The 2011 February superoutburst of the dwarf nova SDSS J112003.40+663632.4
我们报告了2011年2月爆发期间SDSS J112003.40+663632.4的未经过滤的测光结果，该结果显示存在峰间振幅高达0.22等的超级驼峰，表明这是一颗SU UMa型矮新星。爆发幅度比平均平静期高5.4个星等，持续至少12天。平台期平均超峰期为Psh = 0.07057（19）d。
2011-09-27 astro-ph.SR
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
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
OAO/MITSuME Photometry of Dwarf Novae. II. HV Virginis and OT J012059.6+325545
本文报道了WZ型Sge型矮新星、HV Vir和OT J012059.6+325545在超爆发期间的射电测光。这两个系统都显示出早期的超级峰，HV Vir的平均周期为0.057093（45）d，OT J012059.6+325545的平均周期为0.057147（15）d。观测到的早期超峰显示出一个共同的特征，即亮度最小值对应于颜色变化中最蓝的峰，这可能是WZ Sge型矮新星早期超峰中普遍存在的现象。我们证实，早期的超级驼峰的振幅取决于波长：振幅与较长的带通滤波器显示较大的值。这表明早期超峰的光源产生于垂直伸展的吸积盘的外部区域。另一方面，普通超级峰的振幅可能与波长无关。这意味着超级驼峰光源在几何上是薄的。我们还研究了普通超级驼峰的颜色变化，发现在$g'-I_{\rm c}$中最蓝的峰往往与亮度最小值相一致，特别是在B阶段超级驼峰中。这可能反映了在B阶段超级峰期间压力效应起主导作用。
2017-11-16 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
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
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
2009 Superoutburst of Dwarf Nova 1RXS J053234.9+624755
本文介绍了矮新星1 RXS J053234.9+624755的测光观测结果。我们对2009年8月发生的超级爆发进行了详细的分析。超峰期为P_sh=0.057122（14）天。根据O-C图，我们得出结论：在平台期，P_sh以dP_sh/dt=（9.24 +- 1.4）* 10^-5的速率增加。超峰光变曲线的O-C分析和演化都支持超峰起源于位于热点附近的可变源的模型。此外，光变曲线的演变表明，超峰光源接近盘平面的超爆发下降。详细分析的superbursts平台阶段，使我们能够检测到一个信号，我们解释为拱运动的吸积盘。我们检测到额外的调制在最后阶段的超级爆发的特征周期为104秒和188秒，我们暂时解释为准周期振荡。A_0和An的估计值与Smak（2010）发现的超峰振幅与轨道倾角之间的依赖关系一致。
2011-01-05 astro-ph.SR
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
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
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
2021 superoutburst of WZ Sge-type dwarf nova V627 Pegasi lacks an early superhump phase
通过对V627 Peg 2021年超级爆发的时间分辨测光，研究确认其缺少早期超级驼峰，并据此讨论吸积盘共振、盘半径及爆发机制多样性。
2023-03-31 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
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
The hot spot in HT Cas during its Superoutburst
我们提出了在2010年11月的超级爆发期间在矮新星HT Cas中观测到的食的分析。确认检测到热点。
2013-12-10 astro-ph.SR
Hot spot manifestation in eclipsing dwarf nova HT Cassiopeiae
我们报告了在2010年11月的超爆发期间，食矮新星HT Cassiopeiae的光变曲线中的热点的检测。对热点食的八条重建光变曲线的分析直接表明，在超级爆发期间，热点的亮度发生了显着变化。因此，在HT Cas中探测到的热点现象是矮新星EMT模型的最新观测证据。
2014-10-07 astro-ph.SR
Optical Dual-Band Photometry and Spectroscopy of the WZ Sge-Type Dwarf Nova EZ Lyn during the 2010 Superoutburst
我们进行了光学同步双波段（SDSS $g'$ -和$i'$ -波段）测光和低分辨率光谱的WZ Sge型矮新星EZ Lyn在其2010年的超级爆发。双波段测光显示，在主要的超级爆发和随后的再增亮阶段，$g'-i'$的颜色变红，亮度下降，而在缓慢的最后下降阶段，颜色变得更蓝，亮度进一步下降。通过黑体函数拟合我们的光度测量结果，我们估计了盘半径比（盘半径与双星分离的比率），并将其与V455 And进行了比较，V455 And是WZ Sge型天体，在2007年的超级爆发中没有显示任何再亮。对比显示：（1）EZ Lyn的盘半径比V455 And减小得慢，（2）EZ Lyn的盘半径比在主超爆发结束时大于V455 And。这些结果支持质量库模型的再亮机制。在超爆发平台期和随后的再增亮阶段，检测到H $α$和H $β$线。H $α$线显示双峰轮廓，由此我们估计了盘半径比。与光度测量结果的比较表明，H $α$盘比光度测量的大，这表明光学薄的气体比光学厚的气体盘更向外扩展，这可能是导致再亮现象的原因。主超爆发期间的时间序列双波段测光显示，早期超峰期间的颜色变化表现出与V455 And大致相同的行为，而普通超峰期间的颜色变化与亮度呈现出明显的负相关关系，与V455 And中所见的相反。
2014-10-21 astro-ph.SR
MN Dra - In-the-Gap Dwarf Nova With Negative Superhumps
2009年8月至11月，对MN Dra进行了77个夜晚的多站测光观测。总暴露时间为433小时。在此期间，这颗双星经历了两次超级爆发和五次正常爆发。在第一次超爆发期间，类SU UMa矮新星的正超峰随着极大的$\dot P = -1.5 \times 1.0^{-4}$而减少，证实了MN Dra的已知行为[1]。在超级爆发之间，MN Dra显示出负的超级驼峰。它们的周期在0.096天的值附近周期性变化。
2011-02-21 astro-ph.SR
Superoutbursts and grazing eclipses in the dwarf nova V1227 Herculis
我们目前的光度测定在2012年5月和9月爆发的频繁爆发的矮新星，V1227她。超级驼峰是目前在这两种情况下的峰到峰振幅高达0.28等，显示这些事件是超级爆发。我们首次表明，该系统经历了深度高达0.08等的小日食，持续11至14分钟，这很可能是吸积盘的掠食。9月的爆发是两次中观察得较好的一次，持续了至少14天，爆发幅度约为4级。平均超峰期为Psh = 0.065103（20）d。对日食最小时间的分析给出了轨道周期Porb = 0.064419（26）d，尽管由于日食观测时间相对较短而存在一些模糊性。部分超峰周期超额值为0.0106（7）。
2013-04-10 astro-ph.SR
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
Spectroscopic Observations of the WZ Sge-Type Dwarf Nova GW Librae during the 2007 Superoutburst
在2007年的超级爆发期间，我们对矮新星GW Librae（GW Lib）进行了国际光谱观测活动。我们的观测周期涵盖了超级爆发的上升阶段，最大值，缓慢衰减阶段（高原），以及从高原快速下降后的长衰落尾巴。在观测过程中，光谱特征发生了显著变化。在上升相中，仅存在H $α$、H $β$和H $γ$的吸收线。在最大值附近，光谱显示出H $α$、He I 5876、He I 6678、He II 4686和C III/N III的单峰发射线以及Balmer组分和He I的吸收线。这些发射线在平台期的后半部分显著减弱。在衰落的尾部，所有的巴耳末线和He I 6678都在发射中，正如在静止时所观察到的那样。我们发现H $α$发射分量的中心在整个轨道相位上是稳定的，这与系统的低倾角是一致的。通过与2001年超爆发期间的WZ Sge（与GW Lib同类型的大倾角恒星）的观测结果比较，我们解释了H $α$轮廓在衰落尾相之前的变化是由于白矮星和内盘辐射在吸积盘外缘形成的光电离区。
2009-04-22 astro-ph.SR
Dwarf Novae in the Shortest Orbital Period Regime: I. A New Short Period Dwarf Nova, OT J055717+683226
我们报告了一个新的矮新星，OT J 055717 +683226，在其首次记录的超爆发在2006年12月的观察。我们的观测表明，该天体是一颗SU UMa型矮新星，具有非常短的超级峰周期，为76.67 ± 0.03 min（0.05324 ± 0.00002 d）。下一次超级爆发是在2008年3月。因此，超爆发（超循环）的重现时间估计为~480 d。该超周期比WZ Sge型矮新星的超周期短得多，WZ Sge型矮新星的超周期大于~ 10年，是最短轨道周期区（<~85 min）的主要矮新星种群。使用层次聚类分析，我们确定了七组矮新星在最短的轨道周期制度。我们确定了一小组的对象，有短的超周期，小爆发幅度，和大的超级驼峰周期过剩，相比，WZ Sge星。OT J 055717 +683226可能属于这一类。
2009-12-22 astro-ph.SR
Optical and Near-Infrared Photometric Observation during the Superoutburst of the WZ Sge-Type Dwarf Nova, V455 Andromedae
本文报道了2007年WZ Sge型矮新星V455 And在一次超爆发期间的光学和红外测光观测结果。这些观测是用KANATA（V、J和K_s波段）和MITSUME（g '、Rc和Ic波段）望远镜进行的。我们的6波段同步观测使我们能够研究与超级爆发和短期调制（如早期和普通超级峰）相关的温度和发射区大小的时间变化。当超爆发结束时，一个热的（>11000 K）吸积盘突然消失，而黑体辐射，可能来自吸积盘，在中等高温（~8000 K）的光学区域仍然占主导地位。这表明，即使在爆发之后，也有大量的气体储存在盘中。这些残余物质可能是一个预期的质量库的标志，它可以触发在几颗WZ Sge恒星中观察到的回波爆发。与超峰相关的颜色变化表明，超峰源中的粘性加热在到达超峰最大值的过程中停止，随后低温区域的膨胀达到最大值。早期超级峰的颜色变化与超级峰完全不同：在早期超级峰最小值时，物体最蓝。早期超峰光源的温度低于其下伏组分的温度，表明早期超峰光源是盘最外侧的一个垂直扩展的低温区。
2009-08-28 astro-ph.SR
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
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
Missed 2020 Superoutburst of the Eclipsing WD-BD Cataclysmic Variable SDSS J1433+1011
激变变星SDSS J143317.78+101123.3（P=0.054241 d（78.1分））被怀疑是一颗可能属于WZ Sge型的矮新星，但至今没有发现爆发。检查ATLAS调查的新数据显示，2020年9月爆发至少6个星等，从而证实了该物体的矮新星性质与褐矮星次级。其他项目和个别观察员在爆发前几天停止了对这一目标的监测。这一发现加强了专业测量人员和业余爱好者观测曙暮光区的价值。
2021-03-30 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova HS 0417+7445 in Camelopardalis
我们提出了2005-2010年的爆发历史的SUUMa型矮星HS 0417+7445，以及详细分析了广泛的时间序列测光在2008年3月获得的第二次记录的超级爆发的系统。平均爆发间隔时间为197 \pm 59 d，中位数为193 d。2008年3月的超级爆发是由一个前兆爆发所预示的，振幅为4.2级，整个事件持续了大约16天。在前体爆发的下降过程中没有检测到超级驼峰，我们的数据表明，相反，在那个阶段存在轨道驼峰。在上升到超级爆发最大值期间检测到的早期超级驼峰表现出异常大的分数周期超出，Psh = 0.137（Psh = 0.0856（88）d）。在最大值之后，亮度线性下降，持续至少6天。在这一下降过程中，测量到一个稳定的超峰期Psh = 0.07824（2）d。叠加在超级驼峰上的是轨道驼峰，这使我们能够精确地测量HS 0417+7445的轨道周期，Porb = 0.07531（8）d，这在以前只是很差的估计。在爆发的主相位期间，部分超峰周期超额为λ = 0.037，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征。我们的观测结果与热潮汐不稳定性模型对超爆发发生的预测是一致的，但是需要在爆发的早期阶段大量的超爆发和广泛的时间序列测光，才能对超爆发的原因得出明确的结论。
2010-11-06 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of V455 Andromedae Superoutburst in 2007: the Most Exotic Spectral Features in Dwarf Nova Outbursts
我们提出了我们的光谱观测V455仙女座在2007年的超级爆发。我们的观测涵盖了从爆发的光学峰到爆发后的超爆发阶段。在早期的超峰阶段，检测到巴耳末系，He I，He II，Bowen混合和C IV / N IV混合的发射线。He II 4686谱线呈现双峰发射轮廓，而Balmer发射谱线为单峰，这与其高倾斜度是出乎意料的。在普通的超峰阶段，巴耳末系向双峰发射过渡，高电离线明显减弱。这些过渡的线配置文件应与结构的转变的吸积盘，如预期之间的早期和普通的超级驼峰过渡的热潮汐不稳定性模型。H $α$在早期超级峰阶段的多普勒图显示出一个以主白矮星为中心的紧凑斑点。与SW Sex型激变变星类似，这种特征可能来自盘风和/或磁化白矮星上的质量吸积柱。He II 4686 ~的Doppler图以环状结构为主，形成两个耀斑区，速度为$\sim$ 300 km/s，这对于开普勒吸积盘来说太慢了。耀斑区的相位与在早期超级峰阶段发现的内旋臂结构相一致。我们的盘风模型与增强的发射从内臂结构成功地再现了所观察到的性质He II 4686。因此，V455 And是矮新星爆发中第一个从光谱推断盘风存在的案例。
2022-01-22 astro-ph.SR
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
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
SDSS J080434.20+510349.2: Eclipsing WZ Sge-Type Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings
我们观测了2006年SDSS J080434.20+510349.2的超级爆发，在其平台期，再增亮阶段，和后超级爆发最终下降。我们发现该天体是一个周期为0.0590048（2）d的掠食系统。只有在超级爆发高原的晚期才能观测到清晰的食，在随后的阶段，食的深度逐渐减小。我们确定了超爆发平台期的超峰周期为0.059539（11）d，给出了0.90（2）%的部分超峰超出。在再亮阶段和超爆发后阶段，持续存在的超峰的周期比平台阶段的超峰的周期长：再亮阶段为0.059632（6）d，最后衰退阶段为0.05969（4）d。这一现象与先前已知的GW Lib、V455 And和WZ Sge中的长周期“晚期超级峰”非常一致。不同再亮状态之间的轨道峰的振幅表明，这些峰不是由经典热点产生的，而更可能是高倾角系统中投影效应的结果。没有明显的证据表明在再增亮阶段的增强热点。我们还研究了以前报道的“迷你爆发”在静止状态，并发现证据表明，超级驼峰在这些迷你爆发瞬态激发。SDSS J080434.20+510349.2中掠食和明显的多次再亮现象的存在为理解WZ Sge型矮新星的再亮机制提供了一个独特的机会。
2009-03-10 astro-ph.SR
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
Results of a campaign to observe outbursts of the dwarf nova CSS 121005:212625+201948
对CSS 121005：212625+201948的近两个观测季的监测表明，它是一颗典型的SU Uma矮新星，但它是同类中最短的超周期之一，为66.9（6）d。超级爆发与3至7个短持续时间（约2天）的正常爆发相互穿插，每个爆发之间的平均间隔为11天，但可以短至2天。研究最深入的超级爆发是2014年11月的超级爆发，持续了14天，爆发幅度超过4.8级，最亮时达到15.7级。时间分辨测光显示超级驼峰的峰到峰幅度为0.2等，后来下降到0.1等。超峰期为Psh = 0.08838（18）d。在其他几次超级爆发期间进行了时间分辨测光，得到了大致相似的结果。
2015-05-28 astro-ph.SR
The first confirmed superoutburst of the dwarf nova GALEX J215818.5+241924
2011年10月，飞马座的一个光学瞬变被认为是一颗可能的新星。该天体有一个紫外对应物，GALEX J215818.5+241924。在本文中，我们提出了后续测光的对象，揭示了存在的超级驼峰，峰到峰的幅度高达0.22的幅度，诊断它是一个成员的SU UMa家庭的矮新星。爆发强度为4.6等，持续了至少10天，最大亮度为14.3等。我们根据前5个晚上的观测结果确定了平均超峰周期为Psh = 0.06728（21）d。然而，O-C残差的分析表明，在爆发期间Psh的戏剧性的演变。在平台期的第一部分，周期增加，dPsh/dt = +2.67（15）× 10-4。然后有一个突然的变化，随后周期以dPsh/dt = -2.08（9）× 10-4减小。我们在测光的功率谱中发现了一个信号，我们初步解释为轨道信号，Porb = 0.06606（35）d。因此，超峰周期的超额值为λ = 0.020（8），这个值与其他具有类似轨道周期的SU UMa系统一致。
2013-01-02 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
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
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
Spectroscopic and Photometric Observations of Dwarf Nova Superoutbursts by the 3.8 m Telescope Seimei and the Variable Star Network
我们目前的光谱和光度观测的17个矮新星超爆发获得的KOOLS-IFU安装在3.8米望远镜在冈山天文台的京都大学Seimei和通过VSNET合作。我们对六个爆发的光谱观测都是在离它们的光学峰1 d内进行的。11个对象（TCP J 00590972 +3438357. ASASSN-19 ado、TCP J 06073081 -0101501、ZTF 20 aavnpug、ASASSN-19 ady、MASTER OT J061642.05+435617.9、TCP J20034647+1335125、ASASSN-20 kw、ASASSN-20 kw、MASTER OT J213908.79+161240.2和ASASSN-20 mf）是以前未知的系统，并且我们的观察使得能够快速分类它们的瞬时类型。这些结果表明，晴明望远镜有能力对未知瞬变进行快速跟踪观测。我们的测光观测结果表明，11个对象是WZ Sge型矮新星及其候选者，其他6个对象是SU UMa型矮新星及其候选者。在ASASSN-19 ado、TCP J 06073081 -0101501和MASTER OT J213908.79+161240.2中检测到He Ⅱ 4686 π ~发射线，其与吸积盘中的旋臂结构有关。我们的结果表明，一个更高的倾角系统显示出更强的发射线的He II 4686 <$A，以及更大幅度的早期超峰。
2021-04-11 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
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
Outburst characteristics of the dwarf nova SDSS J073208.11+413008.7
我们报告了最近发现的矮新星SDSS J073208.11+413008.7的第一次确认的超爆发期间的未过滤测光，并得出结论，它是SU UMa家族的成员。最亮时，这颗恒星的亮度为15.7等。这次大爆发振幅近5级，持续时间约14天。我们根据前3个晚上的观测结果确定了平均超峰周期为Psh = 0.07979（19）d，然而O-C残差的分析表明，在爆发期间Psh发生了戏剧性的演变。在平台期的第一部分，周期增加，dPsh/dt = +2.81（9）× 10-3。超峰的振幅也发生变化，在爆发初期出现最大振幅，在平台期出现第二个最大振幅。对档案数据的分析表明，这颗恒星经历了频繁的爆发：我们在4.5年的时间间隔内确定了10次正常爆发和至少3次可能的超级爆发。我们估计超级爆发的周期约为215天。
2010-05-28 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
Superhumps and grazing eclipses in the dwarf nova BG Arietis
我们在2009年和2010年报告了BG Arietis（= SDSS J015151.87+140047.2）的未经过滤的测光结果，显示存在峰到峰幅度高达0.36等的超级驼峰，表明这是一颗SU UMa型矮新星。爆发的幅度是5.1级以上的平均平静19.9级。2010年的事件持续了至少20天，在此期间，我们观察到了一次前兆爆发，紧接着是一次超级爆发。在上升到超爆发期间观察到调制，其周期约为Porb的一半。平台期的平均超峰期为Psh = 0.0849（6）d，超峰期超过Psh = 0.030（7）d。我们还观察到深度为0.06至0.13等的小日食，半高宽持续时间约为1/2分钟（ΔΦ1/2 = 0.10），我们将其解释为吸积盘的掠食。2009年的超级爆发观测得不太好，特别是在早期阶段，因此我们无法判断是否有前兆爆发。高峰期的平均Psh = 0.0851（4）d，但在接近高峰期的末期突然下降到Psh = 0.0845（11）d。还观察到小日食。
2011-09-19 astro-ph.SR
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
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
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
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
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
V844 Herculis: An Exceptional Intermediate Polar Hiding in an Ordinary Dwarf Nova
University of Notre Dame（圣母大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；University College Cork（科克大学学院）；The University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Washington（华盛顿大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Observatorio Astronómico “Las Pegueras”（拉斯佩格拉斯天文台）；Warren Williams College（沃伦威廉姆斯学院）；AAVSO（美国变星观测者协会）
本研究通过时域光谱发现矮新星V844 Her具有29.3分钟周期的磁吸积特征，将其认定为中介偏振星，并利用多波段观测揭示其超级爆发期间X射线计数率下降源于爆发盘额外柱密度导致的软X射线损失。
2026-09-23 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$的颜色变得更红，这表明当该物体重复再亮时，内部圆盘变得更冷。因此，我们的研究结果基本上支持的想法，在最外层的磁盘冷质量库负责再亮。
2020-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superoutburst of WZ Sge-type Dwarf Nova Below the Period Minimum: ASASSN-15po
报道了一颗WZ型Sge型矮新星ASASSN-15 po的超爆发。光变曲线显示了主要的超爆发和多次再亮。在这次爆发中，我们观察到了早期的超级峰和生长（阶段A）的超级峰，其周期分别为0.050454（2）和0.051809（13）d。我们用$P_{\rm orb}$和A期的一个超峰期$P_{\rm SH}$估算出次生与原生的质量比（$q$）为0.0699（8）。ASASSN-15 po [ $P_{\rm orb} \sim$ 72.6 min]是第一个轨道周期在67- 76 min之间的DN。虽然理论上预测的富氢激变变星（CV）的周期极小值$P_{\rm min}$约为65- 70 min，但观测到的轨道周期分布截止值为80 min，这意味着周期极小值约为82 min，这一值已被广泛接受。我们提出了以下四种可能性：（1）理论上的周期极小天体（2）演化出次级天体的双星（3）贫金属双星（星群II）（4）在周期极小值以下以棕矮星供体诞生的双星。
2016-10-17 astro-ph.HE 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
