Optical Flickering of the recurrent nova RS Ophiuchi: amplitude - flux relation
我们报告了共生周期新星RS~Oph在五个波段（$UBVRI$）静止时的闪烁变化的观测结果。我们发现的峰-峰闪烁幅度（$ΔF$）和热分量（$F_{\rm av}$）的平均通量之间的相关性的证据。相关性非常显著，相关系数为0.85，$p$值为~ $\sim 10^{-20}$。结合所有波段的数据，我们发现RS~Oph的$UBVRI$闪烁与$ΔF \propto F^k_{\rm av}$类型的关系，其指数为$k = 1.02 \pm 0.04$。因此，变化幅度和热分量的平均通量之间的关系符合线性。闪烁的均方根幅度平均为$F_{\rm av}$的8%（$\pm2$百分比）。探测到的相关性类似于在吸积黑洞/中子星和激变变星中发现的相关性。并对可能的原因进行了简要的讨论。这些数据可应作者的要求提供。
2015-05-21 astro-ph.SR
The recurrent nova RS Oph - simultaneous B and V band observations of the flickering variability
我们进行了48.6小时（在28个晚上）的同时B和V波段观测的闪烁变化的经常性新星RS Oph在平静。在我们观察期间，系统的亮度在13.2 > B > 11.1之间变化，颜色在0.86 < B-V < 1.33范围内变化。我们发现，RS~Oph变得更蓝，因为它变得更亮，然而，热分量变得更红，因为它变得更亮（假设红巨星是不变的）。在所有的运行过程中，RS Oph在B波段表现出幅度为0.16 - 0.59 mag的闪烁。对于闪烁源，我们发现它的颜色为-0.14 < B-V < 0.40，温度范围为7200 < T_fl < 18900，平均半径为1.1 < R_fl < 6.7 R_sun。我们没有发现闪烁的温度和亮度之间的相关性。然而，我们确实发现了B波段幅度和闪烁源的平均半径之间的强相关性（相关系数0.81，显著性1.1x10^{-7}）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。闪烁的持续存在表明白矮星正在为下一次爆发积极地吸积物质。
2018-07-04 astro-ph.SR
Eclipse mapping the flickering sources in the dwarf nova HT Cassiopeia
我们报告的结果日食映射分析的合奏光变曲线的HT Cas。白矮星对质量传递速率增加的快速响应，同时吸积盘的膨胀速率，以及高频闪烁的相对振幅，表明HT Has的静止盘具有高粘度，α ~ 0.3-0.7。这与盘不稳定性模型明显不一致，并意味着HT Cas的爆发是由来自其施主星的增强的质量传递速率的爆发引起的。
2011-05-06 astro-ph.SR
Flickering study of nova like systems KR Aur and UU Aqr
本文研究了两个类新星系统KR Aur和UU Aqr的闪烁活动。我们采用了闪烁模拟的统计模型，在吸积盘的基础上湍流角动量输运与湍流尺度的指数分布的两个相邻的环。该模型是基于一个稳定状态的磁盘模型，这是满意的情况下，热电离盘的新星般的激变变量。我们的模型成功地拟合了观测到的KR Aur的功率密度谱，其圆盘参数α = 0.10 - 0.40，内部圆盘截断半径R_in = 0.88 - 1.67 x 10^9 cm。准确的值取决于传质速率，在这个意义上，α减小和R_in增加的传质速率。在任何情况下，发现KR Aur的内盘半径比静止的矮新星小得多，正如盘不稳定模型所预测的那样。另一方面，我们的模拟未能再现UU Aqr的功率密度谱。一个诱人的解释涉及可能存在的螺旋波，这是预期在UU Aqr，因为它的低质量比，但不是在KR Aur。在一般情况下，我们的模型预测所观察到的中心光盘闪烁的浓度。我们解释了角动量梯度的径向依赖性。
2011-11-16 astro-ph.SR
SOAR observations of the high-viscosity accretion disc of the dwarf nova V4140 Sagitarii in quiescence and in outburst
利用SOI/SOAR技术分析了2006年9月12-24日矮新星V4140 Sgr的22条B波段光变曲线。三维日食映射的爆发光变曲线表明，吸积盘是椭圆形的（偏心率e=0.13），超级驼峰最大发生时，质量捐助者的恒星是与椭圆盘的凸起对齐。吸积盘在爆发和静止时都是几何上薄的;它在爆发时充满了主洛希瓣，在静止时缩小到大约一半的大小。食面形状、食面宽度和食面深度沿静止期的稳定性以及由此得到的盘表面亮度分布表明静止吸积盘处于高粘度的稳态。闪烁映射的静态数据显示，低频闪烁产生的方位角扩展流盘的影响区域在光盘边缘和最里面的光盘区域，而高频闪烁起源于吸积盘。假设与盘相关的闪烁是由磁流体动力学湍流引起的能量耗散率的波动引起的（Gertseema & Achterberg 1992），我们发现在所有半径处，静态盘粘性参数都很大（α ~ 0.2-0.4）。高粘度的静态光盘和推断的低光盘温度在超爆发与预期的光盘不稳定性模型是不一致的，并导致V4140 Sgr的爆发是由其施主星的质量传递爆发的结论。
2016-09-12 astro-ph.SR
UBVRI observations of the flickering of RS Ophiuchi at Quiescence
我们报告的闪烁变化的经常性新星RS Oph在静止的基础上，同时在5个波段（UBVRI）的观测。RS Oph具有闪烁源，（U-B）_0=-0.62 \pm 0.07，（B-V）_0=0.15 \pm 0.10，（V-R）_0=0.25 \pm 0.05。我们发现闪烁源的温度T_fl = 9500 \pm 500 K，亮度L_fl = 50 - 150 L_sun（使用d=1.6kpc的距离）。我们还发现，在（U-B）vs（B-V）图上，共生星的闪烁不同于激变变星。讨论了闪烁的可能来源。这些数据可应作者的要求提供，并可在网站www.astro.bas.bg/~rz/RSOph.UBVRI.2010.MNRAS.tar.gz上获得。
2010-01-06 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
Colours of the flickering source of Mira
我们报告测光观测约翰逊UBV波段的短期变化的米拉。在B波段测得振幅为0.16 mag。采用星际消光系数E（B-V）=0，得到闪烁源色B-V=1.3，温度T=3700 K，半径R= 0.77Rsun。闪烁源的颜色比激变变星的平均B-V颜色要红得多。
2019-04-01 astro-ph.SR
Searching for the 1 mHz variability in the flickering of V4743 Sgr: a Cataclysmic Variable accreting at a high rate
目标：一些研究得很好的激变变星（CV）显示出快速变化的离散特征频率;最突出的是log（f/Hz）$\simeq$-3附近。因为我们仍然只有少量的统计数据，我们得到了一个新的观察，以测试这是否是CV的一般特征，特别是如果质量转移发生在一个典型的矮新星爆发的高速率，在所谓的“高状态”。方法：我们分析了静止新星和中间极V4743 Sgr的光学开普勒数据。这个系统中有一颗白矮星通过处于高态的圆盘吸积。我们计算了功率密度谱，并寻找断裂或特征频率。我们的目标是评估闪烁的mHz频率是否是一般特征。结果：V4743 Sgr在log（f/Hz）$\simeq$-3处具有明显的断裂频率。这种检测将mHz特征频率是高状态CV的一般特征的概率从69%增加到91%。此外，我们提出的可能性，变异是由类似的机制，在新星样系统MV Lyr，这将使V4743 Sgr独特。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
2MASS J01074282+4845188: a new nova-like cataclysmic star with a deep eclipse
我们提出的VRI测光和低分辨率光谱的对象2MASS J01074282 + 4845188。月食的V形，颜色指数的相位变化以及食前驼峰的存在，静止和闪烁使我们可以得出结论，它是一颗像新星一样的灾难性恒星。这是由观察到的宽发射Halpha线支持的。其单一的轮廓与一个相对狭窄的FWHM，但大FWZI是典型的新星样变量的SW性别亚型。观测到的深蚀使新发现的激变星2MASS J01074282 + 4845188成为未来研究的有趣对象。
2011-06-10 astro-ph.SR
Photometric evolution of Nova Del 2013 (V339 Del) during the optically thick phase
我们提出并讨论了Nova Del 2013从发现时（发生在最大亮度前几天）到+77天（光学厚相结束时）的BVRI光度演化。
2013-11-12 astro-ph.SR
High speed photometry of faint cataclysmic variables - VI. Car2, V1040 Cen, Ha 075648, IL Nor (Nova Nor 1893), HS Pup (Nova Pup 1963), SDSS J2048-06, CSS 081419-005022 and CSS 112634-100210
我们观测到8颗暗弱激变变星。新星样的Car2被广泛采样，但几乎没有变化。V1040 Cen是在一次矮新星爆发的末期被观测到的，具有矮新星和准周期振荡。HA075648在3.49h有强烈的大振幅闪烁和可能的轨道调制。这颗新星的残骸IL Nor（Nova Nor 1893）已经被确认。HS Pup（Nova Pup 1963）的轨道周期可能是3.244小时。SDSS J2048 - 06是一颗低质量传递的矮新星，在静止时在7.67 h时显示出缓慢的变化矮新星CSS 081419 - 005022的轨道周期为1.796小时，食矮新星CSS 112634 - 005022的轨道周期为1.796小时。100210的轨道周期为1.8581 h。
2009-12-23 astro-ph.SR
Flickering in AGB stars: Probing the nature of accreting companions
渐近巨星分支（AGB）星的双星伴星是它们演化的一个重要方面。很少有AGB伴星被探测到，在大多数情况下，很难区分主序星和白矮星伴星。探测光度闪烁，一种在白矮星周围的致密吸积盘的示踪物，可以帮助确定这些伴星的性质。在这项工作中，我们寻找闪烁的四个AGB星建议有可能吸积的同伴。在两个目标R~Aqr和V1016 Cyg中没有发现闪烁信号。在另外两颗恒星：Mira和Y Gem中发现了闪烁。我们用三种不同的方法调查了米拉同伴的真实本性。我们对Mira的研究结果强烈表明它的伴星是一颗白矮星。
2018-03-12 astro-ph.SR
Photometry of the long period dwarf nova MU Centauri
即使在较明亮的激变变星中，也有相当数量的天体存在，但我们对它们的了解并不多。其中一个，MU Cen，作为一个小项目的一部分被观察到，以更好地描述这些被忽视的系统。为了寻找系统结构及其在小时和更短时间尺度上的行为的线索，研究了宁静期间MU Cen亮度的时间变化。在白光中观察到的光曲线，在几秒钟的时间分辨率和持续时间为几个小时，在六个晚上，跨越总的时间基础为五个月，使用不同的时间序列分析工具，以及模型拟合进行了研究。天蝎座MU Cen的光变曲线主要由副星的椭球变化所控制。精确的轨道周期为P（orb）= 0.341883天。模型拟合允许将第二颗恒星的温度限制在~5000 K，轨道倾角限制在50 deg <= i \<= 65 deg。后者的结果允许估计的组件质量可能是有点小，在以前的出版物中得出的。还确定了第二个持续期P（2）= 0.178692天。其起源尚不清楚。然而，与所有激变变星一样，牟岑的闪烁水平也很低。它的频率行为对于静止的矮新星来说是正常的。有迹象表明，个别闪烁事件并不总是独立的，但可以导致效果让人联想到准周期振荡。
2016-01-21 astro-ph.SR
Photometric Observations of the 2017 Outburst of Recurrent Nova M31N 2007-10b
M31是观测和研究复发新星的理想实验室。迄今为止，在M31中已经发现了18颗复发新星，其中6颗复发周期小于9年。M31 N 2017- 12 a（AT 2017 jdm）是一个在M31中心附近报告的瞬变现象，根据先前数据的限制，爆发时间估计为2017年12月24.141 +/- 0.42。在这里，我们提出了M31 N 2017- 12 a的光度观测，我们确认它是M31 N 2007- 10 b的重现。
2018-10-23 astro-ph.SR
Long term UBV RI photometric and spectral monitoring of nova KT Eri during 2009-2023
该研究对2009年爆发的新星KT Eri开展2009-2023年长期UBV RI测光监测，揭示其宁静态高激发条件、复杂多周期与混沌混合的1星等幅度变异性，且爆发前后宁静态平均色亮水平一致。
2024-11-28 astro-ph.SR
Photometric evolution and peculiar dust formation in the gamma-ray Nova Sco 2012 (V1324 Sco)
本文介绍了γ射线新星Nova Sco 2012（V1324 Sco）的光学测光（BVRI）和红外测光（JHK），并对光度曲线进行了重建和讨论。得到了星际红化E（B-V）=1.23。尘埃在新星早期就开始形成，只下降了一个星等，超过最大光学亮度20天，并在V波段造成了至少6个星等的消光，几个月后才清除。这种不寻常的早期尘埃形成妥协的应用程序的最大幅度与下降率（MMRD）的关系，估计到新星的距离。
2015-04-20 astro-ph.SR
Flickering of the jet-ejecting symbiotic star MWC 560
分析了喷流共生星MWC 560中吸积白矮星的短期光变（闪烁）的光学光度数据。这些观测是在2011年11月至2019年10月期间的17个夜晚获得的。颜色星等图显示，系统的热分量变得更红，因为它变得更亮。对于闪烁源，我们发现它的颜色为0.14 < B-V < 0.40，温度范围为6300 < T_fl < 11000 K，半径为1.2 < R_fl < 18 Rsun。我们发现B波段幅度和闪烁源的平均半径之间存在很强的相关性（相关系数为0.76，显著性< 0.001）-随着系统亮度的增加，闪烁源的大小也会增加。估计的温度与激变变星亮点的温度相似。在2019年，闪烁消失，热分量的B-V颜色变得更蓝。
2020-03-31 astro-ph.SR
Using Gaussian processes to model light curves in the presence of flickering: the eclipsing cataclysmic variable ASASSN-14ag
大多数激变变星在其光变曲线中含有随机噪声成分，通常称为闪烁。这可能会显着影响CV日食的形态，并增加了通过日食建模获得具有可靠误差的准确系统参数的难度。在这里，我们介绍了一种新的日食建模方法，该方法在高斯过程（GP）的帮助下对CV闪烁进行建模。一个参数化的日食模型-与一个额外的GP组件-同时适合8个日食的矮新星ASASSN-14 ag和系统参数的确定。我们得到的质量比$q$ = 0.149 $\pm$ 0.016和倾角$i$ = 83.4 $^{+0.9}_{-0.6}$ $^{\circ}$。白矮星和供体质量分别为$M_{w}$ = 0.63 $\pm$ 0.04 $M_{\odot}$和$M_{d}$ = 0.093 $^{+0.015}_{-0.012}$ $M_{\odot}$。用多色光度法测定了一颗白矮星的温度$T_{w}$ = 14000 $^{+2200}_{-2000}$ K，距离$d$ = 146 $^{+24}_{-20}$ pc。我们发现，全球定位系统是一种有效的方式来模拟闪烁的CV光变曲线，并计划使用这种新的日食建模方法前进。
2016-09-20 astro-ph.SR
New observations of the old magnetic nova GQ Muscae
我们报告了1992年至2011年期间对GQ Mus进行的光度观测。我们发现，其亮度的轨道调制的总振幅从1992年的~0.9等下降到2010年的~0.2等，变得与几分钟时间尺度上的混沌闪烁的振幅相当。在2001年和2012年获得的光谱表明GQ Mus的持续活动。光谱显示了典型的磁激变变星的HeII和HI宽发射线。这颗新星在2001年和2012年被观测到是一个紫外线明亮的物体。我们还表明，GQ Mus的轨道周期在1989年和2010-2011年之间是恒定的。
2014-01-28 astro-ph.SR
BVRI photometric evolution of the very fast Nova Ophiuchi 2010 N.1 = V2673 Oph
速度非常快的FII级蛇夫座新星2010 N.1迅速上升到最大亮度（V波段的最后2.2等在3.4天内被覆盖），在2010年1月18日达到最大亮度，V=8.5，B-V=+0.95，V-Rc=+0.75，V-Ic=+1.50。以t2（V）=10.0和t3（V）=23.5天为特征的快速平稳下降。影响新星的红化是E（B-V）=0.7，距离d=7.4 kpc，在银道面以上的高度为z=0.6 kpc。
2010-03-28 astro-ph.SR
High Cadence Millimagnitude Photometric Observations of V1112 Persei (Nova Per 2020)
私人瞭望台（LO）在2020年11月25日由Seiji Ueda发现后不久，在37个夜晚，跨越80多天，对经典新星V1112 Persei进行了监测。图像是以高节奏拍摄的，最初的曝光时间不到2秒，有些时间持续超过10个小时。测光的标准误差通常好于千分之五的星等（5毫等）。这种节奏和精度不仅允许观测到新星的预期变暗，而且还允许观测到周期为0.608 ± 0.005天的变化。该数据补充了美国变星观测者协会（AAVSO）公开提供的光度测定法，并将所得数据组合起来进行光度测定分析。本文并不试图从天体物理学的角度对新星进行深入的物理分析。
2021-07-22 astro-ph.SR
Near-infrared spectroscopic and photometric evolution of Nova V476 Scuti -- a nova that formed optically thin dust
我们介绍了在2005年9月爆发中发现的盾牌座新星V476（V476 Sct）的近红外（近红外）$JHK$（1.07 - 2.5 $μ$ m）光谱和光度观测结果。该新星的近红外观测呈现了极大后光谱和近红外光曲线的演变。在9个不同时期观测到的V476 Sct的光谱显示出由于HI、OI、CI和NI引起的突出线。根据红外光谱特征，我们独立地确定它为Fe II型新星，与从光谱中获得的相同分类一致。给出了观测到的谱线的详细识别。近红外$JHK$的光变曲线在爆发后约59天的时间内清楚地显示了光学薄尘壳的形成，这种现象在新星中并不常见。用黑体曲线拟合谱能量分布（SED），估算了不同时期尘埃壳层的温度。尘埃形成的V476 Sct是一致的存在的元素线与低电离电位像钠和镁在早期的光谱，我们已经提出了在一个新星的发展后期阶段的尘埃形成的潜在指标。
2013-10-15 astro-ph.SR
Photometric light curves analysis of SU UMa-type dwarf novae: the case of RZ LMi and KV Dra
Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯腾伯格天文研究所）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
对两颗SU UMa型矮新星进行新测光观测，检测到超爆期间的超驼峰并确定其周期和振幅，明确了RZ LMi为ER UMa亚型、KV Dra为WZ Sge亚型，并测定了KV Dra的轨道周期。
2026-06-07 astro-ph.SR
Atlas of photometric and spectroscopic daily monitoring of the very slow Nova Cas 2021 (=V1405 Cas) during the first 660 days of its outburst
新星卡斯2021于2021年3月18日爆发，在53天后通过光度最大值时达到肉眼亮度。我们描述了我们的~日常监测其演变，涵盖了发现以来的第一个660天。在所有我们获得了574高精度光度运行同时在BVRI波段，和110 Echelle高分辨率光谱。详细绘制了Cas新星2021的多波段光度演化图，并讨论了其与原型甚慢新星HR Del和V723 Cas的严格相似性。所有三颗新星都显示出多次和短暂的最大值，而几个月来徘徊在明亮的高原上，最终进入最后的衰退和星云阶段。所有新星的下降速度相同：通量（V）=（t-to）** α，α =-2.3在主要最大值之前，Nova Cas 2021的发射线以纤细的Voigt轮廓为特征，在它之后，所有线变得更宽，并以叠加在更宽基座上的宽中心分量为特征。这一转变发生在伽马射线发射被探测到的同一时间。沿着7个月的高原，线轮廓显示了鲁莽的变化，在所有的速度尺度，以响应不断变化的亮度的新星在第二个极大值。在+230天离开平台后，星云线出现，电离度迅速增加，从FeII/Balmer/HeI通过HeII/Bowen，然后到[CaV]/[NeV]/[FeVII]。大约在+550天之后，配置文件停止了进化，冻结了它们的外观。在后来的时期，所有发射线的轮廓变得密集的城堡状，在过去的四个月里，所有凹痕的径向速度稳定在1公里/秒。
2023-02-09 astro-ph.SR
Superhumps in the cataclysmic variable BG Tri
本文利用罗真天文台、ASAS-SN、TESS和WASP巡天的地面观测资料对明亮激变变星BG Tri进行了详细的光度学研究。我们报告了在2019年和2020年的数据中发现了一个P $_{-sh}$ = 0.1515（2）天的负超峰和一个P=3.94（53）天的共存超轨道变化。在2006年的数据中还发现了P $_{+sh}$ = 0.1727（14）天的正超峰。得到的负超峰亏损$\varepsilon_{-}$ =0.044（1）和正超峰过剩$\varepsilon_+$ =0.090（9）给出了系统质量比（q）的独立光度估算，分别为q $_-$ = 0.37（2）和q $_+$ = 0.40（5）。我们还提出了一个研究的准周期振荡（QPOs）和随机变化（闪烁）在BG三。光变曲线显示了一个丰富的混合物，同时重叠的准周期范围从5到25分钟。罗真天文台的多色（UBVRI）测光观测揭示了闪烁振幅向较短波长的典型增加。当负超级峰在2021年季节消失时，所有研究的光度带中闪烁光源的最近引入的A $_{60}$振幅系统性降低。
2022-08-23 astro-ph.SR
Photometry of the progenitor of Nova Del 2013 (V339 Del) and calibration of a deep BVRI photometric
Asiago板块档案已经被搜索，以寻找覆盖新星Del 2013（V339 Del）的天空区域的旧板块。我们特意校准了一个深BVRI光度序列，测量了原始恒星的亮度。Asiago板上祖细胞的平均亮度为<B>=17.27和<V>=17.6，平均颜色（B-V）=-0.33。在B带的变化的总振幅为0.9马格。颜色和可变性是一致的祖先占主导地位的排放吸积盘。2012年4月，APASS全天巡天也勉强探测到了它的前身。我们将来自三次单独访问的CCD图像叠加，并在B=17.33+/-0.09和V=17.06+/-0.10 mag.
2013-12-20 astro-ph.SR
Flickering of accreting white dwarfs: the remarkable amplitude-flux relation and disc viscosity
本文分析了激变变星（KR Aur，MV Lyr，V794 Aql，TT Ari，V425 Cas）、复发新星（RS Oph和T CrB）和喷流共生星（CH Cyg和MWC 560）吸积白矮星的短期光变（闪烁）的测光数据。我们发现，振幅通量的关系是可见的超过四个数量级，在从$10^{29}$到$10^{33}$ erg s $^{-1}$ <$$^{-1}$的通量范围内，作为一个“统计上完美”的相关性，相关系数为0.96，p值为$ \sim 10^{-28}$。在上述范围内，我们的9个天体中任何一个的变化幅度都与通量水平成比例，对于所有9个吸积有$ΔF = 0.36 (\pm 0.05) F_{av}$、$σ_{rms} = 0.086(\pm 0.011) F_{av}$和$σ_{rms} / ΔF = 0.24 \pm 0.02$的白矮星，（几乎）都是一个相同的比例因子。总的来说，我们的结果表明，在吸积盘的粘度几乎是相同的所有9个对象在我们的样本中，在质量吸积率范围$2 \times 10^{-11} - 2\times10^{-7}$ $M_\odot$年$^{-1}$。
2016-04-11 astro-ph.SR
Photometric Observations and Period Analysis of an SU UMa-type Dwarf Nova, MASTER OT J004527.52+503213.8
MASTER OT J004527.52 + 503213.8（以下简称MASTER J004527）是MASTER计划在2013年发现的一颗矮新星。在2020年10月24日18：20 UTC，该物体的增亮报告给vsnet-alert（24843由Denisenko）。这是超级爆发被发现后的第二次报告。在警报发出后不久至2020年11月4日，冈山理科大学天文台使用23.5厘米施密特-卡塞格伦望远镜进行了测光观测。在这项工作中，我们提出了我们的观测光度数据，并分析了2020年爆发期间MASTER J004527的光变曲线。提出了一种利用多项式拟合确定超级峰周期的方法，该方法适用于含有大量缺失数据的光变曲线。除了我们自己的数据，我们还结合了其他所有的天空调查数据的爆发，以更好地了解超级驼峰的属性。根据我们的观测，我们得出结论，MASTER J004527是一个SU UMa型矮新星，因为没有早期的超级驼峰发生。
2023-03-25 astro-ph.SR
Photometric variability of the nova-like object V380 Oph in 1976-2016
我们结合了对类新星变星V380 Oph的摄影、光电和CCD观测，得到了一个跨越40年时间范围的光变曲线。虽然V380 Oph的典型高态亮度为R~14.5，但在1979年（B_pg~17.5）和2015年（R~19）发现的两个低亮度事件证实了它被归类为VY Scl型“反矮星新星”。对2002年至2016年期间获得的光电和CCD V和B观测的傅立叶周期分析显示，存在两个周期0.148167 d和4.287 d，这可能与负超级峰和盘进动有关。我们还比较了在相同的板与虹膜显微光度计和平板扫描仪获得的测量结果，并发现在摄影测光的预期精度的协议。
2016-05-04 astro-ph.SR
The hidden symbiotic star SU Lyn -- detection of flickering in U band
我们报告光度观测的隐藏的共生星SU林在光学波段。在五个夜晚，我们在U波段探测到幅度约为0.05等的弱闪烁。B、V、g'和r'带无夜间变异。这又一次表明次级成分是一颗以低吸积速率吸积的白矮星。我们还搜索了十几个相关对象（RR Boo，RT Boo，AM Cyg，AG Peg，BF Cyg，NQ Gem，StHa 190，V627 Cas，XX Oph，FS Cet和Y Gem）的夜间变化，其中没有检测到超过观测误差的变化。
2022-08-12 astro-ph.SR
Photometric evolution of the 2016 outburst of recurrent Nova LMC 1968: the first three weeks
光学（BVRI）测光的前三个星期的爆发的经常性新星LMC 1968年提出和讨论。2016年的I波段光变曲线是2010年火山爆发的精确复制品，即使是最微小的细节。最大星等被推断发生在2016年1月21.2日，I=11.5等，对应的绝对星等M（I）=-7.15。一个~1天的高原是目前在所有波段约6天过去的光学最大值，同时出现的超软X射线发射在斯威夫特的观测，信号的广泛电离的喷出物。这颗新星进入了一个更长的平台期，大约比最大值晚了9天，由白矮星的亮度控制，现在可以直接看到它，并且它的表面仍然有核燃烧。爆发复发的平均周期约为955天（2.6年），这既符合OGLE季间间隙，也符合观测到的前一次爆发之间的间隔。
2016-03-08 astro-ph.SR
New Photometric Observations and the 2015 Eclipse of the Symbiotic Nova Candidate ASAS J174600-2321.3
食双星系统ASAS J174600-2321.3，过去曾显示出约4等（V）的显著增亮，最近被确定为共生新星候选者。2014年7月启动了一项长期光度监测计划。在目前的活跃阶段，该系统显示出大约每33个月发生一次振幅约为3.5等（V）的深食。为了监测2015年的日食，AAVSO发布了510警报通知。在随后的活动中，航空航天志愿服务组织的观察员在约翰逊B号上进行了338次测量，在约翰逊V号上进行了393次测量，在约翰逊I号上进行了369次测量，并进行了27次目视观测。本文介绍并分析了来自AAVSO国际数据库的这些数据，以及上述光度监测计划的观测结果。根据这些数据，我们能够将轨道周期精确到Porb = 1012.4天。此外，这些数据暗示平均亮度略有下降，如果被证明是真的，可能表明爆发的下降。
2015-12-04 astro-ph.SR
Studying Spectral Behavior, Accretion Processes and Photometric Behavior of Some Binary Stars in the Ultraviolet and Optical Regions
我们研究了三颗经典新星（PW Vul、V1668 Cyg和V1974 Cyg）选定紫外发射线的归一化通量的演化。研究了不同阶段的突出。我们将这三个系统的光谱行为归因于在爆发的不同阶段包层的光学厚度和温度的变化。我们的结果与经典新星的理论模型是一致的。我们还提出了在后新星阶段的三个系统的光学光度观测。这些观测显示了这些系统的光变曲线的变化以及最大值和最小值的不同时间。
2019-02-19 astro-ph.SR
500 days of Stromgren b, y and narrow-band [OIII], Ha photometric evolution of gamma-ray Nova Del 2013 (= V339 Del)
我们提出并讨论了通过中等Stromgren y，b波段和窄[OIII]，Halpha波段获得的高度精确的测光，这些波段覆盖了Nova Del 2013自最大亮度以来的500天演变。这是迄今为止对在这种光度系统中观测到的任何新星的最完整的研究。这些光度带中的新星行为与用更传统的宽波段如UBVRI或ugriz观察到的非常不同，提供了关于喷出物的范围和电离的独特信息，临界阶段的开始，如光学厚和薄条件之间的过渡，以及中央超软X射线源的再电离。在不同的时期和不同的照明角度下精确测量了y、b、[OIII]和Halpha光度滤光片的实际透射曲线，以详细评估其在精确操作条件下的性能。Halpha和[OIII]光变曲线的极端平滑性表明，Nova Del 2013的喷出物中没有大而突然的不连续性。如果它们存在，当电离和/或复合前沿超过它们时，光变曲线中的毛刺就会出现。在记录的超软X射线发射的非常大的变化（一天内高达100倍）期间（从第+69天到第+86天，超过V最大值），在光学光度测定中没有观察到超过1%的毛刺，无论是在连续谱（Stromgren y）中还是在谱线（[OIII]和Halpha滤波器）中，或者在两者的组合中（Stromgren b，Johnson B和V）。考虑到当时喷出物中的复合时间尺度为一周，这排除了白矮星作为X射线变化源的全球变化，而是支持通过视线到达我们的星团喷出物作为其起源。
2015-04-21 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
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
Accretion-induced flickering variability among symbiotic stars from space photometry with NASA TESS
本研究利用NASA TESS空间测光数据，提出定量方法检测共生双星中由吸积引起的闪烁变率，在20颗星中探测到闪烁，其中13颗为新发现，表明吸积盘在共生星中可能普遍存在。
2023-12-26 astro-ph.SR
Photometric Analysis of TCP J20171288$+$1156589 -- WZ Sge Type Dwarf Nova with Delayed Ordinary Superhumps Emergence
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）；Sternberg Astronomical Institute, Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学列别捷夫天文研究所）；Astronomical Institute of the Slovak Academy of Sciences（斯洛伐克科学院天文研究所）；Crimean Astrophysical Observatory（克里米亚天体物理观测站）；Vereniging voor Sterrenkunde（比利时天文协会）
研究了WZ Sge型矮新星TCP J20171288$+$1156589的光度特性，发现其超速突起出现存在延迟，揭示了系统的质量比和轨道参数。
2025-12-06 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Properties of Novae in the Large Magellanic Cloud
本文总结和评述了43颗已知LMC新星候选者的光度和光谱性质。其中，光度数据足以建立下降率可用于29新星，而光谱数据足以建立光谱类可用于18个系统。18颗新星中有一半属于Fe II类，其余9颗属于He/N或Fe IIb类。在之前对M31和M33的研究中发现，He/N和Fe IIb型新星的光度发展平均比Fe II型新星快。总的来说，现有的测光证实了早期的研究，并最终表明，LMC新星有更快的下降速度比银河系和M31的新星。与M31相比，在大麦哲伦星系中观测到的更快的He/N和Fe IIb新星的比例增加，几乎可以肯定是两个星系之间潜在的恒星星族差异的结果。我们认为，与M31的隆起（大部分新星都在那里发现）相比，大麦哲伦星云中的年轻人口产生了平均质量更高的白矮星双星。与M31相比，较高的平均白矮星质量不仅产生了更大比例的快速He/N新星，而且还导致了相对较大的复发新星人口。
2013-03-15 astro-ph.GA 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
Spectroscopic and photometric observations of Symbiotic Nova PU Vul during 2009-2016
一组新的低分辨率光谱和UBVJHKL光度观测的共生新星PU Vul。这对双星在1977年共生新星爆发后仍在进化，现在它处于星云阶段。发现1977年以后的第三个轨道周期的光变曲线变化较大。现在，PU Vul的光变曲线呈正弦波（U波段振幅约为0.7等），这是典型的共生星静止状态。由于冷组分脉动而引起的亮度变化现在在VRI光变曲线中清晰可见。脉动幅度从V波段的0.5等增加到I波段的0.8等。这两种类型的可变性，以及一个非常缓慢的变化，由于1979年爆发后的演变热组分的物理参数，影响系统的光谱能量分布。发射谱线的变化是非常复杂的。只有氢线通量随轨道相位变化。第三个轨道周期的一个重要特征是OVI，6828 A拉曼散射线的首次出现。我们用Zanstra方法测定了He Ⅱ 4686谱线的热组分温度。我们的估计是大约150000 K的光谱在2014年获得的轨道最大值附近。在脉动极小值附近导出的VO光谱指数对应于PU Vul冷分量的M6光谱类。
2018-03-15 astro-ph.SR
Photometric Analysis of Three Potential Red Nova Progenitors
本文介绍了三个亮红新星祖先接触双星系统：ASAS J 082151 -0612.6，TYC 7281-269-1和TYC 7275-1968-1的光度分析。这三个系统的主要组成部分都是太阳型的低质量恒星，其半径比零龄主序星的半径稍大。与大多数接触双星系统一样，第二颗双星的半径和光度都远高于主序星。所有三个都具有极低的质量比，范围从0.075到0.097，两个具有高接触度，超过75%。三者的质量比和间距均低于轨道稳定性的理论值。色球活动，磁活动和磁制动的标志，被认为是重要的介导角动量损失，也进行了探讨。所有三个系统都展示了O 'Connell效应，并且所有系统都需要引入星点以获得更好的光变曲线解决方案。此外，我们还发现ASAS J 082151 -0612.6和TYC 7281-269-1在表明高色球活动的范围内具有紫外颜色过量。另一个衡量潜在重要磁活动的指标是X射线光度; TYC 7275-1968-1，可能还有TYC 7281-269-1，其X射线光度远高于其他接触双星系统。我们的结论是，这三个很可能是不稳定的，因此是潜在的合并候选人。
2022-07-31 astro-ph.SR
One Thousand New Dwarf Novae from the OGLE Survey
我们提出了一个最大的收集矮新星（DNe）包含1091对象已被发现的光学引力透镜实验（OGLE）调查的长期光度数据。它们被发现在朝向银河核球和麦哲伦云的OGLE区域。我们分析了所有系统的基本光度学性质，并初步发现了一个人口的DNe从银河系的凸起。我们确定了几十个WZ Sge型DN候选者，包括两个超级驼峰周期超过0.09天。其他有趣的天体包括SU UMa型的恒星与“早期”的前兆爆发或Z Cam型的恒星在静止时显示爆发。我们还提供了一份将在2016年K2 Campaign 9微透镜实验期间观察到的DNe列表。最后，我们提出了新的OGLE-IV实时数据分析系统：CVOM，它已被设计为提供连续的实时光度监测选定的CV。
2016-01-11 astro-ph.SR
Photometric evolution, orbital modulation and progenitor of Nova Mon 2012
我们提出并讨论了准确和密集映射的BVRI光变曲线的氖新星Mon 2012年，补充的演变Stromgren b和y波段和相关的发射线的综合通量。我们的监测从新星的光学发现开始，一直延伸到+270天，远远超过了X射线超软阶段的结束。这颗新星显示出非常平滑的光变曲线。在SSS阶段开始时，y光变曲线和V光变曲线之间出现分叉，在SSS阶段结束时出现拐点。在未观测到的光学最大值时，新星的视星等被限制在+2.8=<V=<4.2。在新星演化过程中，伴随着光学亮度0.29585（+/-0.00002）天的轨道调制的出现、振幅增长和消亡。所观察到的调制具有近正弦的形状和弱的次最小值在相位0.5。我们赞成的解释，在叠加的椭圆形变形的洛希瓣填充同伴和照射的一面面临的WD。类似的光变曲线是典型的共生星，其中一个充满罗氏瓣的巨星被一个非常热的WD照射。由于高轨道倾角，施主星和吸积盘之间的相互掩星可能有助于观察到的调制。新星Mon 2012在爆发前的平静期的光学+红外光谱能量分布很好地拟合了一颗早期K型主序星（~ K3 V），距离为1.5 kpc，红化E（B-V）=0.38，有一颗WD伴星和一个吸积盘，有助于观察到蓝色过量和中等的H α发射。一颗典型的早期K型主序星，质量约为0.75 Msun，半径约为0.8 Rsun，其洛希叶的轨道周期为P=0.29585天，并有一颗质量更大的WD伴星。
2013-06-06 astro-ph.SR
The symbiotic binary ZZ CMi: intranight variability and suggested outbursting nature
我们提出的光度和光谱观测的共生星ZZ CMi。我们检测夜间的变化-闪烁和U波段的平滑变化。在U波段，闪烁的幅度约为0.10-0.20等。在B波段的可变性较低，振幅小于0.03马格。我们还检测到的H-α和H-β发射线的可变性，并找到一个流出的速度约为120-150公里/秒的指示。结果表明，ZZ CMi是一个吸积动力的共生体，包含一个M4-M6 III冷组分和一个类似于复发新星和喷流喷射共生星的白矮星。[The数据可查阅www.astro.bas.bg/ZSRz/ZZCMi/ZZCMi.tar.gz]
2021-10-01 astro-ph.SR
A long term spectroscopic and photometric study of the old nova HR Del
1967年发现的Nova HR Del在IUE卫星的整个寿命期间（1996年结束）在光学和紫外线方面都非常明亮，今天似乎仍然非常明亮。这种持续活动的原因尚不清楚;可能涉及持续的弱热核燃烧。因此，在几年内，在H $α$光谱区域的宽带光度法和光谱法中监测HR Del。H $α$线的轮廓显示了两个组成部分：一个狭窄的中央部分和较宽的翅膀。前者最容易理解为是由于一个吸积盘，其几何形状可能导致它部分地遮蔽自己。该分量显示出类似于具有轨道相位依赖性的S波，这表明它可能是由于H $α$中的亮点。宽的成分一定来自另一个区域，其中可能有1967年爆发期间喷出的物质的不可忽视的贡献。H $α$等效宽度的非轨道变化被发现在长和短的时间尺度。在光度学中也发现了类似的变化，显示出一个组分与轨道相位有明显的依赖性，但与H $α$变化没有明显的关系。光度变化的轨道部分可以用伴星的辐射来解释，而H $α$的性质可以用吸积盘和H $α$中的亮点来解释。
2010-07-06 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
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
Photometric Investigation of Novae T Pyx, BT Mon and V574 Pup at Quiescence by using the 2.4 m Thai National Telescope
再发新星（Recurrent novae，RNe）是由热核失控提供动力的多次爆发的新星。爆发发生在白矮星的表面，伴随着晚型主序星或巨次级星将物质转移到白矮星主星上。它们类似于经典新星（CNe）爆发，但只有RNe有一个以上的记录爆发。RNe是Ia型超新星的前身系统之一，在宇宙学中被用作主要的距离指示器。因此，必须研究CNe和RNe的爆发类型，并最终确定最终可能成为Ia型SNe爆炸候选者的天体数量。采用了在突出幅度-速度等级图中RNe与CNe分开的建议。由于低振幅是由静态系统中存在的演化的次级和/或高传质速率引起的，因此RNe候选物应相应地具有低振幅。我们选择了3个初步目标，包括T Pyx，BT Mon和V574 Pup。它们的振幅并不低，但却是泰国国家望远镜（TNT）所能观测到的最低振幅。我们获得了他们的幅度在静止使用ULTRASPEC相机上的2.4米TNT。三个目标在光学和近红外色星等图上的位置表明，这三个目标都应该有主序星。这对于T Pyx来说是正确的，它的第二颗恒星已经被证实是主序星，但BT Mon和V574 Pup还没有被证实。
2018-12-28 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
Long-term photometry of the eclipsing dwarf nova V893 Scorpii: Orbital period, oscillations, and a possible giant planet
激变变星V893 Sco是一颗食矮星新星，除了爆发相对较低的振幅外，在静止期（从天到秒的时间尺度）表现出特别强的变率。本研究旨在更新以前发表的过时的轨道星历，调查与线性星历的偏差，并描述在一定时间尺度范围内的非随机亮度变化。在39个夜晚观测到了V893 Sco的光变曲线，总时间跨度约为14年。它们包含114个日食，用于显着提高轨道周期的精度和研究旋转时间的长期变化。振荡和类似的亮度变化进行了研究与傅立叶技术在个人的光变曲线。轨道周期显示出长期变化，周期为10.2年。它们可以被解释为一颗质量约为9.5木星质量的巨行星在4.5天文单位的轨道上围绕V893 Sco运行所引起的光旅行时间效应。在某些夜晚，可以看到几分钟时间尺度上的瞬态半周期变化，这可以被识别为准周期振荡。然而，很难区分它们是由真实的物理机制引起的，还是不相关的闪烁耀斑的偶然叠加的结果。模拟调查这个问题。
2014-04-10 astro-ph.SR
NSV 1907 - A new eclipsing, nova-like cataclysmic variable
NSV 1907，以前在变星表中被列为不规则变星，在卡特琳娜巡天周期变星表中被归类为大陵型食双星。我们已经确定了NSV 1907作为一个紫外线（UV）明亮的来源，使用GALEX空间望远镜的测量，并检测到明显的日食外的变化，从卡特琳娜巡天的档案测光数据，这激发了更密切的检查对象。获得了光谱和广泛的多色光度观测，从中我们推断NSV 1907是一颗深度食、类似新星的激变变星。除了轨道变化（周期为P ~ 6.63小时的深食）外，还观察到平均亮度的变化和不规则的短期变化（闪烁）。在相位φ ~ 0.5处存在一个次极小值，这表明伴星对系统的光通量有重要贡献。我们发现可能的证据正弦变化的周期为P ~ 4.2 d，我们解释为节的吸积盘的岁差周期。CSS或我们的光度监测期间均未检测到爆发或VY Scl样亮度下降。由于它的光谱特征和观测到的变化模式，我们建议NSV 1907作为一个新的中等明亮的长周期SW Sextantis星。鼓励进一步的光度和光谱观测。
2016-08-26 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
