TCP J07222683$+$6220548: a new AM CVn type system with infrequent outbursts
发现了一种新的AM CVn型超紧致双星系统，其爆发频率较低，通过密集光度计随访和光谱观测确认其身份。
2025-05-27 astro-ph.SR
Recent humps and superhumps observations and an estimation of outburst parameters of the AM CVn star CR Boo
本文介绍了在UBVR波段对AM CVn星CR Boo的观测结果。我们的观测活动包括国家天文台Rozhen，Belogradchik和AS Vidojevica望远镜在5个晚上获得的数据。在整个观测过程中，系统亮度在B波段的$13.95 - 17.23$之间变化。我们报告的外观驼峰期间的静止和超级驼峰期间的活动状态的对象，（后者被检测到在两个晚上）。我们得到的超级驼峰周期为两个晚上，$P_{sh}\approx 24.76 - 24.92$分钟。在最大亮度的颜色估计为$ - 0.107 < (B-V)_{0} < 0.257$和相应的温度是在范围内的$7700 [K] < T(B-V)_{0} < 11700 [K]$。我们发现，CR Boo在爆发活动的夜晚从蓝色到红色变化。恒星在超级峰时期变得更蓝。
2022-12-14 astro-ph.SR
The outburst of a 60 min AM CVn reveals peculiar color evolution: implications for outbursts in long period double white dwarfs
我们报告的多波长观测在静止和第一次检测到的爆发~60分钟的轨道周期AM CVn SDSS J113732+405458。利用X射线和紫外线观测，我们确定了事件持续时间的上限约为一年。爆发的幅度非常小，r约为1级，g约为0.5级。我们还研究了SDSS J113732+405458和其他长周期AM CVns在爆发中的颜色变化，并确定了颜色-星等图上的一个轨道，该轨道与盘不稳定性模型的预测不兼容，这表明长周期AM CVns中的一些爆发是由增强的质量传递引起的。据我们所知，这些是对AM CVns颜色演变的首次研究。在静止期间，我们测量了SDSS J113732+405458在0.5-10 keV波段的~ 3E 29 erg/s的X射线光度。这表明一个非常低的吸积率，在协议的磁盘不稳定性模型的长周期系统。然而，这样的模型预测稳定的磁盘在相当长的时期。该系统爆发的发现，以及与长周期系统SDSS J 080710 +485259的相似性，表明这些增强的质量传递事件可能在长周期AM CVns中更常见。需要更大的样本来凭经验确定在什么时期（如果有的话），磁盘不稳定性完全停止运作。最后，我们确定了一个红外过量的静止光谱归因于捐助者。这使得SDSS J113732+405458成为第二个直接检测到供体的AM CVn。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
PTF1 J191905.19+481506.2 - A Partially Eclipsing AM CVn System Discovered in the Palomar Transient Factory
我们报告PTF 1 J191905.19+481506.2，一个新发现的，部分日食，爆发AM CVn系统中发现的帕洛玛瞬变工厂天气调查。这是第二个已知的食AM CVn系统。我们使用高速测光观测和相位分辨光谱学建立了22.4559（3）min的轨道周期。我们还提供了一个长期的光变曲线，并报告了在这个系统中经常看到的正常和超级爆发，包括36.8（4）d的超级爆发重现时间。我们利用日食的存在来确定系统倾角的上限和下限，并讨论了已知食AM CVn系统的数量与预期的数量。
2014-02-28 astro-ph.SR
TACOS: TESS AM~CVn Outbursts Survey
本文利用\emph{TESS}对AM~CVn系统的爆发进行了系统的研究，对现有的爆发模型提出了一些限制。我们给出了9 AM~CVns的\emph{TESS}光变曲线（LC），它同时显示了超爆发（SO）和正常爆发（NO）。用\emph{TESS}对爆发的连续覆盖使我们能够对SO和NO的持续时间和结构进行严格的限制。我们目前的证据表明，在至少一些系统中，增强的传质（EMT）必须考虑到解释所观察到的LC的SO和rebridgingliquid阶段后的SO。对于其他人，颜色的演变从同时观察$g$和$r$与ZTF不同于先前报道的颜色演变较长的周期AM~CVns的EMT是负责的SO。我们还发现，由于缺乏足够高的步频覆盖的持续时间，许多系统可能被高估，在以前的地面调查。我们报道了SO持续时间为6 AM~CVns。我们还发现，前体是AM~CVns中SO的共同特征，并且在6个已报道的SO中的5个的LC中观察到。最后，从\emph{TESS}的10分钟和2分钟的节奏LC也允许我们找到两个新的候选轨道周期的AM~CVns，这两个都是在合理的好的预测其周期的基础上，他们过去的爆发历史。
2021-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Outburst by AM CVn binary SDSS J113732.32+405458.3
我们报告发现了一个59.63分钟的轨道周期AM CVn二进制SDSS J113732.32+405458.3的光学亮度增加一个星等。来自Zwicky瞬态设施（ZTF）的公共$g$、$r$和$i$波段数据在300天内呈现出下降趋势，而来自调试的一些数据点显示可能出现峰值。这样的爆发很可能是由于吸积盘状态的改变，使得这是最长的周期AM CVn双星揭示了一个不稳定的吸积盘。该天体现在又回到了先前观测到的（SDSS和PS-1）静止亮度，这很可能是由吸积的白矮星造成的。先前对该天体的观测也意味着，这种爆发的重现时间可能超过12年。
2020-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Superoutburst of CR Bootis: Estimation of Mass Ratio of a typical AM CVn star by Stage A Superhumps
我们报告了2014年4月-3月和2015年5月-6月AM CVn型物体CR Boo的两次超级爆发。伴随这两次超级爆发的是一次前兆爆发。在2014年主要超级爆发的上升分支期间，我们检测到生长的超级驼峰（阶段A超级驼峰），其周期为$0.017669(24)$ d。假设这个周期反映了在3：1共振半径处的动力学进动率，我们可以用A级超峰周期和轨道周期0.0170290（6）d来估计质量比（$q=M_2/M_1$）为0.101（4）。这个质量比与AM CVn型天体的理论演化模型所预期的质量比是一致的。对前兆爆发和A级超级驼峰的探测是AM CVn型天体的第二种情况。有两种解释的爆发AM CVn型对象。一个是矮新星（DN）爆发类比，这是由热和潮汐不稳定性造成的。另一种是VY Scl型变化，它是由次级传质速率的变化引起的。这种对超级驼峰变化的探测强烈地表明了前一种解释。
2016-05-18 astro-ph.SR
Superoutburst of SDSS J090221.35+381941.9: First Measurement of Mass Ratio in an AM CVn-Type Object using Growing Superhumps
我们报道了2014年3月至4月AMCVn型天体SDSS J090221.35+381941.9 [J 0902;轨道周期0.03355（6）d]的超级爆发。整个爆发包括一个前兆爆发和主要的超级爆发，随后是一个短暂的再亮。在主超爆发的上升支期间，我们探测到了周期为0.03409（1）d的增长超峰（A阶段超峰）。在超级爆发的平台阶段，观察到具有较短周期的超级驼峰（B阶段超级驼峰）。利用轨道周期和A级超峰的周期，我们能够测量吸积盘在3：1共振下的动力学进动率，得到质量比（q）为0.041（7）。这是第一次成功测量的质量比在一个AM CVn型对象使用最近开发的阶段A超级驼峰方法。该值与理论演化模型基本一致。J 0902的轨道周期是爆发的AM CVn型天体中最长的，爆发系统和具有稳定冷盘的系统之间的边界线似乎比想象的要长。
2014-07-16 astro-ph.SR
MGAB-V240: 23-min AM CVn star showing both 12-d supercycle and standstills
利用Zwicky瞬态设施（ZTF）数据，发现MGAB-V240 = PS1- 3 PI J185529.82+323017.8表现出两种不同的状态：周期长度为12 d的有规律爆发状态和停滞状态。我发现，有规律的爆发状态实际上是一系列超级爆发和介于其间的正常爆发，组成了一个12天的超周期。在其中一次超爆发中，在ZTF时间分辨数据中检测到周期为0.015824（9）d（=22.79 min）的超峰。这一周期和行为证实了MGAB-V240是一个具有已知最短超周期的AM CVn型天体，也是第二颗显示真正静止的已知AM CVn型恒星。该系统中的静止状态被短暂的下降中断，并且在这些下降之后该系统经常变亮。这种现象可以通过在滴下期间转移的物质在盘的外部部分中的积累来解释。这种现象有利于从次级的恒定质量传递，并与维持氦盘中的热状态的困难相结合，而不是作为这些下降的原因的质量传递速率的暂时降低。MGAB-V240应该接近氦盘热不稳定性的边界，观测到的超峰周期与盘不稳定性理论预期的活动序列和AMCVn星的演化序列非常吻合。
2023-02-22 astro-ph.SR
The long term optical behaviour of helium accreting AM CVn binaries
我们提出了一个为期两年半的光学光度监测计划，包括16 AM CVn二进制使用利物浦望远镜在拉帕尔马的结果。我们在7个系统中检测到爆发，其中一个（SDSS J 0129）是首次在爆发中看到的。我们的研究加上现有的数据表明，这些富含氦的吸积致密双星的约1/3显示爆发。爆发系统的轨道周期在24-44分钟的范围内，是非常一致的磁盘不稳定性的预测。爆发的特征似乎与它们的轨道周期（以及质量转移速率）有着广泛的相关性。周期短（<30分钟）的系统往往表现出持续1- 2周的爆发，并且在爆发发生后不久，经常表现出明显的通量“下降”。我们探索这些下降的性质，这也是在近紫外线。较长周期的爆发显示出更高的振幅事件（5等），可以持续几个月。我们已经进行了模拟，以估计我们可能错过了多少次爆发。
2011-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Fast Evolving, Tremendous and Blue Superoutburst in ASASSN-21au Reveals a Dichotomy in the Outbursts of Long-period AM CVns
ASASSN-21 au是一颗超紧吸积白矮星双星（AM CVn），周期约为2.5秒。58分钟。使用系统的多波长观测，我们发现了一个二分法的行为爆发在AM CVns。这颗双星最初的亮度增加持续了至少82天，随后又增加了2周。之后，ASASSN-21 au进入超爆发，总持续时间为19天，相对于平静的振幅约为1.5倍。7.5 g中的mags，具有前兆和回声爆发。在此阶段，首次在AM CVn中确定了X射线，UV和光学之间的相关性。ASASSN-21 au的颜色演化表明，在超爆发期间，主要成分是吸积盘。超爆发的短持续时间，大振幅和颜色的演变符合预期的磁盘不稳定性模型。这些特征与SDSS J 080710 +485259和SDSS J113732+405458中观察到的特征相反，它们的周期约为1000年。分别为53 min和60 min。ASASSN-21 au的光变曲线中最初缓慢的亮度增加和超级爆发后的行为有利于质量传递速率的变化导致盘不稳定的情况，而SDSS J 080710 +485259和SDSS J113732+405458的爆发机制仅归因于增强的质量传递。需要进一步的观察来理解这种二分法的起源。
2023-01-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-14cc: Likely Helium Analog of RZ Leonis Minoris
我们发现ASASSN-14 cc是一颗非常活跃的矮新星，大约60%的时间都在爆发中。我们的长期测光显示，该天体显示出周期为21-33 d的长爆发和持续时间不到1 d的非常短暂的短爆发。最大下降率超过2.8 mag/d。长突出持续时间为9-18 d，占长突出复发时间的50-60%。我们检测到0.01560-0.01562 d（22.5分钟）的调制在长爆发，我们确定为超级驼峰。这些特征表明，ASASSN-14 cc的爆发参数与极矮新星RZ LMi非常相似，但超级峰周期要短得多。考虑到这个天体是RZ LMi的氦类似物（AM CVn型天体），所有的观测结果都可以自然地理解。AM CVn型天体中爆发活动最高的可理解为轨道周期预期的高质量转移率，从而使条件接近于吸积盘的稳定极限。与RZ LMi相反，该对象显示出很少的证据过早淬火的超级爆发，这已被提出来解释不寻常的爆发参数RZ LMi。
2015-01-27 astro-ph.SR
Total eclipse of the heart: The AM CVn Gaia14aae / ASSASN-14cn
我们报道了一个深食AM CVn系统Gaia 14 aae（= ASSASN-14 cn）的发现和特征。Gaia 14 aae是由全天空超新星自动巡天（ASAS-SN; Shapee et al. 2014）和盖亚科学警报项目在两次独立爆发期间独立识别的。第三次爆发见于Pan-STARRS-1（PS1; Schlafly等人，2012年; Tennis等人，2012年; Magnier等人，2013年）和ASAS-SN数据。光谱揭示了一个热，氢缺乏光谱清晰的双峰发射线，符合吸积双简并分类。我们使用跟踪测光来约束系统的轨道参数。我们发现一个轨道周期为49.71分钟，这地方Gaia 14 aae在爆发AM CVn周期分布的长周期极值。Gaia 14 aae主要由其吸积的白矮星发出的光所控制。假设双星系统的轨道倾角为90度，则白矮星的接触相导致吸积体和施主的质量分别为0.78 M太阳能和0.015 M太阳能的下限，以及质量比为0.019的下限。Gaia 14 aae是已知的第三颗食AM CVn的恒星，也是第一颗被WD完全食的恒星。利用氦WD模型，我们估算了吸积体的有效温度为12900 ± 200 K。这三次爆发事件发生在4个月内，而在过去8年的卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS; Drake等人，2009年）、Pan-STARRS-1和ASAS-SN数据中没有看到其他爆发活动。这表明，这些事件…
2015-07-16 astro-ph.SR
Constraining the Physics of AM Canum Venaticorum Systems with the Accretion Disk Instability Model
Levitan等人最近的工作扩展了AM CVn星的长期光度数据库。特别是，它们的爆发特性与轨道周期密切相关，如果采用盘不稳定性模型进行爆发，则可以对次级和初级之间的长期传质速率进行约束。我们利用观测到的AM CVn系统爆发行为的范围作为轨道周期的函数，对质量转移速率与轨道周期P的关系进行限制。我们推断速率约为5 x 10^{-9} Msun/yr（P/1000 s）^{-5.2}。我们表明，这样得到的函数形式是一致的复发时间轨道周期关系发现Levitan等人使用一个简单的理论复发时间。此外，我们预测，一旦更长的轨道周期系统有更完整的观测，它们的爆发持续时间对轨道周期的陡峭依赖将大大平坦化。
2015-02-04 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
A Distinct Type of Standstill in Ultra-Compact White Dwarf Binaries
University of Texas Rio Grande Valley（德克萨斯大学里奥格兰德河谷分校）；Jagiellonian University（雅盖隆大学）；Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；University of Michigan（密歇根大学）
本研究分析了3个AM CVn型双星系统的超爆发后行为，发现其中两个出现独特的类停滞相，超驼峰可在该阶段持续存在，该现象与此前观测到的停滞不同。
2026-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
An investigation of GSC 02038-00293, a suspected RS CVn star, using CCD photometry
我们提出的差分，时间序列测光的GSC 02038-00293，一个可疑的RS CVn二进制，使用的数据收集与开放大学的PIRATE机器人望远镜位于天文台马略卡岛之间的2010年5月10日和6月13日。GSC 02038-00293在V波段获得了一个完整的轨道周期循环，在B和R波段获得了一个部分循环，轨道周期为0.4955 +/- 0.0001天。这一周期与先前公布的数值非常一致，但与全天自动巡天发现的0.330973天有很大差异。我们认为GSC 02038-00293是一颗短周期食RS CVn星，仅从我们的数据，我们计算出的星历表为JD 2455327.614 + 0.4955（1）x E。我们还发现，以前观察到的六至八年的周期的星斑活动，占的行为的第二个最低的是接近六年，有可检测的变红在这两个最低。
2012-06-02 astro-ph.SR
Doppler images of the RS CVn binary II Pegasi during the years 1994-2002
我们公布了16多普勒成像温度图的年份1994-2002年的活动RS CVn星II Peg。1999年至2002年的六幅地图是根据以前未发表的观测结果绘制的。通过多普勒成像，我们要研究的恒星的斑点演变，特别是与以前的结果显示一个周期性的斑点行为和持久的活动的eclendes进行比较。这些观测数据是由北欧光学望远镜的SOFIN光谱仪收集的。使用基于Tikhonov正则化的多普勒成像代码计算温度图。在1994年至2001年期间，我们的结果显示出一致的趋势，在推导出的主要和次要的温度最小值随时间的推移，使磁结构似乎旋转得更快一些比这个近距离双星的轨道周期。在2001年和2002年观测季节之间，活动区发生了一次突然的位相跳变。没有明显的趋势，随着时间的推移，在推导出的纬度的斑点，这表明系统的运动可能与漂移的斑点产生机制，而不是差分旋转。导出的温度图与先前用不同方法获得的温度图非常相似，主要差异发生在斑点纬度和斑点结构的相对强度上。我们观察到的经度和纬度的变化，在现场活动的II钉。然而，我们的结果是不一致的，在以前的研究中提出的周期行为。
2010-06-15 astro-ph.SR
Spectroscopic and Photometric Periods of Six Ultracompact Accreting Binaries
超紧凑吸积双星系统每个都由一个恒星残余物组成，该恒星残余物从一个紧凑的供体恒星吸积富含氦的物质。这类双星包括两个相关的子类，AM CVn型双星和氦激变变星，两者的中心恒星都是白矮星。本文对轨道周期在40- 70 min范围内的六颗吸积双星进行了分光光度研究，包括相位分辨VLT光谱和高速ULTRACAM光度测量。其中四个是AM CVn系统，两个是氦激变变星。对于其中四个双星，我们能够确定轨道周期（其中三个是光谱）。SDSS J1505+0659的轨道周期为67.8分钟，比之前认为的要长，也比任何已知的AM CVn双星都要长。我们在SDSS J1505+0659中发现了一个WISE红外过量，我们认为这是第一次直接探测到非直接撞击双星中的AM CVn施主星。SDSS J1505+0659的质量比与白矮星供体一致。CRTS J1028-0819的轨道周期为52.1分钟，是所有氦激变变星中周期最短的。MOA 2010-BLG-087与一颗K级恒星共线，这颗恒星在它的光谱中占主导地位。ASASSN-14 ei和ASASSN-14 mv都显示了在超级爆发之后的显著数量的回波爆发（分别为13和10个回波爆发）。ASASSN-14 ei在其超级爆发后的几年中显示出更高的爆发率，这可能是由于吸积率的增加。
2020-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gaia22ayj: outburst from a deeply eclipsing 9.36-min binary?
Gaia 22 ayj（= ZTF 19 aagmvuk）于2022年3月3日被盖亚卫星和ZTF（Zwicky Transient Facility）探测到。我分析了过去公开的ZTF数据，发现Gaia 22 ayj表现出相干的大振幅双波变化，周期为0.00649910257（13）d = 9.36 min。周期可以来自白矮星的自旋周期，也可以来自双星的轨道周期。我认为后一种可能性更有可能，因为光曲线类似于食双星，而且轮廓的稳定性也很好。持续至少~1 d的爆发的存在表明该系统有一个吸积盘。如果Gaia 22 ayj确实是一个周期为9.36分钟的食双星，这是食吸积双星中测量到的最短轨道周期，也是矮新星型爆发系统的最短记录。爆发的存在是不寻常的一个AM CVn系统与此轨道周期，这个对象可能是在打开阶段的质量转移。如果Gaia 22 ayj的超短轨道周期得到确认，该天体将成为探测几年内周期变化的理想目标，以确认其演化状态并确定未来的演化结果。
2022-03-26 astro-ph.SR
LMC S63: a historical reappraisal of the outburst behaviour of a deeply eclipsing Magellanic symbiotic star
我们提出了一个多历元的低分辨率分光光度分析，辅以跨越100多年的大规模光度测量所提供的光变曲线，共生二进制LMC S63。我们证明它是一颗轨道周期为1050 d的食双星。我们还发现了白矮星历史上爆发的证据。如果这是一个Z-And型爆发，这是最有可能的，这将是第二个这样的爆发记录在麦哲伦云共生系统。我们证实了红巨星是增强的碳，并估计C/O~1.2拟合模型大气的盐光谱。我们还发现了红巨星的双周期脉动，并证明了它与其他碳变星类似，具有确认的双周期性。
2015-05-28 astro-ph.SR
Swift X-ray and UV Observations of SDSS J141118.31+481257.6 During its First Ever Recorded Superoutburst
SDSS J141118.31+481257.6是一个超紧凑的白矮星双星（或AM CVn系统）的轨道周期为46分钟。我们分析了~23 ks的X射线和紫外线数据与尼尔·盖雷斯斯威夫特天文台在其首次记录爆发。这些事件发生在该系统被发现13年后。我们在我们的UV数据中检测到3个事件，所有事件的振幅都是相对于静止的~7 mags，是迄今为止检测到的AM CVn系统中最大的事件。前两个事件对应于超级爆发，第三个事件对应于另一个检测到的爆发。我们发现的3个事件发生在24天内，每个事件都显示出非常快速的亮度变化。在探测到超级爆发后的约120天，该系统在紫外线下的亮度仍然比平静水平高1个星等。X射线观测结果表明，X射线发射与紫外辐射无关。
2018-10-26 astro-ph.HE 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 multifrequency behaviour of the recurrent nova RS Ophiuchi
这篇评论集中在RS Ophiuchi的多频行为，特别是在其最近的爆发。确认1945年爆发，双极流出和其可能的命运作为Ia型超新星进行了讨论。
2011-10-28 astro-ph.SR
A year long superoutburst from an ultracompact white dwarf binary reveals the importance of donor star irradiation
SDSS J 080710 +485259是爆发周期最长的超紧凑白矮星双星。它的第一次探测到的超级爆发始于2018年11月，持续了一年，是迄今为止探测到的最长的短轨道周期吸积白矮星。在这里，我们表明，SDSS J 080710 +485259的超爆发持续时间超过2个月的粘性时间的吸积盘的一个因素约5。因此，它既不遵循经验关系，也不遵循理论关系的轨道周期和超爆发持续时间的AM CVn系统。超级爆发结束后的六个月，这颗双星仍然比超级爆发前的静止水平亮0.4等。我们检测到一个变量的X射线行为在爆发后的冷却阶段，演示质量吸积率的变化。我们讨论了如何照射的捐助者的明星，一个方案探索不足，到目前为止，最终可以有重要的后果AM CVns作为引力波源，可能会解释不寻常的观测功能的超级爆发。
2020-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-22ak: La Belle au bois dormant in a hydrogen-depleted dwarf nova?
研究发现了暂现源ASASSN-22ak在长期深度宁静后出现规律性爆发，其特征与氢贫的演化激变变星相似，支持了部分AM CVn星源于激变变星演化的观点。
2023-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SRGeJ045359.9+622444: A 55-min Period Eclipsing AM CVn Discovered from a Joint SRG/eROSITA + ZTF Search
通过SRG/eROSITA与ZTF联合搜索发现食双星AM CVn系统SRGeJ0453，确定其55分钟轨道周期及双星参数，为理解AM CVn形成通道提供新线索。
2023-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early optical follow-up of the nearby active star DG CVn during its 2014 superflare
DG CVn是一个双星系统，其中一个组成部分是一个M型超快矮星，在太阳附近只有三个已知的。在2014年的超级耀斑事件期间，Swift卫星和几个地面观测站对DG CVn的观测使我们能够对红矮星的超级耀斑进行完整的硬X射线光学跟踪。观测结果支持了这样一个事实，即超级耀斑可以用恒星表面存在大的活动区域来解释。这种活动类似于最极端的太阳耀斑事件。这指向了一个合理的外推，即最活跃的红矮星的行为与太阳中发生的过程之间的关系。
2015-07-11 astro-ph.HE 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
A 9-Hr CV With One Outburst in 4 Years of Kepler Data
在通过开普勒主场光变曲线的视觉搜索过程中，我们发现了一个灾难性的变量（CV），它在四年内只经历了一次为期4天的爆发，上升到静态流量的三倍。在四年的非爆发数据期间，KIC 5608384的开普勒测光显示出椭圆形光变化（“ELV”），振幅为$\sim$ 12%，周期为8.7小时。后续的地基光谱观测得到了高质量的径向速度曲线和相关的质量函数。此外，H $α$发射线存在于光谱中，即使这些是在源可能处于静止时拍摄的。这些发射线至少有一部分被伴星K所遮蔽。我们利用现有的质量函数，ELV振幅，罗奇瓣填充条件，并推断半径的K星导出系统的质量和轨道倾角：$M_{\rm wd} \simeq 0.46 \pm 0.02 \, M_\odot$，$M_{\rm K} \simeq 0.41 \pm 0.03 \, M_\odot$，和$i \gtrsim 70^\circ$。$M_{\rm wd}$的值是在激变变星中任何吸积WD的最低值。我们还运行了使用MESA的二进制演化模型，以推断最有可能的参数的前灾难性的二进制。利用模型演化轨道的质量转移速率，我们得出结论，虽然速率接近吸积盘稳定性的临界值，我们预计KIC 5608384表现出矮新星爆发。我们还得出结论，吸积白矮星最有可能从一个热的亚矮星，最值得注意的是，这是第一个真正的例子，一个祖先的AM CVn二进制已通过CV通道演变。
2019-08-06 astro-ph.SR
COPAS: Compact Objects and the Physics of Accretion Survey I. Accreting Binaries with P < 83 Minutes
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（南德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）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Texas Tech University（德克萨斯理工大学）；Universidad Nacional Autónoma de México, Instituto de Astronomía（墨西哥国立自治大学，天文研究所）；Durham University（杜伦大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））
COPAS巡天利用TESS高频率观测，从2054个CV候选体中识别出11个周期低于83分钟的吸积双星，其中7个为AM CVn型，并首次测量了6个系统的周期，强调了持续监测的重要性。
2026-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Very Bright, Very Hot, and Very Long Flaring Event from the M Dwarf Binary System DG CVn
2014年4月23日，雨燕卫星对它的爆发警报望远镜探测到的一个硬X射线瞬变做出了反应，这是附近一个年轻的M矮星双星DG~CVn的恒星耀斑。我们利用观测在X射线，紫外线，光学和无线电波长来推断两个大耀斑的属性。在0.3-100 keV的带通范围内，主爆发的X射线谱可以用单个高温等离子体或非热厚靶韧致辐射模型来描述，我们排除了基于能量基础的非热模型。这是恒星耀斑中光谱观测到的最高温度，T $_{X}$为290 MK。第一个事件之后，几乎一天后发生了一个能量巨大的事件。我们约束的光球面积在两个耀斑中的每一个是$>$ 10 $^{20}$厘米$^{2}$，并找到证据，从流量比在第二个事件的贡献，除了通常的热，T $\sim$ 10 $^{4}$ K黑体发射耀斑的脉冲阶段。X射线和白光的辐射能量表明，这两个事件是从M矮星观测到的两个能量最高的X射线耀斑，X射线辐射能量在0.3-10 keV带通范围内分别为4 $\times$ 10 $^{35}$和9 $\times$ 10 $^{35}$ erg，E $_{V}$的光学耀斑能量分别为2.8 $\times$ 10 $^{34}$和5.2 $\times$ 10 $^{34}$ erg。这里介绍的结果应纳入大型恒星耀斑对近地系外行星大气的天体物理影响的最新模型。
2016-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Searching for outbursts from Symbiotic Binaries in GOTO and ATLAS data
Armagh Observatory & Planetarium（阿马赫天文台与天文馆）；University of Warwick（华威大学）；Monash University（莫纳什大学）；University of Sheffield（谢菲尔德大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University College Cork（科克大学）；The Open University（开放大学）；Radboud University（拉德堡德大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）
利用GOTO和ATLAS数据发现共生双星爆发，首次报告LMC N67的Z And型爆发，揭示爆发事件的光度历史重要性。
2026-10-07 astro-ph.SR
Outburst activity of symbiotic system AGDra
AG Dra是一颗著名的明亮的共生双星，由一颗白矮星和一颗脉动红巨星组成。提出了长期光度监测和系统的新行为。对光度学和光谱学进行了详细的周期分析。在AG Dra系统中，检测到两个变化期。较长的一个大约550天与轨道运动有关，而较短的一个大约355天在我们的旧论文中被解释为红巨星的脉动。活动期次变化明显，但喷发周期在359 ~ 375天之间。
2014-06-20 astro-ph.SR
The peculiar outburst activity of the symbiotic binary AG Draconis
AG Draconis是一个强相互作用的双星系统，表现出交替的静止和活动阶段的特征共生活动。后者包括一系列的个人爆发重复在大约一年的时间间隔。在经历了2006-2008年的大爆发之后的七年平静之后，在2015年春末，共生系统AG Dra开始变得更加明亮，似乎是一次新的小爆发。AG Dra目前的爆发活动由2016年4月，2017年5月和2018年4月的三次爆发证实。测光和分光观测表明，这些爆发都是热型爆发。在对该天体近130年的观测历史中，这种行为是相当奇特的，因为在活动阶段开始时的主要爆发通常是冷的。在目前的工作中，目前特有的活动的共生二元AG Dra的详细描述。
2019-05-10 astro-ph.SR
UY Puppis - A New Anomalous Z Cam Type Dwarf Nova
Z凸轮星的定义特征是它们的光变曲线静止不动。一些Z凸轮表现出非典型的行为，从静止进入爆发。之前有人认为UY Pup是一颗Z Cam星，但由于它的长期光变曲线而被排除。然而，在2015年12月，UY小狗进入爆发状态，意外地进入短暂的停顿，而不是恢复平静。此外，UY幼仔表现出额外的异常行为，在其静止期间检测到两次爆发。在这个停顿之后，UY小狗短暂地进入了一个安静的状态，然后慢慢地上升到一个更长的、明确的停顿状态，在那里它又进入了另一个爆发状态。通过对UY Pup的对比分析、研究和观测数据，可以明显地得出它确实是一颗Z Cam星的结论，这使得它成为仅有的四颗已知的异常Z Cam星之一。
2016-10-30 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
Differences in the fast optical variability of the dwarf nova V1504 Cyg between quiescence and outbursts detected in Kepler data and simulations of the rms-flux relations
分析了开普勒望远镜拍摄的SU UMa型矮新星V1504 Cyg的光学光变曲线，以研究其快速光变（闪烁）。我们计算了两个不同阶段的活动，即平静和定期爆发的功率密度谱和均方根通量关系。在这两个活动阶段的多分量功率密度谱与两个突破频率。均方根-通量关系仅在静态数据中才明显。然而，虽然所有爆发数据的收集没有显示这种变化，但在大多数情况下，每个单独的爆发都显示出这种变化，使均方根值大致保持在相同的间隔内。此外，还对从超级周期开始、中间和结束时采集的平静期和定期爆发的光变曲线子样本进行了相同的分析。每个光变曲线子样本显示相同的多分量功率密度谱。在超循环的中断频率的稳定性，可以确认为所有的频率，除了在爆发期间的高中断频率，这表明可变性，但与相当低的置信度。最后，低断裂频率可以与几何上薄的盘或其内边缘相关联，而高断裂频率可以源自内部几何上厚的热盘。此外，我们的统计方法来模拟闪烁的光变曲线，我们表明，V1504 Cyg的爆发闪烁的光变曲线需要一个额外的恒定通量水平来解释所观察到的均方根通量行为。因此，在爆发期间，应该存在另一个非湍流辐射源。
2015-05-20 astro-ph.SR
The role of magnetic field for quiescence-outburst models in CVs
在本文中，我们提出的基本假设，我们的研究的作用，磁场在建模的平静爆发周期的激变变星（CV）。磁场的行为不仅对整合盘不稳定性模型（Osaki 1974）至关重要，而且对确定影响复杂系统行为的参数之间的因果关系也至关重要。根据我们对文献结果的解释，我们认为在描述DNe爆发的模型中，如盘不稳定性模型、二次不稳定性模型（Bath 1973）和热核失控模型（Mitrofanov 1978），磁场的作用至少是双重的。一方面，它通过引导吸积物质激活了一条特定的动力学路径;另一方面，它可能间接地负责切换特定的爆发模式。为了表示磁场的这两种作用，我们需要通过观察所分析系统的全局行为来整合磁盘不稳定性模型。我们相信，发电机模型中的随机共振是完成这一任务的合适候选者。我们将在其他地方介绍包括这种机制的MHD模型。
2014-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray observations of SU UMa throughout six outbursts
我们目前的RXTE观测涵盖六个正常爆发的矮新星SU UMa，原型的类。爆发显示出一致的X射线行为，X射线计数率突然下降了1/4，并且有证据表明光学上升和X射线抑制之间有半天的延迟。与天鹅座SS相比，虽然边界层模型预计会出现爆发初期的X射线通量增加，但没有观测到。X射线通量高，并在静止期间下降，与光盘不稳定模型相冲突。SU UMa的X射线谱在爆发时比平静时更柔和，这与恒定反射相一致。
2009-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is the Symbiotic Recurrent Nova T CrB Late? Recent Photometric Evolution and Comparison with Past Pre-Outburst Behaviour
本文比较 T CrB 近期测光演化与 1946 年爆发前历史数据，发现 2023 年亮度下降并非可靠的爆发前兆，并指出系统正回到高吸积状态，爆发可能即将发生。
2025-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
BOKS 45906: a CV with an orbital period of 56.6 min in the Kepler field?
在Burrell-Optical-Kepler-Survey中发现BOKS 45906是一个蓝源，它显示了一个持续约5天的3等爆发。我们提出了这个源的开普勒光变曲线，涵盖了近3年。我们发现，它是在一个微弱的光学状态约一半的时间，并显示了一系列的爆发分开的通量明显下降。使用1分钟采样的数据，我们发现明确的证据表明，在其低状态下，BOKS 45906在56.5574+/-0.0014分钟的周期和~ 3%的半振幅上显示出通量变化。由于我们可以使用这个周期将所有1分钟的节奏数据定相到一个共同的星历上，所以56.56分钟可能是双星轨道周期。BOKS 45906的光谱显示出巴耳末线的存在，表明它不是一个AM CVn（纯氦）双星。雨燕数据显示它是一个弱X射线源，在最蓝的UVOT滤波器中被微弱地检测到。我们的结论是，BOKS 45906是一个激变变量的周期短于“周期反弹”系统，因此BOKS 45906可能是第一个富氦激变变量检测开普勒领域。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New WZ Sagittae-type Dwarf Nova KSP-OT-202104a Near the Period Minimum from the KMTNet Supernova Program
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；Korea University of Science and Technology (UST)（韩国科学技术院）；Chungnam National University（忠南国立大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；Las Cumbres Observatory（拉斯孔布雷斯天文台）
KMTNet超新星计划发现了一颗新的WZ天琴座型矮星列KSP-OT-202104a，其光变幅度达8个视星等，持续约28.5天，属于D型矮星列，估计超脉动周期为71.7分钟，可能处于周期极小值以下并向AM Canum Venaticorum型星演化。
2026-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2022 super-Eddington outburst of the source SMC X-2
本文研究了 SMC X-2 在 2022 年的超爱丁顿 X 射线爆发，通过对比其与 2015 年爆发峰值后的特征，揭示了衰减轮廓的相似性及不同吸积机制，并发现 Be 星盘的结构变化与中子星相互作用有关。
2024-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multifrequency Behaviour of Galactic and Extragalactic Novae
新星的爆发是宇宙中最强烈的爆炸之一。火山爆发涉及的物理过程跨越整个电磁波谱，需要多频观测。光学领域的光度和光谱观测与无线电，红外线，X射线和伽马射线观测相结合，可以发现新的现象，如GeV伽马射线发射。
2018-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium-deficient ER UMa-type dwarf nova below the period minimum with a hot secondary
发现周期下限以下、具有热伴星的贫氦ER UMa型矮新星KSP-OT-201712a，其爆发行为与伴星温度首次被测量，表明跨越周期下限的演化伴随大量质量转移。
2024-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
TUVO-21acq: a new cataclysmic variable discovered through a UV outburst
来自激变变星的爆发，如矮新星（DNe），在整个星系中普遍存在，并且已知会发出强烈的紫外线（UV）。然而，与光学相比，DNe的UV发射尚未被广泛研究。详细描述DN爆发行为的物理过程需要进一步的紫外数据。在这里，我们报告，作为我们最近启动的瞬态紫外线物体项目（TUVO）的一部分，TUVO-21 acq的发现，我们使用Swift上的紫外线光学望远镜的数据在紫外线中检测到的一种新的瞬态。我们检测到两个独立的爆发，并使用紫外线数据来约束源属性，专注于爆发的幅度和时间尺度。在第一次爆发期间，该源的亮度分别增加了>4.1、>2.4和>3.5等，在第二次爆发期间，UVW 1、UVM 2和UVW 2波段的亮度分别增加了>4.4、>3.4和>3.6等。爆发持续时间为6-21天和11-46天，复发时间<316天。我们还获得了一个光谱在静止与盐。光谱显示出氢巴耳末系和氦发射线，以及平坦的整体光谱形状。我们确认的性质的来源作为吸积白矮星经历DN爆发的光度和光谱特性的基础上。这项研究作为TUVO项目战略的概念验证，展示了其发现和分类新的，有趣的紫外瞬态的能力。我们讨论了我们的研究结果的影响，我们的理解的物理基础DN爆发，特别是关于紫外线发射。我们研究的需要，同时紫外线和光学观测DN爆发的发病过程中，以帮助回答剩余的问题，例如在紫外线延迟的特性和影响。
2022-06-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
