WFI J161953.3+031909: eclipsing ER UMa-type and Z Cam-type star in the period gap
WFI J161953.3+031909被认为是一颗在周期间隙中的食新星。利用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现该天体是周期间隙中的第一颗食Z Cam星，也很可能是一颗超周期为60-80 d的ER Uma星。在极端情况下，最长的爆发（很可能是超级爆发）占超级周期的35-46%。如果超级驼峰得到证实，这将成为第二个对象，显示ER UMa和Z Cam状态后，纽约Ser。这些对象具有惊人的高传质速率，尽管他们是在周期间隙。我将轨道周期修正为0.099419808（8）d。我们可以期望从WFI J161953.3+031909中学习使用蚀在ER UMa型和Z Cam型磁盘中实际发生的事情。通过对IW与型静止的探测，对BMAM-V383 = IPHAS J200822.55+300341.6的食IW与型星进行了修正分类。
2022-03-13 astro-ph.SR
Transient behavior of three SU UMa-type dwarf novae; AR Pic, QW Ser and V521 Peg
一些SU UMa型矮新星的超循环长度的变化已经被其他研究所发现，并表明质量传递速率随着时间的推移显着降低。我们研究了三个SU UMa型矮新星：AR Pic，QW Ser和V521 Peg的超循环长度，以确定它们的超循环是否有可检测的变化。我们提出的光谱和光度观测这些来源的结果。我们的观测于2016年和2017年在Boyden天文台和南非天文台的Sutherland站进行。静态结果表明，这三个源都是典型的SU UMa型矮新星。我们还介绍了AR Pic和QW Ser的爆发和V521 Peg的前兆爆发和超爆发期间的结果。光变曲线得到了卡特琳娜实时瞬态调查、ASAS-3和ASAS-SN档案以及AAVSO国际数据库的补充，以调查这些源的长期行为。我们的研究结果结合所有短周期矮新星的编目属性，显示了SU UMa系统的超周期时间和它们的轨道周期之间可能的关系，这被解释为随着系统朝着和远离“周期最小值”发展，质量传递速率下降。在最短的轨道周期，SU UMa系统几乎无法与WZ Sge系统区分。然而，我们认为次级光球层和L1之间的尺度高度可能是区分SU UMa子类的一个因素。
2022-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
MGAB-V859 and ZTF18abgjsdg: ER UMa-type dwarf novae showing standstills
利用Zwicky Transient Facility的公开数据，我们发现MGAB-V859和ZTF 18 abgjsdg都是矮新星，并显示出ER UMa型和Z Cam型状态。只有两颗矮新星在ER UMa型和Z Cam型状态之间表现出类似的转变。MGAB-V859在2019年显示出从ER UMa型状态到长时间停顿的转变，并在2020年显示出Z凸轮型状态。在2020年的停顿期间，这个物体两次褪色，并显示出矮新星类型的变化。ZTF 18 abgjsdg通常表现出ER UMa型行为，但在2018年和2019年观察到停滞。在典型的ER UMa型阶段，这些对象的超周期分别为55天和58天。这些天体提供了额外的证据，证明一些ER Uma恒星确实在矮新星和新星状态之间架起了桥梁，正如Kato等人（2016）所提出的那样。
2021-07-30 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
Observation of ER UMa Stars
ER UMa星是近年来发现的SU UMa型矮新星的一个小的子群，具有极高的爆发频率和短（19- 48 d）的超周期。从目前的热潮汐盘不稳定性计划，他们被认为是高质量转移SU UMa型矮新星，并包括一个链接到“永久superhumpers”低于周期差距。这不仅为检验热-潮不稳定性模型的适用性提供了机会，而且也对短轨道周期激变变星中高质量传输的起源提出了问题。这个小组和最近的主题ER UMa星，独特的模式的超峰演化和“氦ER UMa模拟”（CR Boo）的历史回顾，也进行了讨论。
2013-01-15 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
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
Discovery of superhumps during a normal outburst of SU Ursae Majoris
我们报告的时间分辨测光在2012年1月正常爆发的苏乌玛。光变曲线显示了周期为0.07903（11）d的驼峰状调制，这与SUUma在超级爆发期间的超级驼峰周期相吻合。根据观测到的周期性、平均光变曲线的轮廓和正常爆发期间的$g'-I_{\rm c}$变化，我们将其解释为超级峰。这是第一次在SU UMa型矮新星的孤立正常爆发期间检测到超级驼峰。本文的结果有力地表明，即使在超循环的中期，吸积盘的半径也已经达到了3：1共振。
2012-10-03 astro-ph.SR
CCD Photometry of a Newly Confirmed SU UMa-Type Dwarf Nova, NSV 4838
我们提出了时间分辨CCD测光的矮新星NSV 4838（UMa 8，SDSS J102320.27+440509.8）在2005年6月和2007年2月爆发。两条光变曲线都显示出超级峰，2005年爆发的平均周期为0.0699（1）天，2007年爆发的平均周期为0.069824（83）天。利用其已知的轨道周期0.0678天，我们根据经验关系式估计系统的质量比为$q$ =0.13。虽然大多数SU UMa型矮新星具有类似的超峰周期显示负的周期导数，我们发现在2007年的超级爆发期间，超峰周期在$\dot{P}$ / $P_{\rm sh}$ =+7（+3，-4）$\times10^{-5}$时增加。我们还研究了NSV 4838的长期光变曲线，从中我们推导出340天作为该系统的超循环。
2009-02-06 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
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
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
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
MN Draconis - peculiar, active dwarf nova in the period gap
背景：我们提出了一个广泛的世界范围内的MN天龙观测活动的结果。目标：天龙座MN是一颗在周期间隙中鲜为人知的活动矮新星，也是仅有的两个已知的周期间隙SU UMa天体之一，显示出负的超级驼峰。MN Draconis的光度行为对现有的超级驼峰和超级爆发机制模型提出了挑战。因此，彻底调查特殊系统，如MN Draconis，对我们了解近距离双星的演化至关重要。方法：为了测量系统的基本参数，我们收集了2009年10月，2013年6月至9月和2015年6月至12月的光度数据。进行了光变曲线、$O-C$图和功率谱分析。结果：在我们的三个观测季节，我们发现了四个超级爆发和几个正常的爆发。根据2015年连续观测到的两次超爆发，超周期长度为P_sc = 74 +/- 0.5 d，在过去12年中，超周期长度以P_dot = 3.3 x 10^（-3）的速率增长。根据正负超峰，计算出轨道周期过剩率为5.6% +/-0.1%，周期亏损率为2.5% +/-0.6%，轨道周期Porb = 0.0994（1）天（143.126 +/-0.144 min）。更新了天龙座MN的基本光变曲线参数。结论：MN Draconis是第一个发现的超循环长度增加的周期隙中的SU UMa系统。
2017-03-20 astro-ph.SR
SDSS J183131.63+420220.2: AM CVn star showing ER UMa-type behavior and long standstill
基于 ATLAS 与 ZTF 数据，研究确认 SDSS J183131.63+420220.2 为兼具 ER UMa 与 Z Cam 特征的氦矮新星，并约束 AM CVn 吸积盘热稳定极限。
2023-07-18 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
Constraints on Magnetic Braking from the G8 Dwarf Stars 61 UMa and $τ$ Cet
该研究利用G8型矮星61 UMa和$τ$ Cet的观测数据，首次从冷于太阳的恒星中得到磁制动转变的直接约束，发现角动量损失率降幅远超理论预期，并为临界罗斯比数取值提供了新依据。
2023-04-19 astro-ph.EP 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
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
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
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
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
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
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IX: The Ninth Year (2016-2017)
继续Kato等人（2009，arXiv：0905.1757）描述的项目，我们收集了主要在2016- 2017季节观察到的127个SU UMa型矮新星的超级峰极大值的时间，并对这些物体进行了表征。我们提供了WZ Sge型天体的轨道周期与超峰变化的关系、周期变化与再亮类型的关系的最新统计数据。我们得到了0.05290（2）d的周期极小值，并证实了在轨道周期~0.09d以上存在周期隙。我们注意到有四个天体（NY Her，1 RXS J161659.5+620014，CRTS J033349.8-282244和SDSS J153015.04+094946.3）的超周期短于100 d，但正常爆发并不频繁。我们认为这些天体类似于天鹅座V503，其正常爆发可能被盘倾斜所抑制。这四个天体是寻找负超峰的绝佳候选者。DDE 48可能是ER UMa型矮新星的一员。我们发现了一个新的日食SU UMa型物体MASTER OT J220559.40-341434.9。在此期间，我们观测到了21颗WZ Sge型矮新星，本文报道了其中的18颗。其中，ASASSN-16 js是一个很好的候选人时期保镖。ASASSN-16 ia在WZ Sge型超爆发中首次显示了前兆爆发。ASASSN-16 kg、CRTS J000130.5+050624和SDSS J113551.09+532246.2位于周期间隙中。我们新获得了1…
2017-06-30 astro-ph.SR
Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. VI: The Sixth Year (2013-2014)
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2013-2014季节观察到的56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。我们在VW Hyi中检测到负超峰，并指出在某些超周期中正常爆发的数量很少可以解释为盘倾斜的结果。这一发现，结合开普勒对V1504 Cyg和V344 Lyr的观测，表明盘倾斜是调制SU UMa型矮新星爆发模式的原因。我们还研究了深食WZ Sge型矮新星MASTER OT J005740.99+443101.5，发现了早期超级峰阶段的锐食证据。该轮廓可以通过轴对称盘的食和早期超级驼峰的未食光源的组合来再现。这一发现证实了在WZ Sge型突出的早期阶段没有明显增强的热点的迹象。我们检测到的增长（阶段A）在MN Dra的超级驼峰，并给出一个建议，一些SU UMA型矮新星位于附近的潮汐不稳定的临界条件可能会显示持久的阶段A超级驼峰。此类系统中报告的大负周期导数可以理解为A阶段和B阶段超级峰组合的结果。WZ Sge型矮新星AL Com和ASASSN-13 ck表现出持久的（高原型）再亮。在再亮的早期阶段，两个天体都显示出类似于彗星的爆发，这表明长期的再亮是由前兆爆发触发的。
2014-06-25 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
Radio emission and mass loss rate limits of four young solar-type stars
研究了四颗年轻的主序太阳型恒星（EK Dra，Pi1 UMa，Chi1 Ori和Kappa 1 Cet）的自由-自由连续射电辐射观测，以检测恒星风或至少对它们的热射电辐射施加上限，这主要是由电离风决定的。这些恒星是代表年轻太阳的极好代理。质量损失率的上限是使用观测到的无线电发射计算的。我们的目标是通过假设年轻的太阳在其过去更大质量来重新检查微弱的年轻太阳悖论，从而为这个著名的问题找到一个可能的解决方案。我们的样品是用卡尔G. Jansky VLA具有出色的灵敏度，使用C波段和Ku波段。ALMA观测在100 GHz下进行。对于质量损失极限的估计，球对称风和静止的，各向异性的，电离风的假设。我们将我们的结果与1）理论旋转演化模型的质量损失率估计进行比较，2）确定质量损失率的间接技术的结果：莱曼α吸收。我们能够推导出最严格的直接上限的质量损失到目前为止，从无线电观测。两个物体，EK Dra和Chi1 Ori，在6和14 GHz下检测到极好的噪声水平。这些恒星非常活跃，并检测到被确定为非热发射的额外无线电发射，但这些物体的质量损失率的限制仍然是派生的。在C波段和Ku波段都没有发现Pi1 Uma和Kappa1 Cet。对于这些对象，我们给他们的无线电自由发射的上限，并计算其质量损失率的上限。最后，我们再现了太阳的演化，并得出了一个估计的太阳质量的太阳在年轻的年龄。
2017-02-27 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
Searching for new white dwarf pulsators for TESS observations at Konkoly Observatory
我们目前的调查结果，寻找新的白矮星的观测TESS空间望远镜。我们收集了康科利天文台14颗白矮星变星候选者的测光时间序列数据，发现了两颗新的明亮ZZ Ceti星，即EGGR 120和WD 1310+583。我们对数据集进行了傅立叶分析。在EGGR 120的情况下，仅在一个晚上观察到，我们发现一个显著的频率在1332微赫兹，振幅为2.3毫微克。我们成功地观测了WD 1310+583的8个夜晚，并确定了17个显著频率。其中七个似乎是独立的脉动模式之间的634和2740微赫兹，我们进行了初步的星震调查，利用这些期间的六个。我们还确定了三个新的光变量领域的白矮星候选人：食双星，候选人三角洲盾牌座/β仙王座和候选人W UMA型恒星。
2018-05-25 astro-ph.SR
AT 2020iko: a WZ Sge-type DN candidate with an anomalous precursor event
正在进行的Zwicky瞬变设施（ZTF）调查正在从各种光学瞬变和变星中产生大量的警报率，这些恒星正在被ANTARES等代理系统过滤到满足用户指定标准的子集。在Soraisam等人（2020）在ANTARES上的算法的beta实现中，我们将ZTF实时警报流中的AT 2020 iko标记为异常源。该源位于红色扩展SDSS源附近。在探测的最初几个时期，它表现出V形的亮度轮廓，之前在ZTF和ASASSN中都没有探测到，一直持续到2014年。它的全光变曲线显示了一个前兆事件，随后是一个主要的超级爆发和至少两次再亮。这个源的低分辨率光谱指向矮新星（DN）的性质。虽然AT 2020 iko的某些特徴显示它是一颗SU UMa型的DN，但它的大振幅、再亮的存在，以及推断的超循环周期大于6年，都支持AT 2020 iko是一颗新的WZ Sge型矮新星候选者，它是由极端质量比（< 0.1）的双星组成的罕见DN的子集，轨道周期在最小周期附近。在2020 iko的前兆事件由6.5马格，而它的衰变跨越3-5马格。我们推测，这种超爆发是与一个较小的扩展吸积盘比在WZ Sge系统中的典型超爆发，与大深度的前兆衰变意味着一个非常小的质量比。据我们所知，这种前兆事件尚未记录任何DN。这一结果证明了我们的实时异常搜索算法的有效性。
2020-10-28 astro-ph.SR
An X-ray and Optical Study of the Dwarf Nova Candidate OGLE-BLG-DN-0064
本文利用档案 X 射线数据和光学望远镜观测，研究了矮新星候选体 OGLE64 的多波段辐射特性，发现其具有吸积白矮星的光度特征及双峰发射线结构，并基于光学巡天数据确认其超周期约为400天，最终判定该系统为 SU UMa 型矮新星。
2025-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
