Negative superhumps in cataclysmic variables driven by retrograde apsidal disk precession
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达天体物理中心，内华达大学拉斯维加斯分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文提出负超速现象由逆行近日点盘进动驱动，解释了其在不同质量比系统中的普遍性及正超速现象的成因。
2026-03-02 astro-ph.SR
Positive superhumps in high mass ratio cataclysmic variables driven by apsidal disk precession
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics（内华达天体物理中心）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
研究高质量比激变变星中出现正超峰的问题，通过三维流体动力学模拟等方法，发现即使共振半径在盘外，盘结构也会影响偏心率增长及超峰出现，解释了正超峰现象。
2026-07-17 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
TESS light curves of cataclysmic variables -- II: Superhumps in old novae and novalike variables
超级峰是激变变星光变曲线中观测到的丰富的变星现象之一。它们有正负两种形式，分别是周期比这些相互作用的双星系统的轨道周期稍长或稍短。正的超驼峰在SU~UMa型短周期矮新星的超爆发中普遍存在，但在长周期的吸积盘处于永久亮态的系统（如新星变星和大多数老新星）中不太常见。负超峰似乎并不对特定类型的CV没有偏好。在这里，我利用TESS为大量恒星提供的长的高节奏光变曲线，选择所有旧的新星和新星变星，这些变星具有过去报道的超级驼峰，TESS光变曲线可用，并且在以前的出版物中尚未进行分析，以研究它们的超级驼峰行为。结合从文献中获得的信息，这些结果使我们能够编制迄今为止这些恒星中最完整的超级驼峰普查。作为一个推论，在本样本的对象日食系统日食历元来自TESS光变曲线，并在某些情况下从档案光变曲线列出，并用于更新轨道星历和讨论周期的变化。
2022-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of a Kepler Light Curve of the Novalike Cataclysmic Variable KIC 8751494
我们分析了KIC 8751494的开普勒光变曲线，KIC 8751494是开普勒场中最近发现的一颗新星激变变星。我们探测到一个稳定的周期0.114379（1）d，我们确定这是双星的轨道周期。在0.12245 d附近的较强的光度周期，这已被检测到的地面观测，被发现是可变的，我们确定这一时期是正的超峰期。这个超级驼峰周期显示出短期（10-20天）和强烈的变化，最出乎意料的是，当物体进入一个稍微暗淡的状态。部分超峰过量变化高达~ 30%。周期的变化很好地跟踪了系统亮度的变化。超级峰周期变化的时间尺度太慢，不能解释为由于热盘不稳定性引起的盘半径变化所引起的变化。我们解释了周期的变化是由于压力变化对正超峰周期的影响。这一发现表明，至少在诺瓦利克系统中，压力效应在产生正超级峰的周期中起着非常重要的作用（进动率高达30%）。我们还描述了在Q14运行的开普勒数据的变化周期为0.1071-0.1081 d的负超峰的可能检测。我们还发现，在早期的研究中报告的发射线的速度变化的相位是兼容的SW性别型分类。在此基础上，提出了一种新的基于最小绝对收缩选择算子（Lasso）的二维周期分析方法，并展示了该方法的优越性。
2013-06-22 astro-ph.SR
Unveiling the multiple periodicities of the cataclysmic variable LS Cam
本文分析了LS~Cam在19、20和26扇区的$TESS$测光资料。从扇区19和20获得的功率谱显示出多个周期性-轨道变化（$P_{orb} = 0.14237$天），轻微波动的超轨道变化（$ P_{so} \approx 4.03$天）和永久性负超峰（$P_{-sh} = 0.1375$天）。在扇区26中，存在另外的正超级峰（$P_{+sh} = 0.155$天）。利用文献中的关系式，估计两种组分的质量比和质量分别为$q =0.24$、$M_1 = 1.26M_\odot$和$M_2 = 0.30 M_\odot$。
2021-06-07 astro-ph.SR
TESS light curves of cataclysmic variables I -- Unknown periods in long-known stars
激变变星（CV）表现出大量的变化现象，其中许多需要长而不间断的光变曲线来详细揭示它们自己。TESS提供的长达一个月的数据集非常适合这一目的。TESS还有一个额外的优势，那就是观测到了大量的恒星，其中包括许多CV。在这里，搜索的样本中的CV的novalike和老新星亚型的周期性变化。在15个目标中的10个中，发现了以前未发现的正或负超级驼峰或已知超级驼峰中的不寻常特征。TESS光变曲线表明，在这些类型的CV中出现超级驼峰不是一个例外，而是相当普遍的。对于8个系统，测量了新的或改进的轨道周期值。在TV Col中，人们长期以来一直在寻找的白矮星自旋周期的光学表现形式首次以轨道边带的形式出现。过去在CP Pup中观察到的多个光度周期的奥秘可以通过光变曲线中反映的不规则发生的异常状态来解释。
2022-07-17 astro-ph.SR
SuperWASP observations of long timescale photometric variations in cataclysmic variables
我们研究了Stanishev等人（2002）关于日蚀深度与其逆行盘进动阶段之间可能存在关系的预测和结果是否可以在SuperWASP的长期观测中得到证实。此外，还对同一SuperWASP数据集中的另外两个CV（DQ Her和V795 Her）进行了研究，以确定是否存在超级驼峰周期和盘进动周期的证据，以及可以检测到其他长期周期（如果有的话）。我们对PX_x的周期和食分析结果证实了负超峰周期为0.1417 \pm 0.0001 d。在我们的数据中，我们没有发现正的超级峰的证据，这表明在我们的观测期间，PX和可能处于低状态。我们改进了现有的估计光盘岁差周期，发现它是4.43 \pm 0.05 d。我们的研究结果证实了Stanishev et al（2002）的预测。我们发现，DQ她似乎并没有表现出类似的变化，我们没有发现负超级驼峰或逆行盘进动的证据。我们也没有发现任何证据的积极的超级驼峰或一个dagede盘进动，我们属性的缺乏积极的超级驼峰在DQ她是由于高质量比的CV。然而，我们确实发现了在100天的时间内日食深度调制的证据，这可能与太阳型磁周期有关，从而引起长期的光度变化。对V795 Her的周期图分析发现其可能的正超峰周期为0.1165d，但没有发现轨道周期为0.10826d，盘旋进周期为1.53d。在这里，虽然我们已经发现了一个变化的周期图功率函数在正的超级驼峰期间，在一段时间内，至…
2010-03-25 astro-ph.SR
Orbital, Superhump, and Superorbital Periods in the Cataclysmic Variables AQ Mensae and IM Eridani
我们报告光度检测的轨道和超轨道信号，和负轨道边带，在光变曲线的新星一样的激变变量AQ Mensae和IM波江座。在月面AQ中，轨道信号、超轨道信号和边带信号的频率分别为7.0686（3）、0.263（3）和7.332（3）周/日（c/d），而在波江座IM中，这些信号的频率分别为6.870（1）、0.354（7）和7.226（1）c/d。我们还发现波江座IM的光谱轨道频率为6.86649（2）c/d。这些观测结果可以通过调用相对于轨道平面倾斜的吸积盘来重现。这个模型适用于X射线双星，其中主中子星的辐射可以解释圆盘的倾斜。一个可能的倾斜机制尚未在CV中确定，但越来越多的观测证据表明，倾斜现象确实在这类物体中起作用。本文提出的结果使已知显示与逆行盘进动相关的信号的CV数量达到12个。我们还发现AQ Mensae是一个食系统。日食深度变化很大，这表明日食是掠食。这一发现提高了通过研究日食轮廓的系统变化来探测圆盘倾斜变化的可能性。
2013-08-07 astro-ph.SR
A tale of three cataclysmic variables with distinct superhumps
本文基于TESS观测研究三个激变变星，分别识别出正超驼峰、负超驼峰及盘进动周期，揭示其吸积盘偏心或倾斜进动等不同物理机制，并判断其中一个天体可能属于高光度磁性激变变星而非SU UMa型矮新星。
2025-08-28 astro-ph.SR
UU Aqr - No superhumps but variations on the time scale of days
最近，Bruch & Cook（2018）在古老的新星和永久性超级驼峰系统V603 Aql中观测到了两倍于吸积盘进动周期的亮度变化。为了试图在其他被报道含有永久性超级驼峰的激变变星中检测到类似的效应，在2018年9月的11个夜晚观测到了诺瓦利克变星UU Aqr。虽然在数据中没有看到超级驼峰的痕迹，使得对与磁盘岁差周期相关的变化的探索变得过时，但该系统表现出约4天的周期的规则变化。
2019-03-27 astro-ph.SR
KIC 9406652: A laboratory of the tilted disk in cataclysmic variable stars
KIC 9406652是一颗激变变星（CV），被分类为IW和型星，显示出静止的重复，振荡变化以增亮结束。这个系统显示出负的超级驼峰，半周期变化的周期略短于轨道周期，和超轨道信号，这两者都被认为是源于一个旋进，倾斜的吸积盘。我们重新研究了它的开普勒光变曲线超过1500 d。根据IW和型光变化的周期，负超峰的频率表现出可重复的变化：在增亮期间迅速下降，在静止期间逐渐增加。它们被解释为径向质量分布的剧烈变化和倾斜盘的膨胀，这是现有的IW和恒星模型所没有的。负超峰的通量振幅的恒定性证实了它们的光源是扫过倾斜圆盘表面的亮点。负超峰和超轨道信号的频率在长时间尺度上一致变化，表明它们的共同起源：倾斜的磁盘。增亮时的轨道信号主要由次级恒星的辐射所控制，并随倾斜盘的方向而变化;振幅在超轨道信号最小时达到最大值，随着超轨道阶段的推进，光的最大值转移到早期轨道阶段。这是第一个直接的证据表明，磁盘是倾斜的双轨道平面和逆行旋进。从超轨道信号的半振幅推断的磁盘的倾斜角小于3度。负超峰的光变曲线的多样性支持了这一点，并表明部分气流溢出了盘边缘。因此，这项研究提供了丰富的信息，倾斜磁盘的简历。
2020-08-27 astro-ph.SR
The Photometric Period of the Cataclysmic Variable HV Andromedae
本文介绍激变变星HV And的四个夜晚的时间分辨测光。我们的时间序列分析揭示了3.368 +/- 0.060小时的显著周期，以及一些低频功率。我们解释这个信号，从锯齿波的光变曲线，作为证据的超高真空和。
2011-11-01 astro-ph.SR
Nine New Cataclysmic Variable Stars with Negative Superhumps
基于TESS测光发现九颗具有负超级驼峰的新激变变星，首次测定其中六颗的轨道周期、NSH和SOR周期，并指出NSH振幅随爆发及SOR的变化需在吸积盘不稳定性模型中加入新成分才能解释。
2023-12-25 astro-ph.SR
New Method to Estimate Binary Mass Ratios by Using Superhumps
本文提出了一种利用SU UMa型矮新星在生长阶段的超峰周期（A阶段超峰）估算双星质量比的新动力学方法。该方法基于一个工作假设，其中生长阶段的超级峰的周期由3：1共振半径处的动力学进动速率确定，这是我们对超级爆发期间超级峰周期演变的新解释中提出的一种观点（Osaki，Kato 2013，arXiv：1305.5877）。通过与已知质量比的物体进行比较，我们表明，我们的方法可以提供足够准确的质量比，与静态日食观测所获得的质量比相当。这种方法非常有利，因为它既不需要日食，也不需要实验校准。它特别适合于探索激变变星演化的低质量比端，其中次级变星是常规方法无法探测到的。我们的分析表明，以前估计的质量比使用超级爆发期间的超级峰周期被系统地低估了低质量比系统，我们提供了一个新的校准。这表明WZ型Sge型矮新星的第二周期大部分位于低序带和棕矮星的边界附近，大部分天体还没有达到周期跳跃星的演化阶段。我们的结果与观测到的普通富氢激变变星的最小周期（~77 min）确实是周期最小值的假设并不矛盾。我们强调了早期观测阶段A超峰的重要性，并提出了未来理想的观测策略。
2013-07-22 astro-ph.SR
Cataclysmic Variables observed during K2 Campaigns 0 and 1
在K2任务的前两次活动中观察到15个激变变量（CV）。本文详细分析了这八个表现出不同特征的CV。在这8颗恒星中，在SU Uma恒星QZ Vir和RZ Leo的已知轨道周期以及我们新确定的轨道周期1 RXS J 0632 +2536和WD 1144+011中，静止期间的调制是明显的。周期图分析表明，Vir星的静态光变曲线存在多周期调制，轨道周期和超峰周期共存。其他3个CV在静止期的相位轨道光变曲线显示出宽（约半周）和浅（< 0.5等）的食特征。除了这些调制，它们的静态光变曲线还揭示了几个瞬态事件：1 RXS J 0632 +2536的系统光突然减少，QZ Vir的低水平耀斑样事件，RZ Leo的短暂增亮事件和WD 1144+011的轨道调制暂时消失。两颗已知的矮新星UV Gem和TW Vir以及CV USNO-B1.01144-00115322和CSS 130516：111236.7+002807都有爆发，其中包括1次完全爆发、3次不完全正常爆发和2次完全超级爆发。一次不完整但典型的正常爆发证实了USNO-B1.01144-00115322的矮新星识别。UV Gem的一次完整的正常爆发可能提供了轨道周期，因为它的调制比以前观察到的超级驼峰周期短。TW Vir和CSS 130516：111236.7+002807的超爆发，以及它们对应的超峰周期，表明这两个天体都是SU Uma星。CSS…
2016-03-12 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}$速率减小，这是在SU UMa系统中观测到的最高值之一。
2010-05-18 astro-ph.SR
On the origin of tilted disks and negative superhumps
激变变星中倾斜盘的起源可以用一个包含流盘相互作用的模型来解释。倾斜，旋进盘的原因周期性可变的不对称性的照射的两个半球的二次分量，导致在可变的垂直分量的流的速度。下面的流盘相互作用提供额外的垂直加速度的磁盘元素需要产生和维持磁盘倾斜。基于该模型的预测与观测结果相比毫不逊色。
2009-10-14 astro-ph.SR
Characteristics of the Permanent Superhumps in V533 Herculis
我们分析了类新星激变变星V533 Her的两个TESS测光扇区，发现了与双星轨道周期一致的周期，并估计了3.53709（2）hr的修正值，还发现了3.8 h周期附近的强信号，这与正超峰有关。在TESS观测中，超级峰频率随超级峰和轨道周期之间的分数差$ε$而变化，其范围在$0.055\le ε\le 0.080$之间。超级峰振幅与其频率相关，使得振幅随着$ε$减小而增大。正的超级峰是由产生偏心吸积盘的不稳定性引起的，而$ε$是在双星静止坐标系中对盘进动率的度量。所观察到的相关性意味着，随着磁盘进动速率减慢，磁盘偏心率增加。
2022-05-18 astro-ph.SR
SPH Simulations of Negative (Nodal) Superhumps: A Parametric Study
当吸积盘相对于轨道平面倾斜时，就会产生灾变变星系统中的负超级驼峰。倾斜圆盘的节点线在逆行方向上缓慢进动，导致测光信号的周期略小于轨道周期。利用光滑粒子流体动力学方法模拟了一系列不同质量比和有效粘度的模型，确定了逆行进动周期和超峰周期亏损$\varepsilon_-$随系统质量比$q$的变化关系。我们将我们的结果制成表格，并提出适合于$\varepsilon_-$和$\varepsilon_+$与$q$，以及比较数值结果与负超峰观测的文献中编译的。一个令人惊讶的是，虽然我们在存在吸积流的模拟中最清楚地发现了负超级驼峰，但我们在完全关闭质量传递流的模拟中也发现了负超级驼峰的证据，这表明光度信号的起源比以前认为的更复杂。
2009-06-15 astro-ph.SR
The evolutionary status of Cataclysmic Variables: Eclipse modelling of 15 systems
我们目前的测量组件质量的15个激变变量（CV）- 6个新的估计和9个改进的估计。我们提供了新的超峰周期过剩和质量比之间的关系的校准，并使用这种关系来估计捐助者的恒星质量为225 superhumping CV。随着供体质量样本的增加，我们重新审视了CV演变的影响。我们证实了白矮星在CV中的高质量，但没有发现白矮星质量随轨道周期的变化趋势。我们主张修改的位置的轨道周期最小的CV $79.6 \pm 0.2$分钟，显着短于以前的估计。我们发现，CV捐助者低于差距有一个内在的分散只有0.005 R $_{\odot}$周围的一个共同的进化轨迹，这意味着相应的角动量损失率的变化很小。与以前的研究相比，我们发现，标准的CV进化轨道-没有额外的角动量损失-是一个合理的适合捐助者的群众刚好低于周期差距，但他们不重现观察到的周期最小值，或适合捐助者半径低于0.1 M $_{\odot}$。
2019-04-03 astro-ph.SR
Superhumps and their Relation to the Disk Instability Model
Kyoto University（京都大学）
本文综述了超高速脉动现象在盘不稳定性模型中的观测进展，探讨了其在二元系统中的物理机制及研究意义。
2026-02-15 astro-ph.SR
A comparative study of the strength of flickering in cataclysmic variables
闪烁是吸积天文系统中的一种普遍现象，至今仍无法获得详细的物理理解。这一点在激变变星（CV）中尤为明显。尝试定义模型的边界条件，闪烁的强度是在100多个CV的数千条光曲线中测量的。闪烁幅度由高斯拟合的FWHM参数化到光曲线中的数据点的幅度分布。在不同来源之间进行比较之前，需要对这一数量进行几次校正。虽然没有相关性的闪烁强度与简单的参数，如组件的质量，轨道倾角或周期被检测到，依赖的绝对大小的主要组成部分和CV亚型被发现。特别是，闪烁在VY Scl tpye novalike变量系统强于UX UMa型novalike。闪烁光源的宽带光谱可以通过简单的模型来拟合，但是在$U$频带中显示出过量。当观测数据允许的情况下，我们发现了闪烁强度与轨道相位的关系，但对于不同的系统，这种关系是不同的。令人惊讶的是，也有迹象表明，闪烁强度的变化与超峰阶段的novalike变量与永久的超峰。在矮新星中，闪烁的幅度在平静期间很高，当系统进入爆发（或从爆发返回）时，闪烁的幅度迅速下降到中等幅度，并且平均而言，在给定的亮度阈值以上保持恒定。
2021-03-26 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
Quiescent Superhumps Detected in the Dwarf Nova V344 Lyrae by Kepler
开普勒是美国宇航局在恒星宜居带内寻找地球大小行星的天文台，它的计时能力和灵敏度与激变变量中吸积盘变化的时间尺度和幅度很好地匹配。这种仪器组合提供了一个前所未有的机会，以高精度，统一的数据测试和完善恒星吸积范例，不包含限制地面观测的昼夜或季节间隙。我们提出了一个3个月，1分钟的节奏开普勒光曲线V344天琴座，一个微弱的，很少研究的矮新星开普勒领域内。光变曲线在五次完全正常爆发和一次超级爆发期间采样V344 Lyr。令人惊讶的是，在超级爆发期间发现的超级驼峰在接下来的静止状态和正常爆发期间继续被检测到。超峰周期超过假定轨道周期的分数表明，在一个系统中，吸积盘的半径变化必须小于2%，以保持整个超峰扩展情节的潮汐进动相对较高的二元质量比。如果暂时被确定为轨道周期的静止信号是一个负的超级峰，由逆行旋进的吸积盘产生，相对于双星轨道平面倾斜，则盘半径的限制较少。
2010-06-09 astro-ph.SR
Photometric long-term variations and superhump occurrence in the Classical Nova RR Pictoris
我们分析了文献中所有可用的时间分辨光度学和2013-2014年获得的老新星RR Picture的新光变曲线。众所周知的驼峰光变曲线与轨道周期相一致，揭示了过去42年来在形状、振幅和其他细节上的显著变化，这显然是由圆盘结构的长期变化造成的。此外，我们在2007年发现了超级驼峰存在的证据，其周期与其他作者在2005年的观测中报道的相同（比轨道周期长约9%）。可能，超级驼峰在RR Pic中迅速出现，但是零星事件，因为在所有其他观察分析中没有检测到显著的超级驼峰信号。我们还确定了一个实际版本的Stolz-Schoembs关系的超级驼峰周期和轨道周期，分别分析矮新星，经典新星和新星类恒星，并得出结论，这种关系是普遍有效的所有超级驼峰之间的激变变量（CV），尽管小，但显着的差异上述子类型。我们强调这样的研究的重要性，在上下文中与CV的不同子类之间的相互关系仍然是一个悬而未决的问题，这对我们理解CV的长期演变至关重要。
2017-10-18 astro-ph.SR
A Step towards Unveiling the Nature of Three Cataclysmic Variables: LS Cam, V902 Mon, and SWIFT J0746.3-1608
我们已经进行了详细的时间分辨的时间分析的三个激变变量（CV），即LS凸轮，V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608，使用长基线，高节奏的光学光度数据从凌日系外行星调查卫星（TESS）。我们对LS Cam观测结果的分析表明，它的超轨道周期为$\sim$ 4.025 $\sim$ 0.007 d，负超峰周期和正超峰周期分别为$\sim$ 3.30 h和3.70 h。这些结果可以解释为吸积盘的节进动和拱点进动与轨道运动的相互作用。对于另外两个源，V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608，我们发现了分别为2387.0 $\pm$ 0.6 s和2409.5 $\pm$ 0.7 s的搏动周期的证据，这在早期研究中没有发现。我们在这项研究中提出的结果表明，在整个观测期间的吸积模式的变化，这两个来源。对于V902 Mon，还发现了（6.09 $\pm$ 0.60）$\times 10^{-10}$的表观轨道周期导数，并且在SWIFT J0746.3-1608的功率谱中，轨道频率的二次谐波占主导地位，暗示了副星的椭球调制。目前的分析表明，LS凸轮可能是一个超级驼峰CV，而V902 Mon和SWIFT J0746.3-1608可能是可变盘溢出吸积中间极。
2022-03-31 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - VIII. Targets from the Catalina Real-time Transient Survey
本文介绍了卡塔利娜实时瞬变巡天探测到的20个激变变星的时间序列测光。这些系统中有14个以前没有观察过，只有两个进行了深入研究。根据观测结果，我们确定了12个新的轨道周期，并独立地发现了另外两个。八个CV是食系统，其中五个食深度超过0.9马格。样本中包括六个SU Uma系统（其中三个在我们的测光中显示超级驼峰），一个极地（SSS 1944 -42）和一个系统（CSS 1417 -18），显示异常快速下降的爆发。
2013-10-14 astro-ph.SR
PM J03338+3320: Long-Period Superhumps in Growing Phase Following a Separate Precursor Outburst
我们观测到了有史以来第一次记录到的PM J03338+3320的爆发，这是一个由自行测量选择的激变变量。这次爆发由一次前兆和一次主超爆发组成。前兆爆发发生在主超爆发最大值之前至少5d。尽管有这种分离，但在前兆和主要超级爆发之间仍然可以看到长周期的超级驼峰。这些超峰的周期比轨道周期长6.0（1）%，可以解释为反映质量比为0.172（4）的3：1共振下的动力学进动率。这些超级峰顺利地演变成主超级爆发中的超级峰。这些观测提供了最清晰的证据，表明3：1共振是由前兆爆发触发的，即使它被很好地分离，并且共振最终导致了热潮汐不稳定性模型预测的主要超级爆发。在超级爆发之前，超级峰的存在不能用其他模型（增强质量传递模型和纯热不稳定模型）来解释，目前的观测结果明确支持热潮汐不稳定模型。
2016-04-05 astro-ph.SR
Rapid Oscillations in Cataclysmic Variables. XVII. 1RXS J070407+262501
我们提出了一个研究最近发现的中间极性1 RXS J 070407 +262501，其大幅度脉冲信号在P = 480秒的区别。径向速度表明轨道周期为0.1821（2）d，光变曲线表明为0.18208（6）d。时间序列测光显示，自转周期精确为480.6700（4）s，以0.096（9）ms/yr的速率递减，即在时间尺度P/P-dot =2.5 x 10^6 yr上。光变曲线在P = 0.263 d处也显示出一个神秘的信号，这可能意味着在这个磁灾变变星中存在一个“超级驼峰”。
2010-12-15 astro-ph.SR
The helium-rich cataclysmic variable SBSS 1108+574
我们介绍了在2012年爆发期间获得的矮新星SBSS 1108+574的时间分辨光谱学和光度学。它的静态光谱中异常富含氦，显示出来自吸积盘的宽双峰发射线。我们测量的线通量比HeI 5875/Halpha = 0.81 +/- 0.04，比通常在激变变星（CV）中观察到的比率高得多。爆发光谱显示氢和氦处于吸收状态，有微弱的Halpha和HeI 6678发射，以及强烈的HeII发射。根据我们的测光，我们发现超级峰的周期为56.34 +/- 0.18分钟，与先前发表的结果一致。光谱周期，来自于发射线的径向速度，被发现是55.3 +/- 0.8分钟，与以前确定的光度轨道周期一致，并显着低于正常的CV周期最小值。这表明SBSS 1108+574中的供体是高度进化的。从我们的光度测量中得到的超峰过量意味着质量比q = 0.086 +/- 0.014。我们的光谱显示了一个巨大的爆发盘的掠食。由于在爆发期间圆盘明显更大，因此在静止时不太可能检测到日食。爆发的检测所暗示的相对较高的吸积率，以及大的质量比，表明SBSS 1108+574仍在向其周期最小值发展。
2013-01-28 astro-ph.SR
Extensive Photometry of V1838 Aql during the 2013 Superoutburst
我们提出了一个深入的测光研究最近发现的激变变量V1838 Aql和随后的光度学在其静止状态附近的2013年超级爆发。本文对超级驼峰的发展进行了仔细的研究。根据早期超级峰的周期性，我们对轨道周期的最佳测定是Porb = 0.05698（9）天。将A、B阶段的超峰周期与早期的超峰值相比较，我们得出周期超额ε = 0.024（2），质量比q = 0.10（1）。我们认为V1838 Aql正在接近轨道周期最小值，因此有一个低质量的恒星作为供体，而不是一个亚恒星物体。
2018-11-06 astro-ph.SR
High-speed photometry of faint cataclysmic variables - IX. Targets from multiple transient surveys
我们提出了高速测光观测的25个灾难性的变量检测的全天自动搜索超新星（ASAS-SN），移动天文系统的望远镜机器人（MASTER）和卡塔利娜实时瞬态调查（CRTS）。从这些观测中，我们确定了16个新的轨道周期和1个新的超峰周期。两个系统（ASASSN-14 ik和ASASSN-14 ka）的爆发周期约为1个月，第三个系统（ASASSN-14 hv）约每2个月爆发一次。样本中包括11个食系统，一个可能的中极星（ASASSN-15 fm），一个SW Sex型星（MLS 0720+17），一个WZ Sge型星（ASASSN-17 fz）和一个具有不同光度和光谱周期的食系统（ASASSN-15 kw）。
2019-03-27 astro-ph.SR
Numerical Simulations of Naturally Tilted, Retrogradely Precessing, Nodal Superhumping Accretion Disks
黑洞、中子星和白矮星系统周围的吸积盘被认为有时会倾斜、逆行进动，并在光变曲线中产生周期短于轨道周期的驼峰形调制。虽然人工旋转数值模拟的吸积盘出轨道平面和周围的节点线产生这些短周期的超级驼峰和逆行岁差的磁盘，没有数字代码迄今已被证明自然产生磁盘倾斜。在这项工作中，我们报告了第一个自然倾斜的磁盘在非磁性激变变量（CV）使用3D光滑粒子流体动力学（SPH）。我们的模拟表明，经过数百个轨道周期后，圆盘会自行倾斜，而这种圆盘倾斜并没有辐射源或磁场的帮助。当系统绕轨道运行时，吸积流撞击亮点（位于倾斜盘的边缘），并在盘的上方和下方以不同的流动路径流动。这些不同的流动路径表明升力是盘倾斜的一个来源。我们的研究结果证实了磁盘的形状，磁盘结构，和负超峰周期和支持源磁盘倾斜，源逆行岁差，并与X射线和He II从磁盘发射的位置，如在以前的工作中所建议的。我们的研究结果确定了基本的负超峰频率作为指标的磁盘倾斜周围的节点线。
2012-01-18 astro-ph.SR
ASASSN-16dt and ASASSN-16hg: Promising Candidates for a Period Bouncer
介绍了2016年两颗WZ Sge型矮新星ASASSN-16dt和ASASSN-16hg的光学测光结果。他们的光变曲线显示，在没有普通超级驼峰（或早期超级驼峰）的第一个平台阶段和有普通超级驼峰的第二个平台阶段之间，亮度有所下降。我们发现，倾角是由3：1共振潮汐不稳定性的缓慢演变，它可能会被观察到在低质量比的对象。在ASASSN-16 dt中，根据超峰的形成（A阶段）时间（0.06420（3）d）估算的质量比（$q \equiv M_{2}/M_{1}$）为0.036（2）。此外，它的超爆发具有许多类似于其他低$q$ WZ Sge型DNe的性质：持续时间长的A级超峰，小的超峰振幅，长延迟的普通超峰出现，和缓慢的衰减速率在平台阶段的超峰。非常小的质量比和观测特征表明，这个系统是周期弹跳器的最佳候选者之一--一个二进制解释后周期最小灾变变量的缺失种群。虽然由于缺乏A级超级峰的检测而没有得到明确的验证，但ASASSN-16 hg可能是周期弹跳者的可能候选者，这是基于其光变曲线的形态和小的超级峰振幅。周期跳跃候选者的许多爆发特性都源于其次级恒星的小潮汐效应。
2018-03-08 astro-ph.SR
SDSS J210014.12+004446.0 - dwarf nova with negative and positive superhumps
本文报道了最近发现的矮新星SDSS J210014.12 + 004446.0的67小时CCD测光结果。这些数据是在一个月内的24个晚上获得的。在此期间，我们观察到四个普通的爆发，持续约2 - 3天，达到约1.7兆的振幅。在所有的夜晚，我们的光变曲线显示持续调制的稳定周期为0.081088（3）天。Tramposch等人（2005）在一个晚上已经观察到了这些驼峰，他们还在超级爆发期间观察到了超级驼峰。值得注意的是，从他们掌握的少量证据中，他们能够将它们分别识别为负和正（共同）超级驼峰。我们的静止期与它们的超级高峰期明显不同，这证实了这一点。我们发现了一个附加的调制，我们归因于轨道波，完成了整个画面。我们的数据中没有超级峰，这表明我们观察到的所有爆发都是普通的爆发。在我们的数据中，对超级峰的早期观测结合了普通爆发的存在，使SDSS J2100能够被分类为一颗活跃的SU UMa矮新星。此外，我们还将SDSS J2100提升到了激变变星的行列，它们的吸积盘对光有三次周期性的调制。我们更新了关于正负超峰的现有信息，从而提供了更有力的证据，证明它们的性质相互之间以及与轨道周期之间存在强烈的相关性。借助于这些关系，我们能够消除一个别名的歧义，并确定SDSS J2100的轨道周期为0.083304（6）天。SDSS J21000是第三颗同时显示正负超峰的SU UMa矮新星。它们各自的周期过剩和亏…
2009-06-22 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
A Trip to the Cataclysmic Binary Zoo: Detailed Follow-Up of 35 Recently-Discovered Systems
我们报告了35个最近发现的激变变星（CV）的后续研究，其中32个是在大型自动天气巡天中发现的。选择这些物体是为了便于观察。对于34个对象，我们提出了平均光谱和光谱轨道周期，并为一个多，我们给出了一个基于日食的周期。其中32个周期的测定是新的，其中3个是基于超级驼峰周期的改进公布的估计。我们的其余三个测定结果证实了先前公布的时期。其中20颗恒星被确认或怀疑是矮新星，周期短于3小时，但我们也发现了3颗视极星（AM Her星）和6个P > 5小时的系统，其中5个系统的光谱中有可见的次级星，我们可以根据这些恒星估计距离。这个样本的轨道周期分布与以前发现的CV非常相似。
2016-09-07 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
V729 Sgr: A long period dwarf nova showing negative superhumps during quiescence
我们报告了对食激变变星V729 Sgr的K2观测，历时近80天。我们发现了五个短爆发和两个长爆发，其中一个显示了一个明确的平台阶段，在上升到最大亮度。两次连续短爆发之间的平均时间约为10 d，而两次长爆发之间的平均时间约为38 d。这些爆发的频率是前所未有的CV以上的轨道周期差距。我们发现的证据表明，日食的中点发生系统的爆发早于平静。在六个静止时期中的五个时期，我们发现了第二个光度周期的证据，它比我们归因于负超峰的4.16小时轨道周期短大约5%。因此，V729 Sgr是在静止期间显示负超级峰的最长周期CV之一。
2017-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
A photometric study of the nova-like variable TT Arietis with the MOST satellite
在秒和几十年之间的所有时间尺度上的变异性是激变变星（CV）的典型特征。TT Ari是最亮和研究最多的CV之一，它是一个类似新星的变星，属于VY Scl子类，其特征是光变曲线中偶尔出现低态。它也被称为高态的永久超峰，表现出“正”（P_S > P_0）和“负”（P_S < P_0）的超峰，其中P_S是超峰的周期，P_0是轨道周期。2007年，加拿大空间望远镜MOST几乎连续观测了TT Ari约230小时，时间分辨率为48秒。在这里，我们分析这些数据，获得一个占主导地位的“负”超级驼峰信号的周期P_S = 0.1331天，平均振幅为0.09兆。强烈的闪烁振幅高达0.2兆和峰到峰的时间尺度为15-20分钟的周期变化叠加。我们没有发现其他作者报道的周期在15分钟左右的显著准周期振荡的迹象。我们讨论了已知的超级驼峰行为的TT阿里在过去的五十年中，并得出结论，我们的周期值是在上限的所有迄今为止确定的“负”超级驼峰期间的TT阿里，之前和之后的MOST运行。
2013-07-11 astro-ph.SR
The Photometric Periods of the Nova-Like Cataclysmic Variable LQ Pegasi (PG 2133+115)
本文对类新星激变变星LQ Peg进行了时间分辨微分光度学研究和时间序列分析。我们在测光中发现了三个周期，一个周期为3.42 +/- 0.03小时，另一个周期为56.8 +/- 0.01小时。我们将其分别解释为吸积盘的拱点超峰和岁差周期，并预测LQ Peg的轨道周期为3.22 +/- 0.03小时。第三个周期为41.3 +/- 0.01小时，我们认为是吸积盘的节岁差周期。我们还报告了一个持续4分钟的耀斑，其可见光能量为（1.2 +/- 0.3）x 10^36尔格，比最大的太阳耀斑能量高10^4-5倍，与已知能量最高的可见光恒星耀斑相当。我们计算出LQ Peg的绝对星等为MJ = 4.78 ± 0.54，距离为800 ± 200秒差距。
2011-11-01 astro-ph.SR
Tilted discs in six poorly studied cataclysmic variables
在这项工作中，我们寻找负超峰（nSH）在研究不足的激变变量使用TESS数据。我们发现了三个具有nSH签名的食双星：HBHA 4204-09，Gaia DR 3 5931071148325476992和SDSS J090113.51+144704.6。最后一个表现出IW和档案ZTF数据的行为，似乎有浅，掠食。此外，我们检测nSH签名在两个非食系统：KQ Mon和盖亚DR 3 4684361817175293440，通过确定的轨道周期从超轨道依赖的照射的次级。我们通过使用另一项工作的轨道周期，在另一个系统[PK 2008] HalphaJ 103959中发现了nSH签名。我们提出了一个改进的质量比- nSH亏损关系$q(\varepsilon_-)$，它与独立测量的类新星变量相一致。有了这个关系，我们就可以估计样本中所有系统的质量比，并确定三个正在食的系统的轨道倾角。在这项工作中发现的nSH的所有系统都是后续光谱研究的极好目标。
2023-01-20 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
SSS J122221.7-311523: Double Superoutburst in a Best Candidate Period Bouncer
我们观察了新发现的瞬态SSS J122221.7-311523的2012-2013年超级爆发，发现该物体连续出现两次超级爆发。在第二次超爆发期间，超峰的振幅增长，并表现出反映超峰增长的周期变化特征。假设超峰在生长阶段的周期为[0.07721（1）d]，超峰后的周期为[0.07673（3）d]，分别代表3：1共振半径和超峰后半径处的动力学进动率，我们发现该天体的质量比q=M2/M1 < 0.05。静态数据显示可能的轨道周期为q=0.045，是富氢激变变星中最小的。长的轨道周期和低的q值使这个天体成为周期弹跳者的完美候选者。我们认为，双超爆发的特殊模式是一个低q的结果，并可能是周期弹跳特征。
2013-07-23 astro-ph.SR
The 2008 outburst of the cataclysmic variable V358 Lyrae
我们报告V358天琴座在2008年11月爆发期间的测光，这是自1965年以来首次确认的爆发。这颗恒星最亮时的亮度为V = 15.9，爆发幅度至少为7.3等，持续了至少23天。爆发的前4天对应于平台阶段，然后在接下来的7天内以0.13等/天的速度褪色。然后亮度下降到19.5等的暂时最低值，持续了不到4天，之后恒星恢复到以前的亮度。爆发的最后阶段没有得到很好的报道。时间分辨测光在爆发过程中没有发现明显的大尺度调制，如超级驼峰。虽然检测到一些小的明显的周期性信号，但它们的意义是不确定的。我们的观测结果以及之前研究人员的观测结果都支持V358 Lyr是一颗矮新星，并且与它是WZ Sge家族的成员相一致。
2009-05-12 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
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
Spectroscopic Studies of 30 Short-period Cataclysmic Variable Stars, and Remarks on the Evolution and Population of Similar Objects
我们目前的光谱和轨道周期Porb的30个明显的非磁性激变双星周期低于约3小时，几乎所有的矮新星，主要是SU大熊座子类。然后，我们转向证据支持的预测，短周期矮新星演化到更长的周期后，通过一个最小的周期-"周期反弹"现象。从文献中绘制的数据表明，对于超峰周期超过$ε= (P_{\rm sh} - P_{\rm orb} )/P_{\rm orb}$低于约0.015，该周期似乎增加与减少的周期，同意至少定性与预测的行为。接下来，激发的WZ射手座子类的短周期矮新星的长（十年）爆发间隔，我们问是否可能有一个相当大的人口的“潜伏者”-系统，类似于矮新星在最低光，但不超过可访问的时间尺度（或在所有）爆发，因此不提请注意自己。通过研究斯隆数字巡天CV样本的爆发历史，这些CV是按颜色选择的，而不是按爆发选择的，我们发现，绝大多数颜色选择的矮新星类天体都被观察到爆发，并得出结论，“潜伏者”，如果存在的话，是CV人口中相对较小的一部分。
2020-05-05 astro-ph.SR
Discovery of a New WZ Sagittae Type Cataclysmic Variable in the Kepler/K2 Data
我们确定了一个新的，明亮的瞬态在开普勒/K2战役11领域。它的光变曲线在一天内上升超过7个星等，然后在一个月内下降3个星等，然后再迅速下降2个星等。在战役结束时，仍然可以检测到瞬变。光变曲线与WZ~Sge型矮新星爆发一致。在最初的10天里，观测到了周期为82分钟的早期超峰，这表明这是WZ~Sge类双星的典型轨道周期。强烈的超峰振荡在峰值亮度后10天发展，周期在83到84分钟之间。在亮度峰值后的25天，光变曲线上的一个凸起似乎预示着一个微妙的重新变亮阶段，这意味着这是一次不寻常的A型爆发。这是Kepler/K2在爆发期间观测到的唯一WZ~Sge型系统。这一爆发的早期上升非常符合一个被打破的幂律。在最初的10小时内，系统线性变亮，然后过渡到急剧上升，幂律指数为4.8。从Kepler/K2的存档数据和新的TESS观测结果来看，在超级爆发开始的最初几个小时内线性上升似乎在SU~UMa恒星中很常见。
2020-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
ASASSN-15jd: WZ Sge-type star with intermediate superoutburst between single and double ones
本文报道了一颗WZ型Sge型矮新星ASASSN-15 jd的光学测光结果。它的光变曲线在2015年的超级爆发中首次在WZ Sge型DNe中出现了一个小的下降。不寻常的光变曲线意味着3：1共振潮汐不稳定性增长的延迟。此外，它的光变曲线与另外两颗WZ Sge型恒星SSS J122221.7 $-$ 311523和OT J184228.1 $+$ 483742相似，这两颗恒星的质量比（$q \equiv M_{2}/M_{1}$）很小，被认为是周期弹跳星的最佳候选者。此外，小的平均超级峰振幅（$<$ 0.1 mag）和超级爆发早期阶段没有普通超级峰的长持续时间对于周期弹跳的最佳候选者来说是常见的。平均超峰期为$P_{\rm sh}$ = 0.0649810（78）d，未发现早期超峰。虽然我们不能以高精度估计ASASSN-15 jd的质量比，但基于上述特征，该物体预计将成为周期弹跳器的候选者，这是一种用于解释后周期最小灾难变量缺失群体的二进制。
2016-04-21 astro-ph.SR
V498 Hya, a new candidate for a period bouncer Cataclysmic Variable
本研究通过GTC OSIRIS光谱仪对V498 Hya进行后续观测，测得其86.053分钟的光谱周期并估算出白矮星与供体星质量，证实其已越过周期极小值，是罕见的“周期反弹”型激变变星新候选体。
2025-02-03 astro-ph.SR
A probable inside-out dwarf nova outburst from the period bouncer candidate ASASSN-25dc
South African Astronomical Observatory（南非天文台）；University of Cape Town（开普敦大学）；Okayama Observatory, Kyoto University（京都大学冈山天文台）；Kyoto University（京都大学）；Kanazawa University（金泽大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of the Free State（自由州大学）
ASASSN-25dc可能是一颗质量比低于周期最小值且缺乏2:1潮汐共振的内向型矮矮新星爆发系统，挑战了现有模型。
2026-03-09 astro-ph.SR
The cataclysmic variable QZ Lib: a period bouncer
虽然高度进化的激变变星（CV）与褐矮星供体，通常被称为“周期保镖”，预计将弥补$\simeq40-70$ %的银河系CV人口，只有少数这样的系统是目前已知的。因此，鉴定和表征额外的周期反弹物对于探索CV进化的这一知之甚少的阶段是重要的。我们调查的CV QZ库的演变后，其2004年的超级爆发，使用多历元光谱。从时间分辨的光谱观测，我们测量系统的轨道周期，$P_\mathrm{orb}= 0.06436(20)$ d，它与超级驼峰周期$P_\mathrm{SH}= 0.064602(24)$ d相结合，产生系统质量比，$q = 0.040(9)$。通过对谱能量分布的分析，我们确定了吸积盘的结构和白矮星的有效温度$T_\mathrm{eff} = 10\,500 \pm 1500\,\mathrm{K}$。我们还推导出一个上限的有效温度的次级，$T_\mathrm{eff} \lesssim 1700\,\mathrm{K}$，对应于一个棕矮星的T光谱类型。白矮星的低温、小的质量比以及施主在近红外辐射中不占主导地位的事实都是后弹跳系统的线索。虽然它是可能的，QZ Lib可能已经形成了一个白矮星加上一个棕矮星的二进制，二进制人口合成研究清楚地表明，这种情况是不太可能比一个周期弹跳检测和我们的结论是，QZ Lib是一个CV，已经通过最小周期的演变。
2018-09-28 astro-ph.SR
