SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
The Curious Case of ASAS J174600-2321.3: an Eclipsing Symbiotic Nova in Outburst?
恒星ASAS J174600-2321.3被发现表现出特殊的光度变化（明显的亮度约为4等（V），光度快速下降，内在脉动）。它被拒绝作为RCB候选人在最近的调查光谱的理由。我们已经收集并提出了所有可用的数据，从公共天空调查，测光目录，和文献。通过对这些数据的分析，我们确定ASAS J174600-2321.3是一个长周期食双星（Porb = 1011.5天）。主星可能是一颗白矮星，目前正处于爆发状态，其光谱特征是一颗变红的早期F型超巨星;而副星则是一颗光谱型为晚期M的巨星。我们讨论了所观察到的增亮，这是有关的主要成分的可能来源。ASAS J174600-2321.3是一颗食共生双星，可能是一颗NC型的共生新星，目前正在爆发中。然而，需要进一步的光度和光谱数据来证实这一点。
2015-01-21 astro-ph.SR
Dwarf Nova EZ Lyncis Second Visit to Instability Strip
对2012- 2014年（2010年爆发后2-3.5年）间隔超过565 d的14个EZ Lyn周期图的分析表明，在100 c/d附近存在稳定信号，在310 c/d、338 c/d和368 c/d附近存在3个信号（对应的周期分别为864 s、279 s、256 s和235 s）。我们将它们解释为EZ Lyn中白矮星的独立非径向脉动，但也不能排除100 c/d频率与轨道周期谐波的线性组合可能产生368 c/d频率的可能性。在不稳定带的第一次停留期间，检测到100 c/d的信号作为瞬态信号。338 c/d的周期是已知的非径向脉动EZ Lyn在2010年爆发后进入不稳定带。我们首次探测到了310 c/d和368 c/d附近的信号。我们首次应用二维最小绝对收缩和选择算子（Lasso）分析来探索这些信号在持续时间为6-12小时的夜间观测的小时尺度上的行为。Lasso分析揭示了所有三个频率的同时存在（310 c/d，338 c/d和368 c/d），但在5-7小时的时间尺度上，振幅和频率的变化幅度为2-6个百分点，最大的漂移相当于5小时内的17.5 s。
2014-08-19 astro-ph.SR
SDSS J080434.20+510349.2: Cataclysmic Variable Witnessing the Instability Strip?
SDSS J 080434.20 +510349.2是第13颗包含脉动白矮星的矮新星。在经历过矮新星爆发的吸积型超新星中，SDSS J 0804在短时间内有着最戏剧性的事件历史：2006年爆发11次再亮，2006年12月至2007年1月的一系列小型爆发，2010年爆发6次再亮。在2006-2011年期间，SDSS J080434.20+510349.2除了爆发和爆发后1个月的正0.060^d超峰和平静期的0.059005^d轨道峰外，还表现出显著的短期变化，周期P1 = 12.6min，P2 = 21.7min，P3 = 14.1 min，P4 = 4.28 min。12.6 min的周期性在2006年爆发后7个月首次出现，在随后的\sim 900天中最为突出。它被确认为白矮星的非径向脉动。这些脉动的周期在36 s范围内变化，振幅在0.013 ~ 0.03 m之间变化。同时，可以观察到21.7分钟和14.3分钟的周期，显著性水平低得多。在小爆发期间，21.7分钟的周期性变得最强大，12.6分钟的周期性较弱，12.6分钟的周期性具有最低的显著性。2011年爆发后，最突出的短期周期出现\sim爆发后7个月，但在4.28分钟。我们确定，周期P2，P3和P4的变化可能是额外的脉动模式，但P4的关系，白矮星脉动也不能排除。
2011-11-09 astro-ph.SR
The symbiotic recurrent nova V3890 Sgr: binary parameters and pre-outburst activity
本文介绍和分析了共生型复发新星V3890 Sgr在静止期的光学光度学和高分辨率SALT光谱。轨道周期，P=747.6天已从光度和光谱数据推导出来。我们的双线光谱轨道表明，质量比q=M_g/M_WD=0.78 ± 0.05，组分质量为M_WD=1.35 ± 0.13 Msun，M_g=1.05 ± 0.11 Msun。轨道倾角约为67-69度。红巨星正在填满（或几乎填满）它的洛希瓣，而由它的洛希瓣半径d=9 kpc所确定的距离，与巨脉动周期所产生的结果一致。V3890 Sgr的爆发强度与大麦云云中RNe的爆发强度非常相似。V3890 Sgr显示出显着的光度和光谱活动之间的新星爆发的时间尺度类似于那些观察到的共生周期新星T CrB和RS Oph和Z和型共生系统。活动源有一个双温结构，我们已经与存在的吸积盘。这种活动是由吸积速率的变化引起的。我们还提供的证据表明，V3890 Sgr包含一个CO WD吸积在一个高的，几个1 e-8 - 1 e-7 Msun/年，率。WD的质量正在增长，并且应该在大约1，000，000年内产生Ia型超新星-红巨星的预期寿命。
2021-04-13 astro-ph.SR
A very rapidly rotating white dwarf in nova YZ Reticuli
Universidad Nacional de Hurlingham (UNAHUR)（乌尔哈林国立大学）；Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CONICET)（国家科学研究委员会）；South African Astronomical Observatory（南非天文台）；International Gemini Observatory/NSF NOIRLab（国际双子座天文台/美国国家光学红外天文实验室）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；Department of Astronomy, University of Wisconsin（威斯康星大学天文学系）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理学系河外天文中心）；INAF – Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；Advanced Technologies Research Institute, Faculty of Materials Science and Technology in Trnava, Slovak University of Technology in Bratislava（布拉迪斯拉发斯洛伐克技术大学特尔纳瓦材料科学与技术学院先进技术研究所）
研究通过多仪器定时分析确定YZ Reticuli中的白矮星自转周期为37.69131秒，排除了暂现现象，表明其为中间极配置的快速自转磁性白矮星，解释了缺失的超软X射线相位。
2026-05-21 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables from USNO-B1.0 Catalog: Stars with Outbursts on Infrared Palomar Plates
在USNO-B1.0星表中搜索红外星等远离的激变变星。选择限于北半球的物体，（B1-R1）< 1和（R2-I）> 3.5。描述了搜索方法，并给出了单个恒星的详细信息。总共发现了27个变星，其中20个是以前已知的，7个是新发现的。新发现的变星中有4颗是矮新星，其余3颗是米拉或半规则型的脉动红色变星，包括鹈鹕星云中的一颗严重变红的变星。其他研究人员发现的两颗恒星的正确脉动周期被确定，而另一个先前被怀疑的天体的矮新星性质被证实。最后讨论了虚拟天文台框架下所提出的搜索技术的前景。
2011-08-25 astro-ph.SR
Extensive photometry of the WZ Sge-type dwarf nova V455 And (HS2331+3905): detection of negative superhumps and coherence features of the short-period oscillations
本文报道了WZ型Sge型矮新星V455 And的测光结果。在2013年和2014年的19个夜晚进行了观测。观察的总持续时间为96 h。我们清楚地检测到三个相干振荡，周期为80.376+/-0.003 min，40.5431+/-0.0004 min和67.619685+/-0.000040 s。67.619685-s的周期可以是白矮星的自转周期。40.5431分钟的周期是轨道周期的第一谐波。80.376分钟的振荡可能是一个负的超级峰，因为它的周期比轨道周期小0.9%。这种波动在2013年和2014年的数据中都很明显。这些结果使V455和V455成为一个永久性的超级峰系统，表现出负的超级峰。这也是第一次在WZ Sge型矮新星中探测到持续的负超峰。此外，对我们的数据的分析揭示了周期在5-6分钟范围内的非相干振荡，这是以前观察到的，并由白矮星的非径向脉动解释。此外，我们清楚地检测到一个周期为67.28+/-0.03 s的振荡，这是一个低相干度。这种振荡符合白矮星的自旋周期和3.5小时光谱周期之间的拍频，这是早期发现的，并由白矮星的自由进动解释。由于67.28秒的周期比自转周期短，而且白矮星的自由进动是逆行的，所以我们用白矮星的自由进动来解释67.28秒的振荡。
2015-06-10 astro-ph.SR
X-ray emission from optical novae in M 31
第一个超软源（SSS）的识别与光学新星在M 31是基于ROSAT观测。另外20个X射线对应物（大多数通过其硬度比确定为SSS）是使用2002年7月之前获得的ROSAT、XMM-牛顿和钱德拉观测档案探测到的。基于这些结果，光学新星似乎构成了M31中SSS的主要类别.对钱德拉HRC-I和ACIS-I在2004年7月至2005年2月间观测到的数据进行分析后发现，M 31新星的SSS状态持续了几个月至10年。几颗新星在光学爆发后50天内开始出现短暂的X射线爆发，持续时间只有两到三个月。在光学爆发后一年内，在软X射线中检测到的新星比例超过30%。进行中的光学新星监测方案、光学光谱后续行动和最新的新星目录对X射线工作至关重要。重新分析档案新星数据，以改善位置，并找到更多的新星候选人，迫切需要安全的复发新星识别。专门的XMM-牛顿/钱德拉监测计划的X射线发射的光学新星覆盖的中心区域的M 31继续提供有趣的新结果（例如，相干1105秒脉动的SSS对应的新星M31 N 2007- 12 b）。新星的SSS光变曲线使我们--连同光学信息--能够估计出白矮星的质量、喷出物的质量和爆发时燃烧的质量。M31中心区域的观测使我们--与银河系中的观测相反--能够同时监测许多新星，并被证明很容易发现许多有趣的SSS和新星类型。
2009-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-mode oscillations in accreting white dwarfs in cataclysmic variables
一些激变变星显示出短周期（$\sim$ 200到$\sim$ 2000 s）的光变，这是由于吸积的主白矮星的非径向脉动。我们认为这些周期性的变化r-模式（全球Rossby波）振荡，这可能是机械激发和限制在富氢层的白矮星。经常观察到的振幅和频率的调制，即使在一个观测季节，可以解释为密集分布的r-模式频率之间的跳动。使模型的r模式频率分布与观测到的脉动频率一致（通过调整旋转频率），我们获得了每种情况下的最佳拟合旋转速率。由此获得的17颗吸积白矮星的自转周期在4到10分钟之间。在矮新星爆发后的某个时候观测到的脉动频率往往高于爆发前的值，因此爆发后频率的最佳拟合旋转速率也更高。这表明富氢层的自旋上升是由爆发时增强的吸积引起的。我们还讨论了脉动吸积白矮星的自转频率与轨道周期的关系。
2019-05-21 astro-ph.SR
Relationship Between Major Stellar Physical Parameters and Normal Mode Frequencies in Accreting White Dwarf Stars
Department of Physics & Astronomy, The University of Alabama（阿拉巴马大学物理与天文学系）
本研究通过计算白矮星不同参数下的$g$模频率，并引入基于吸积后振荡周期演变的模式识别方法，改进了白矮星建模，以更准确地识别吸积白矮星的振荡模式。
2026-02-25 astro-ph.SR
GW Librae: Still Hot Eight Years Post-Outburst
我们继续报告哈勃太空望远镜（HST）紫外光谱和地基光学光度学和光谱学的GW天秤座在2007年最大的已知矮新星爆发后八年。这代表了对任何矮新星测量到的最长冷却时间尺度。光谱显示，白矮星仍然保持约3000 K的温度比它的静态值。紫外光变曲线和光学光变曲线都显示出364-373 s的短周期，类似于爆发前几年存在的非径向脉动周期之一，并且具有类似的大紫外/光学振幅比。在HST观测之前和期间的光学数据中存在2小时周期的大调制（也类似于爆发前观察到的调制），但卫星观测间隔没有覆盖光学调制的峰值，因此无法确定其相应的UV振幅。短周期和长周期与静止值的相似性意味着GW Lib中的脉动，快速旋转的白矮星可能最终接近其静止配置。
2016-06-03 astro-ph.SR
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
Gravity modes on rapidly rotating accreting white dwarfs and their variation after dwarf novae
本研究针对吸积白矮星开展绝热星震学计算，纳入非微扰自转效应，分析矮新星吸积事件引发的次表层温度变化对低阶g模的影响，提出通过爆发后冷却期的模频率变化识别模式的新方法，可为推断白矮星结构特征提供依据。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unified $g$-mode and $r$-mode Analysis of Accreting White Dwarf Stars
The University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文通过分析吸积白矮星的 $g$- 和 $r$- 模脉动，探讨了其起源，认为 $g$- 模更可能驱动，但 $r$- 模在更多观测模的情况下仍具重要性。
2025-12-23 astro-ph.SR
Hubble Space Telescope and Ground-Based Observations of V455 Andromedae Post-Outburst
哈勃太空望远镜在2010年和2011年获得的光谱，在V455 And大幅度矮新星爆发后的三年和四年，结合光学光度学和光谱来研究白矮星的冷却，它的自旋和爆发后可能的脉动周期。紫外（UV）光谱的模拟显示，白矮星的温度在爆发后三年仍比其静止值高约600 K，在爆发后四年仍高出几百度。白矮星的自旋为67.6 s，其二次谐波为33.8 s，在爆发后一个月内的光学观测中可见，在后来的紫外观测中，在最短波长连续谱和紫外发射线中也很明显，表明其起源于吸积幕附近的高温区域。在自旋周期上折叠的紫外光变曲线显示出与两极吸积一致的双峰调制。爆发两年后的光学测光显示，一组频率出现的周期（250-263 s）比归于平静时的脉动周期短，随着时间的推移，这些频率逐渐向平静频率（300-360 s）移动。最令人惊讶的结果是，紫外线数据中接近这一时期的频率仅在发射线中突出，而不是紫外线连续谱中，这意味着起源远离白矮星光球。因此，这组周期与白矮星的非径向脉动的联系仍然难以捉摸。
2013-09-05 astro-ph.SR
Activity of five WZ Sge-type systems in a few years after their outbursts
本文报道了对五颗WZ型矮新星SDSS J080434.20+510349.2、SDSS J102146.44+234926.3、V1108 Her、ASAS J 0025和WZ Sge爆发后3 - 7年的观测和分析结果。我们发现：1）SDSS J080434.20+510349.2 [1]中白矮星非径向脉动的出现在2006年爆发后的第3年不再是有规律的观测证据; 2）V1108 Her的轨道周期真值（0.05672 d）和质量比（0.09）ASAS J 0025静态光变曲线的主要特征是高振幅的准周期光变，可能起源于吸积盘;（4）在SDSS J102146.44+234926.3中，某些时刻的亮度调制周期为0.01367天或其倍数，J080434.20+510349.2、V1108 Her和WZ Sge的亮度调制主要是轨道调制，并呈双峰状。
2011-03-14 astro-ph.SR
GALEX and Optical Observations of GW Librae During the Long Decline from Superoutburst
吸积脉动白矮星（GW Lib）的原型在2007年经历了一次大幅度的矮新星爆发。我们使用GALEX的紫外线数据和地基光学光度学和光谱学来跟踪GW Lib三年。在这段时间里，有几种变化是明显的。在爆发后的几个月里，光学显示出一个超级驼峰调制，而在爆发后的一年里，持续数月的19分钟准周期调制是明显的。一个长时间尺度（约4小时）调制首先出现在紫外线爆发后的一年，并在随后的几年中的振幅增加。这种变化也出现在爆发后的光学2年，但不与紫外同步。爆发前的脉动在3年后仍然不可见，可能表明白矮星还没有回到静止状态。
2011-01-06 astro-ph.SR
HST and Optical Data on SDSSJ0804+5103 (EZ Lyn) One Year after Outburst
我们提出了一个紫外光谱和光变曲线的短轨道周期的激变变量EZ林恩获得宇宙起源光谱仪在哈勃太空望远镜14个月后，其矮新星爆发，随着地面光学测光。紫外光谱可以用0.5太阳成分拟合13，100K，log g=8的白矮星，而对Si和Al的各条谱线的拟合与太阳丰度一致，但对C的拟合仅为0.3太阳成分。爆发后14个月的紫外光变曲线和可见光变曲线的离散傅立叶变换显示出256秒的显著周期。这是帕夫连科在爆发后7个月和1年获得的光学数据中报告的同一时期，表明它在几个月内的长期稳定性，但这一时期在爆发前的数据中并不明显，并且比2006年爆发后8个月至2.5年期间获得的观测结果中看到的12.6分钟周期短得多。在某些方面，长周期和短周期与GW Lib爆发后的行为相似，但这些周期的出现和消失及其与非径向脉动模式的关系的详细解释仍有待于用理论模型进行探索。
2013-03-08 astro-ph.SR
HST and Optical Data Reveal White Dwarf Cooling, Spin and Periodicities in GW Librae 3-4 Years after Outburst
自从2007年的大幅度爆发加热了它的吸积，脉动的白矮星以来，矮新星系统GW Librae一直在冷却到它的静止温度。我们的哈勃太空望远镜紫外光谱结合地面光学覆盖在爆发后的第3和第4年显示，流量和温度仍然高于平静（T=19，700 K和17，300 K vs爆发前的16，000 K，log g=8.7和d=100 pc）。根据CI 1463的吸收线测得的K{wd}为7.6+/-0.8 km/s，以及引力红移意味着白矮星的质量为0.79+/-0.08 Msun。紫外线的宽度意味着白矮星的自转速度vsin i为40 km/s，自转周期为209 s（倾角为11度，白矮星半径为7 x 10 ^{8} cm）。从这两年的紫外光谱产生的光变曲线显示出在290 s附近的突出多重峰，与光学相比，紫外的振幅更高，并且2011年与2010年相比振幅增加。由于这组周期的存在在每周的时间尺度上是间歇性的，因此不清楚这与静止期间明显的非径向脉动有何关系。
2012-05-11 astro-ph.SR
Seismology of Rapidly Rotating Accreting White Dwarfs
激变双星中的一些白矮星（WD）显示出与孤立WD中观察到的非径向振荡一致的亮度变化。一些天体已经通过光度测量活动得到了很好的表征，希望能收集到关于质量、自旋和可能的内部结构特征的信息。这项工作的新颖之处在于有可能测量或限制WD的内部结构和自旋速率，这些WD已经花费了数十亿年的时间从其同伴那里吸积材料，在此过程中经历了数千次新星爆发。此外，在表面温度的变化影响的网站模式驱动，并提供了独特的和具有挑战性的测试模式驱动理论先前应用于隔离WD的。在经历了长期的增长之后，这些WD预计已经旋转起来。我们用其他方法测量了GW Lib和V455 And这两个天体的自转周期，它们的自转周期在60-100秒之间。与典型的模式频率相比，自旋频率可以类似或更高，并且科里奥利力不再被视为对流体运动的小扰动。我们提出了这些WD的正常模式的非微扰计算的结果，使用内部的热结构适当的吸积系统。这包括讨论的表面亮度分布，这是强烈修改的非旋转的情况下。使用测得的自旋周期约100秒，我们表明，从GW自由观察到的脉动是一致的三个最低的方位角阶旋转修改的模式，具有最高的频率在恒星框架。对流驱动需要高频率，但随后明显地通过它们的模式运动和WD旋转的组合而转移到较低频率。
2016-01-08 astro-ph.SR
LAMOST J0140355+392651: An evolved cataclysmic variable donor transitioning to become an extremely low mass white dwarf
我们介绍了LAMOST J0140355+392651（以下简称J0140），这是一个近距离（$P_{\rm orb} = 3.81$小时）双星，包含一个膨胀的低质量（$M \approx 0.15 M_{\odot}$）原白矮星（WD）和一个大质量（$M\approx 0.95\,M_{\odot}$）WD伴星。该系统的光学光变曲线主要是由大振幅的椭球变化，但也表现出额外的散射，可能是由脉动驱动的。原始WD比任何已知的极低质量（ELM）WD更冷（$T_{\rm eff} = 6800\pm 100$ K）和更蓬松（$\log\left[g/\left({\rm cm\,s^{-2}}\right)\right]=4.74\pm0.07$），但比任何已知的激变变量（CV）供体更热。它完全或非常接近充满其罗氏叶（$R/R_{\rm Roche\,lobe}=0.99\pm0.01$），表明正在进行或最近终止的传质。没有观测到类似矮新星的爆发。光谱主要是由原WD，但显示H $α$发射的试探性暗示，可能是由于吸积到大规模WD。该系统的属性是匹配的MESA二元演化模型CV与捐助者进行了显着的核演变之前发生的传质。在这些模型中，膨胀的原WD要么仍然通过稳定的罗氏瓣溢出失去质量，要么直到最近才这样做。在任何一种情况下，它都在以接近恒定的光度向更高的温度演化，成为ELM WD。如果系统分离，当供…
2021-05-06 astro-ph.SR
An eccentric binary millisecond pulsar with a helium white dwarf companion in the Galactic Field
低质量白矮星（LMWD）被认为是双星演化的唯一产物，因为宇宙还没有老到足以从单个恒星产生它们。由于在双星相互作用阶段有很强的潮汐力作用，今天观测到的残留宿主系统的离心率可以忽略不计。在这里，我们报告的第一个明确的识别LMWD在偏心（e=0.13）轨道与毫秒脉冲星，这直接矛盾的图片。我们使用我们的光谱和无线电定时解决方案（来自其他地方）推断WD温度T_eff = 8600 +/- 190 K）和三维系统速度（179.5 km \s）。我们还对WD半径（R_WD = 0.024+/- 0.004/0.002 R_sun）和表面重力（log g = 7.11 +/- 0.08/0.16 dex）设置了与模型无关的约束。WD和运动学特性与低质量X射线双星演化的预期一致，不利于三体形成通道。在高离心率是自发相变的结果的情况下，我们推断脉冲星的祖先质量为1.6 M太阳，这对于Jiang等人（2015）提出的夸克新星机制来说太低。类似地，Freire & Tauris（2014）的场景中，WD通过旋转延迟吸积引起的坍缩坍缩到中子星上，在我们的约束下，需要高质量的差分旋转祖星和出生时的显著动量反冲。首先，我们发现通过与瞬态环双星盘的相互作用产生的离心泵与所有推断的性质一致。最后，我们报告脉动的初步证据，如果得到证实，将把恒星变成一个前所未有的实验室WD物理和恒星对流。
2016-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
