Science Institute, University of Texas Rio Grande Valley（南得克萨斯空间科学研究所，德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）；University of Alberta（阿尔伯塔大学）；Jagiellonian University（雅盖隆大学）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）
本文利用TESS和地面观测数据，对KL Dra的AM CVn系统进行长达11年的光学分析，揭示其超发炎周期和正常发炎的特征，为吸积盘物理研究提供新视角。
2026-04-30 astro-ph.HE 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
Z Cam star PY Per in SU UMa state?
PY Per被称为Z Cam明星。利用VSOLJ、VSNET、AAVSO、ASAS-SN和ZTF观测，发现该天体经历了微弱的状态，并将其归类为Z Cam + VY Scl星。此外，自2020年以来，该天体改变了爆发行为，它一直显示出定期重复的长而明亮的爆发，周期为110-160 d，以及它们之间的短而微弱的爆发。2021年12月至2022年1月的爆发特别类似于一个超级爆发，其逐渐衰落的平台阶段持续时间超过25 d，衰落部分有两次再亮。根据TESS数据和先前的径向速度研究，该天体的轨道周期很长，为0.15468（5）d。在一个具有长轨道周期的系统中存在超级爆发是不寻常的，但不是前所未有的。由于这一现象可能仍在继续，我提请注意这个物体时，它出现在早晨的天空后，太阳会。
2022-04-26 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$P_…
2021-02-09 astro-ph.SR
The 2003 and 2005 superhumps in V1113 Cygni
本文报道了天鹅座激变变星V1113的CCD测光。在2003年5月至8月和2005年3月至6月的两次活动中，我们记录了两次超级爆发。在所获得的光变曲线中，我们检测到了平均周期为0.07891（3）天（113.63（4）分钟）的清晰的超级峰。这一事实证实了这颗恒星是SU Uma类矮新星的成员。在第一次观测到的超级爆发期间，超级峰周期以巨大的$\dot P = -4.5(8)\times 10^{-4}$速率减小，这是在SU UMa系统中观测到的最高值之一。
2010-05-18 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
V344 Lyrae: A Touchstone SU UMa Cataclysmic Variable in the Kepler Field
我们报告的分析开普勒短节奏（SC）的V344天琴座在2009年6月20日至2010年3月19日（Q2-Q4）期间获得的光变曲线。该系统是一颗SU Uma恒星，显示出矮新星爆发和超级爆发，并有望成为可预见的未来CV研究的试金石。该系统具有正负两个超峰，周期分别为2.20和2.06小时，轨道周期为2.11小时，正超峰最大振幅约为0.25等，负超峰最大振幅约为0.8等，静止时的轨道周期振幅约为0.025 mag.开普勒数据的质量使我们能够有力地检验过去几年中出现的吸积盘动力学模型。V344 Lyr的SC数据与两个物理源产生正超级峰的模型一致：在超级爆发早期，超级峰信号是由周期性弯曲盘内的粘性耗散产生的，但在超级爆发后期，信号是由吸积流亮点围绕非轴对称盘的边缘扫描产生的。盘超峰大致与流/后期超峰反相。V344 Lyr数据还揭示了负超峰产生的吸积到一个倾斜的磁盘在逆行方向进动，并建议，负超峰可能会出现在下降的DN爆发。负超峰的周期在爆发之间具有正的dP/dt。
2011-08-15 astro-ph.SR
CzeV404 - an eclipsing dwarf nova in the period gap during its July 2014 superoutburst
显示了CzeV 404 Her的CCD观测结果。在2014年6月至8月期间，我们探测到了该恒星的一次爆发和一次超级爆发。观察到明显的超峰，其周期为Psh =0.10472（2）天。超峰期随着P_dot=-2.43（8）× 10^（-4）的高值而减小。计算了17次食的轨道周期P_orb=0.0980203（6）天，表明CzeV 404 Her属于周期隙天体，是食SU UMa星的最长轨道周期。根据超峰和轨道周期的测定，得到系统的周期超出6.8% ± 0.02%，质量比q ~ 0.32。
2014-12-31 astro-ph.SR
SDSS J162520.29+120308.7 - a new SU UMa star in the period gap
我们报告了最近发现的矮新星SDSS J162520.29+120308.7（SDSS J1625）的广泛的全球观测活动的结果。这些数据是在2010年7月恒星爆发期间以及2010年8月和9月该物体处于静止状态时获得的。在2010年7月的超级爆发期间，SDSS J1625清楚地显示出平均周期为$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
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
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
A Deep Precursor-Dip-Main Superoutburst Sequence in VW Hydri Observed with TESS: High-Cadence Constraints on the Thermal-Tidal Instability Model
Ariel University（阿里埃勒大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
TESS观测揭示VW Hydra超爆发序列的深前导-dip特征，推断质量比并排除棕矮星供体，为低q矮新星潮汐不稳定性模型提供基准。
2026-02-10 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
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. 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
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
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
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
