Tidally Trapped Pulsations in Binary Stars
最近发现了一类新的脉动双星，它们的脉动幅度受到轨道相位的强烈调制。恒星在近距离双星潮汐扭曲，所以我们研究如何恒星的潮汐引起的非球面性影响其振荡模式的频率和本征函数。我们通过潮汐模式耦合解释了脉动幅度调制，使得脉动有效地局限于恒星的某些区域，例如，潮汐极或潮汐赤道。除了严格的数学形式主义计算这种耦合，我们提供了一个更直观的半解析描述的过程。我们讨论三个结果的影响：1。潮汐线形，即，振荡模式围绕潮汐轴而不是旋转轴对齐; 2.潮汐捕获，例如，潮汐极或潮汐赤道附近的振荡的局限; 3.潮汐放大，即，潮汐极附近的通量扰动增加，声学模式可以传播到更靠近恒星表面的地方。总之，这些现象可以解释最近发现的一类“潮汐倾斜振荡器”的脉动幅度和相位调制。“我们将我们的理论与三个潮汐倾斜的反射器HD 74423，CO Cam和TIC 63328020进行比较，发现关于潮汐轴对称的潮汐捕获模式可以在很大程度上解释前两个，而非轴对称的潮汐对齐模式存在于后者中。最后，我们讨论了理论的影响和局限性，我们作出了预测，许多新的潮汐倾斜磁共振可能会被发现在不久的将来。
2020-08-06 astro-ph.SR
Mass transfer and tidally tilted pulsation in the Algol-type system TZ Dra
振荡食藻是一个非常重要的系统，它能使我们精确地确定恒星的基本参数（质量、半径），并通过脉动探测恒星内部。TZ\，Dra是一个包含$δ$ Scuti组件的oEA系统。为了研究这种封闭系统的特殊特性，包括脉动和质量传递，我们提出了详细的光度和光谱研究TZ\，Dra。在高分辨光谱分析的基础上，通过径向速度分析确定了卫星的轨道参数，并推导出了主要分量的大气参数。使用TESS数据集进行了二元建模和脉动频率分析。H $α$谱线显示了从冷到热的二元组分的质量传递的特征。轨道周期变化的分析支持了系统中质量传递/质量损失的结论。结果发现，系统的质量损失很可能是通过热点和星风造成的，为$3.52 \times 10^{-9}$ $M_\odot$/年。此外，大多数脉动频率起源于主要组成部分被发现是由谐波的轨道频率，特别是，12个偶极子间隔$2f_{\rm orb}$被检测到，从我们推断，这颗星潮汐倾斜的振荡器。还发现平均p模式频率间隔为$\approx 7.2 $ d $^{-1}$。
2021-12-07 astro-ph.SR
AT 2016dah and AT 2017fyp: the first classical novae discovered within a tidal stream
AT 2016 dah和AT 2017 fyp是相当典型的仙女座星系（M31）经典新星。AT 2016 dah几乎是一个教科书上的例子，它是一颗“非常快速”衰退但不常见的Fe II 'b'（宽线）新星，在光学光度上升到峰值期间被发现，并以平滑的破幂律光变曲线衰变。AT 2017 fyp被归类为“快速”新星，与M31不同，它的早期衰退光谱同时显示出Fe II和He/N光谱类型的特性-一种“混合”。类似地，AT 2017 fyp的光变曲线具有打破幂律的下降，但表现出扩展的平顶最大值。两颗新星都被尼尔·盖瑞尔斯·斯威夫特天文台用紫外线和X射线跟踪，但没有发现任何X射线源。这一对被跟踪光度和光谱进入他们的星云阶段。在光学数据档案中看不到祖先系统，这意味着质量供体是主序星。AT 2016 dah和AT 2017 fyp特别有趣的是它们相对于M31的位置。这对双星在天空中很近，但距离M31的中心很远，几乎沿着其主机的半短轴。对M31新星群的径向速度测量和模拟得出的结论是，这两颗新星都是仙女座巨星流（GSS）的成员。我们发现至少有两颗M31新星偶然出现在GSS上的概率约为1%。因此，我们认为这些新星来自GSS的前身，而不是M31 --第一个在潮汐流中发现的确认的新星。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
TIC 435850195: The Second Tri-Axial, Tidally Tilted Pulsator
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）；North-West University（西北大学）；University of Central Lancashire（中央兰开夏大学）；Phillips Academy（菲利普斯学院）
本研究利用TESS数据发现第二颗三轴潮汐倾斜脉动星TIC 435850195，通过联合拟合SED和光变曲线分析其演化状态与脉动模，排除特定脉动模存在的可能，提出简化模型，为后续候选体分析提供方法。
2024-09-05 astro-ph.SR
Characterization of the $δ$ Scuti eclipsing binary KIC 4851217 and its tertiary companion as well as detection of tidally tilted pulsations
本文对含两颗晚期A型星的δ Scuti食双星KIC 4851217进行高精度表征，测得质量、半径和有效温度，发现第三体M矮星伴星，并探测到39个轨道频率劈裂的脉动多重线，确认其为潮汐倾斜脉动体，为中等质量恒星理论研究提供了理想样本。
2024-08-06 astro-ph.SR
Exploring the tilted accretion disc of AQ Men with TESS
AQ Men是一颗类似新星的变星，被认为有一个倾斜的旋进吸积盘。在这个系统中的掠食被推测是有用的探索其吸积盘的几何形状。在这项工作中，我们分析了AQ Men的TESS观测，它提供了迄今为止该物体的最佳光变曲线。我们发现，食的深度随着吸积盘的方向而变化，这意味着它们可以作为倾斜吸积盘模型的直接测试。在TESS观测期间，吸积盘的进动周期在增加。然而，它仍然比以前研究中确定的时间短。与吸积盘进动相关的变化幅度不同，这种变化的形状也不同。此外，我们还发现了一个以前在AQ Men中看不到的正超级峰。有趣的是，正超峰有一个强烈的非正弦形状，这是不期望的新星样变量。
2021-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tilted Disk Precession and Negative Superhumps in HS 2325+8205: A Multi-Window Analysis
利用TESS测光数据，通过食极小值、食深度、NSH频率和振幅等多个窗口，全面研究了矮新星HS 2325+8205中的倾斜盘进动与负超短周期，首次发现食深度的双周期变化，为理解该现象提供了实质性证据。
2024-08-22 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
Tidally distorted stars are triaxial pulsators
本研究利用微扰理论发现潮汐扭曲恒星的脉动呈三轴特征，其偶极压力模式的振幅调制可精确产生两倍轨道频率的双峰，为星震学分析提供了新途径。
2024-11-14 astro-ph.SR
Analysis of Three SU UMa-Type Dwarf Novae in the Kepler Field
我们研究了三颗SU UMa型矮新星的开普勒光变曲线。背景矮新星KIC 4378554和V516天琴座都表现出主爆发-主爆发的组合，在此过程中，超峰总是在前体的衰落分支上发展。这一发现支持热潮汐不稳定性理论作为超爆发的起源。开普勒记录的V585 Lyr的超级爆发没有显示出前兆爆发，超级驼峰只是在最大光之后才发展出来，这是开普勒数据中迄今为止的第一个例子。这样的超级爆发是在热潮汐不稳定性模型中理解的。对V585天琴座的观测，使得开普勒第一次清楚地探测到了在短轨道周期矮新星的“B阶段”超级驼峰中常见的正周期导数。在所有对象中，没有强烈的信号过渡到占主导地位的流冲击型组件的超级驼峰，这表明没有强烈的迹象表明，增强质量转移后的超级爆发。我们测定了天琴座V516的轨道周期为0.083999（8）d。在V516天琴座火山中，部分爆发为不同程度的双爆发。两次爆发中的前一次爆发是由内而外的性质，而后一次爆发是由外而内的性质。在V516 Lyr的一次超级爆发之前有一个双重前兆。前一个前兆未能触发超级爆发，而后一个前兆通过发展正超级峰触发了超级爆发。
2013-05-24 astro-ph.SR
V1006 Cygni: Dwarf Nova Showing Three Types of Outbursts and Simulating Some Features of the WZ Sge-Type Behavior
我们观察到2015年7月至8月的V1006 Cyg长爆发，并确定该物体是周期间隙中的SU UMa型矮新星。我们的观测证实，天鹅座V1006是继TU Men之后第二个显示三种类型爆发（正常，长正常和超级爆发）的天体。我们成功地记录到了超峰的生长阶段（A阶段超峰），得到了质量比为0.26-0.33，接近潮汐不稳定的稳定极限。A阶段超级驼峰的这种识别表明，超级驼峰确实在接近稳定极限的系统中缓慢生长，这一想法首先由Kato等人2014，arXiv：1406.6428引入。超级爆发显示了一个暂时的下降，然后是重新明亮。下沉的时刻与超峰的阶段转换相吻合，我们认为C阶段的超峰与吸积盘中冷却波的开始有关。我们认为，当冷却波开始时，潮汐不稳定性不足以维持盘的热态。我们提出，在质量比的极端（WZ Sge型天体和长周期系统）中常见的性质可以理解为弱潮汐效应的结果。
2015-12-17 astro-ph.SR
KIC 7524178 -- an SU UMa-Type Dwarf Nova Showing Predominantly Negative Superhumps throughout Supercycle
分析了KIC 7524178（=KIS J192254.92+430905.4）的Kepler长韵律数据，发现它是一颗SU UMa型的矮新星，具有频繁的正常爆发。负超峰的信号总是占主导地位，即使在超爆发，相反，我们的常识，在矮新星的超峰。正超峰的信号在超爆发期间只是短暂的，在超爆发之后迅速衰减。负超峰的频率变化类似于开普勒场中先前研究的两颗矮新星，V1504 Cyg和V344 Lyr。这是第一个负超峰在整个超周期中占主导地位的天体。然而，超级爆发忠实地伴随着正超级峰，表明潮汐偏心不稳定性是必不可少的触发超级爆发。所有的证据都加强了热潮汐不稳定性作为超级爆发和超级周期的起源，使这个物体成为开普勒领域的第三个这样的例子。这个对象有异常小（~1.0等）的爆发幅度，我们讨论了该对象有一个高的质量转移率接近热稳定极限的吸积盘。正负超峰的周期为0.07288 d（平均值，变化范围为0.0723-0.0731 d），候选轨道周期为0.0785 d（平均值，变化范围为0.0772-0.0788 d），候选轨道周期为0.074606（1）d。
2013-09-05 astro-ph.SR
Earth, Moon, Sun, and CV Accretion Disks
在未对准的吸积盘上，次级行星的净潮汐扭矩，就像月球和太阳在旋转倾斜的地球赤道隆起上的净潮汐扭矩一样，被其他人认为是非磁性、吸积的激变变星矮新星系统中逆行岁差的一个来源，这些矮新星系统的光变曲线显示出负的超级驼峰。我们在这项工作中研究这个想法。我们生成一个通用的理论表达式逆行进动旋转磁盘与轨道平面错位。我们的通用理论表达式与描述地球分点逆行岁差的表达式相匹配。通过适当的假设，我们减少了我们的通用理论表达式，由他人产生的，或由他人使用的，描述逆行岁差的原恒星，原行星，X射线双星，非磁性CV DN，类星体和黑洞系统。我们发现，差分旋转和吸积流对磁盘的影响必须加以解决。我们的分析表明，最好的描述逆行旋进旋转，倾斜，CV DN吸积盘是一个差动旋转，倾斜盘与附加旋转，倾斜环位于附近的最内层盘环。我们的最后，减少表达逆行岁差同意我们的数值模拟结果和选择性的观测系统，似乎有主序星秒。我们的研究结果表明，潮汐扭矩应该是共同的各种系统，其中一个成员是旋转和倾斜，无论是否存在吸积盘。我们的结果表明，吸积盘的几何形状直接影响盘的进动率。
2009-09-22 astro-ph.SR
V476 Cyg (Nova Cyg 1920) is currently a dwarf nova -- first such an object in the period gap?
天鹅座V476（Nova Cyg 1920）是一颗明亮、快速的新星，其照相星等达到2.0等。使用Zwicky Transient Facility（ZTF）公共数据库，我发现这颗新星目前是一颗矮新星，周期长度为~24 d。与目前处于矮新星型状态的其他经典新星相比，天鹅座V476的爆发迅速上升，持续时间短，只有几天。根据AAVSO的观测，这颗新星可能在2016年已经处于矮新星型阶段，即新星爆发96年后。我发现一个可能的轨道周期为0.1018002（6）d使用ZTF数据，这将使该对象在周期间隙。这种假设的短轨道周期似乎可以解释观测到的矮新星爆发的特征和微弱的绝对星等。如果这一周期得到证实，天鹅座V476是一颗轨道周期最短的经典新星，有明显的矮新星爆发，并且在现代有新星爆发的记录。我还比较了V446 Her（Nova Her 1960）的爆发特性，它目前显示SS Cyg型爆发。天鹅座V476向矮新星相的转变发生的时间（约100年）比周期间隔以下的经典新星所假设的时间（约1000年）要早得多。天鹅座V476不仅将提供一个理想的实验室的行为，辐照吸积盘的潮汐不稳定性预计工作，但也是一个理想的实验室的影响，一个巨大的白矮星对矮新星爆发。
2022-03-12 astro-ph.SR
Long Photometric Cycles in Double Periodic Variables from Nodal Precession of a Tilted Accretion Disk
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本文研究了双周期变量中长光变周期是否由伴星潮汐力驱动的倾斜吸积盘节点进动引起，推导了长周期与轨道周期比、二元质量比、盘大小和倾斜角的关系，并解释了两种光变形态的几何判据。
2026-02-26 astro-ph.SR
Atlas of Tilted Accretion Disks & Source to Negative Superhumps
利用光滑粒子流体动力学，我们数值模拟的稳定状态吸积盘激变矮新星系统，有一个次要的主要质量比（0.35 \le q \le 0.55）。在这些吸积盘达到准平衡后，我们将每个吸积盘旋转出轨道平面（δ=（1，2，3，4，5）或（20）^{o}），以诱导负超峰。对于吸积盘倾斜$5^{o}$，我们产生光变曲线和相关的傅立叶变换的负超峰和逆行岁差的图集。我们的模拟结果表明，吸积盘需要倾斜超过三度的负超级驼峰是统计上显着的。我们还表明，如果光盘是倾斜的，足以使气流撞击盘面，然后产生一个密集的冷却环附近的半径的影响。除了图谱，我们研究这些人为倾斜的吸积盘，以找到负超级驼峰的来源。我们的研究结果表明，源是额外的光从最里面的盘环，这额外的光的蜡和减弱的气体流溢出接收的次级轨道的量。在节点处，气流从盘缘上方流动过渡到盘缘下方（反之亦然），在逆行方向上进动。
2009-05-13 astro-ph.SR
Discovery of Standstills in the SU UMa-Type Dwarf Nova NY Serpentis
我们发现，在周期间隙[轨道周期0.097558（6）d]中的SU UMa型矮新星NY Ser在2018年出现了两次停滞。这是第一次清楚地证明SU UMa型矮新星的超级爆发之间发生停滞。在静止期没有超级峰的迹象，至少有一次超级爆发直接从静止期开始。这提供了强有力的证据表明，3：1共振是在静止期间激发的。这种现象表明，磁盘半径可以增长，在静止。我们还解释了接近潮汐不稳定性极限的条件导致了超爆发的早期淬灭，这导致了超爆发后大量的物质留在盘中。我们解释说，在接近潮汐不稳定性的极限条件下，盘中的大量物质是静止（如在高质量传递系统NY Ser中）或多个rebrightenings（如在低质量传递系统V1006 Cyg中）的原因。
2019-01-16 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
KIC 9406652: A laboratory for tilted disks in cataclysmic variable stars. II. Modeling of the orbital light curves
KIC 9406652是最近发现的IW型矮新星之一，是研究激变变星倾斜盘的最佳目标。在Kimura，Osaki，and Kato（2020）之前的论文中，我们分析了它的开普勒光变曲线，发现它在增亮阶段的轨道光变曲线受次级星反射效应的支配，并随着倾斜盘的方向而变化;振幅在超振幅的最小值处最大，轨道信号和光的最大值的相位移到一个提前的超轨道相位的推进。我们认为，这是逆行旋进倾斜盘的直接证据，因为第二颗星的行为就像一个反射物体。为了证实这一解释，我们在本文中进行了轨道光变曲线的数值模拟。我们已经成功地再现了观测到的轨道光变曲线的主要特征，通过一个简单的模型，其中的第二颗星是由倾斜的磁盘照射。我们还纯粹从光度学的考虑约束了双星系统的倾斜角$i$和盘的倾斜角$θ$。发现最佳拟合参数集分别为$i \sim$ 45 °和$θ\sim$ 2.0 °。因此，估计的轨道倾角是一致的，从光谱的考虑，在不确定性的限制。另一方面，如果只利用超轨道信号的半幅值，可能会低估圆盘的倾角。
2021-06-16 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
ASASSN-18aan: An Eclipsing SU UMa-type Cataclysmic Variable with a 3.6-hour Orbital Period and a Late G-type Secondary Star
本文报道了食SU UMa型矮新星ASASSN-18 aan的光度和光谱观测结果。我们观测到2018年的超级爆发，亮度为2.3等，发现轨道周期（$P_{\rm orb}$）为0.149454（3）d，或3.59 hr。这是周期间隔的长度，确定ASASSN-18 aan是少数长$P_{\rm orb}$ SU UMa型矮新星之一。估算的质量比（$q=M_2/M_1 = 0.278(1)$）与3：1共振的潮汐不稳定上限几乎相同。从日食观测中我们发现，在超爆发开始时的吸积盘可能达到3：1的共振半径，说明ASASSN-18 aan的超爆发是由潮汐不稳定性引起的。考虑到长$P_{\rm orb}$ WZ Sge型矮新星的情况，我们认为在潮汐截断半径处的潮汐耗散足以在相对高的$q$系统（如SU UMa型矮新星）中诱导类SU UMa行为，但这在低$q$系统（如WZ Sge型矮新星）中不再有效。该系统的不寻常的性质延伸到第二颗恒星，我们发现它的光谱类型为G9，远早于轨道周期的典型值，第二颗恒星的质量$M_2$约为0.18 M $_{\odot}$，小于轨道周期和第二颗恒星光谱类型的预期值。我们还看到了在次级光谱中钠丰度增加的迹象。在少量其他CV和相关对象中可以看到异常热的二次曲线。这些系统显然经历了显着的核演化开始之前的质量转移。在ASASSN-18 aan的情况下，这显然导致了比通常在系统的$P_…
2021-02-09 astro-ph.SR
The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data
我们搜索美国变星观测者协会（AAVSO）的两个最好的研究矮新星的档案，试图找到长时间爆发的光变曲线，是非常好的特点。系统是U Gem和SS Cyg。我们的目标是寻找嵌入的前体，如最近在高保真开普勒数据中发现的超爆发的SU UMa类矮新星的一些成员。对于绝大多数AAVSO数据，低数据节奏和与个体测量相关的大误差相结合，使人们无法对长爆发的形状做出任何强有力的陈述。然而，对于少数爆发，广泛的长期监测与数字测光产生高保真度的光变曲线。我们报告发现嵌入的前体在两个三个候选人长爆发。这是第一次在周期间隔以上的矮新星中发现这种嵌入的前兆，并加强了范帕拉迪斯的发现，即周期间隔以上的矮新星中的长爆发和周期间隔以下的系统中的超级爆发构成了一个统一的类别。热潮汐不稳定性占超爆发的SU UMa星预测嵌入的前体只有短轨道周期的矮新星，因此，嵌入的前体存在于长轨道周期的系统- U宝石和SS天鹅座-认为一个更一般的机制来解释长的爆发。
2012-08-27 astro-ph.SR
Transient outburst events from tidally disrupted asteroids near white dwarfs
讨论了从白矮星附近小行星的潮汐破坏过程中观测到吸积盘瞬时形成事件的可能性。这种情况通常被认为是对WD周围尘埃盘的解释。我们发现，最初的形成阶段持续约一个月的时间和材料，结束在一个接近的轨道附近的WD形成一个气体盘，而不是一个尘埃盘。这种气体吸积盘的质量和大小与静止时的矮新星（DNe）非常相似。事件的最大热光度估计为0.001-0.1Lsun。基于与DNe的相似性，我们预计在从可见光到X射线的波长范围内将观察到这里讨论的瞬态爆发事件，并通过目前和未来的调查进行检测。
2012-08-08 astro-ph.SR
A Deep Precursor-Dip-Main Superoutburst Sequence in VW Hydri Observed with TESS: High-Cadence Constraints on the Thermal-Tidal Instability Model
Ariel University（阿里埃勒大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
TESS观测揭示VW Hydra超爆发序列的深前导-dip特征，推断质量比并排除棕矮星供体，为低q矮新星潮汐不稳定性模型提供基准。
2026-02-10 astro-ph.SR
Evolution of negative superhumps, quasi-periodic oscillations and outbursts in the Z Cam-type dwarf nova AH Her
基于TESS测光，研究首次发现AH Her中的负超驼峰及其随爆发的振幅、周期演化，并在长爆发顶部探测到约2800秒QPOs。
2023-09-12 astro-ph.SR
On the orbital period of the dwarf nova CW Mon
CW Mon是一颗相对明亮的天鹅座SS型矮新星，经常被用于详细分析灾变变量和统计研究。利用凌日系外行星勘测卫星（TESS）的观测，我们发现轨道周期与所采用的不同。使用组合数据（TESS，Zwicky Transient Facility数据和VSNET活动），我们将周期更新为0.19346802（4）d。先前采用的0.1766 d的周期原来是它的2天别名，可能是由于椭球变化的两个最大值/最小值之间的混淆而引入的。我们证实，该物体在2016年和2002年爆发期间显示出掠食，并且在2016年爆发前后也处于静止状态。这些日食不一定总是存在的，在过去的一些爆发和TESS数据中并不显着。日食的有无可能与盘的半径或盘外部的亮度有关。在2002年爆发期间，报告了一个37分钟的准周期振荡（QPO）信号。结合最近的一份报告的检测QPO周围的长爆发的矮新星的峰值，我们怀疑，这样的QPO在长爆发期间可能已被激发时，吸积盘达到最大半径，潮汐截断半径作为一种可能性。
2023-02-20 astro-ph.SR
GSC 08227-00723: An Unusually Large PSH Excess AH Pic Candidate
Beijing Planetarium, Beijing Academy of Science and Technology（北京天文馆，北京科学技术研究院）；National Astronomical Observatory of China, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究通过ASAS-SN和TESS数据分析GSC 08227-00723的光变曲线，发现其具有低振幅、周期性停滞爆发和显著的超突增现象，将其归类为新的AH Pic型Nova-like星。
2026-05-10 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
Size of the accretion disc in the recurrent nova T CrB
本研究通过Rozhen天文台2.0米RCC望远镜的高分辨率光谱观测，分析再发新星T CrB超活跃态后H-α谱线的双峰发射，测得吸积盘平均半径约89±19太阳半径，接近白矮星洛希瓣大小，验证了潮汐力矩的作用及吸积盘的延伸范围。
2024-05-19 astro-ph.SR
Optical Time-Series Photometry of the Symbiotic Nova V1835 Aquilae
我们目前的时间序列CCD测光的$BVRI$通带的最近确定的共生新星V1835天鹰座（NSV 11749）的间隔为5.1年，7-14天的节奏，在其静止期观察。我们发现$V$的慢光变化范围为$\sim$ 0.9等，$I$的慢光变化范围为$\sim$ 0.3等。对这些数据的分析表明，在$419 \pm 10$天，我们解释为系统的轨道周期强的周期性。正弦相位光变曲线的下降表明，由于巨星的潮汐扭曲，V1835 Aql的椭球效应很弱，这反过来又打开了一种可能性，即V1835 Aql通过洛希瓣溢出而不是通过恒星风将其部分质量转移到热分量。我们还发现证据表明V1835 Aql是一颗S型共生星，相对没有星周尘埃，并将其列入共生体的核燃烧组。最后，我们提供测光，周期和光变曲线分类的22个变星在周围的V1835 Aql领域，其中约一半是新发现的。
2022-09-22 astro-ph.SR
DASCH Discovery of A Possible Nova-like Outburst in A Peculiar Symbiotic Binary
我们目前的光度和光谱观测的一个特殊的变量（指定DASCH J075731.1 + 201735或J0757）发现从我们的DASCH项目使用数字化的哈佛大学天文台档案摄影板。从1942年开始的一年内，它在B区的亮度增加了约1.5等，然后从1943年到20世纪50年代，它逐渐变暗，恢复到爆发前的亮度。平均亮度水平在爆发前后是稳定的，并且可以看到周期为$P=119.18\pm0.07$天的椭球变化，这表明恒星是潮汐扭曲的。径向速度测量表明，轨道是近圆形的（$e=0.02\pm0.01$），光谱周期与光度周期相同。该双星由一颗$1.1\pm0.3 M_\odot$ M0 III恒星和一颗$0.6\pm0.2 M_\odot$伴星组成，伴星很可能是一颗白矮星（WD）。与其他共生双星不同，在光谱中没有发射线或恒星风的迹象。J0757的爆发时间尺度约为10年，B带峰值亮度M_B约为0.7，它不同于其它已知的经典或共生新星。最可能的解释是WD上的氢壳燃烧，尽管不能排除吸积动力耀斑。
2012-03-23 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
Reconstruction of the Structure of Accretion Disks in Dwarf Novae from the Multi-Band Light Curves of Early Superhumps
提出了一种利用早期超峰多波段光变曲线重建矮新星吸积盘结构的新方法。我们的模型假设早期的超级峰是由非轴对称的耀斑盘的旋转效应引起的。我们已经开发了一个贝叶斯模型，这种重建，其中一个更平滑的磁盘结构往往有更高的先验概率。我们分析了矮新星V455早期超峰的同时光学和近红外光度数据，并使用这种技术。重建的磁盘在磁盘的最外区域有两个张开部分。这些部分负责光变曲线的主要和次要最大值。在最外区域中，高径比为h/r=0.20-0.25。除了最外面的张开结构，张开臂状图案可以看到在重建的磁盘的内部区域。重建的磁盘的整体轮廓是令人想起的磁盘结构，是由潮汐效应变形。然而，一个内部的手臂状图案，这是负责在光变曲线中的第二个最小值，不能复制只有潮汐效应。这意味着存在另一种机制，使磁盘结构变形。或者，盘的温度分布可以是非轴对称的。我们证明了具有较弱臂状图案的盘结构在包括辐照效应的模型中是最优的。然而，强烈照射的磁盘给出相当蓝色的颜色，这可能与观察相冲突。我们的研究结果表明，早期的超级峰的振幅主要取决于高度的最外耀斑区的磁盘。我们预测，在大约90%的WZ Sge星中，可以检测到振幅>0.02等的早期超峰。
2012-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
IW And-Type State in IM Eridani
IW和星是最近发现的一类矮新星，其特征是从一个类似静止的阶段开始，伴随着阻尼振荡，然后是一个深的倾角，不断地变亮。Kimura等人（2019）最近提出了一个基于倾斜盘中热粘性盘不稳定性的模型，以再现IW和型特征。IM Eri在2018年经历了IW和型阶段，我们记录了三个由增亮终止的（阻尼）振荡阶段周期。我们确定了两个时期在IW和型状态：4-5 d的小振幅（通常阻尼）振荡和34-43 d的长周期。这种行为是IW And型恒星的典型特征。物体在下一次增亮之前的长周期内逐渐变亮，这终止了（阻尼）振荡阶段。这一观察结果与倾斜盘中热粘性盘不稳定性模型预测的长周期期间盘质量增加一致（Kimura等人，2019）。然而，我们并没有成功地探测到负的超级峰，这被认为是一个倾斜的磁盘的签名。
2019-11-05 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
Every interacting double white dwarf binary may merge
相互作用的双白矮星双星可以产生各种各样的天体物理结果，从微弱的热核和Ia型超新星到中子星的形成和稳定吸积的AM Canum Venaticorum系统。影响最终结果的一个关键因素是质量传递是否保持动态稳定或相反发散，导致供体的潮汐破坏和合并的二进制。通常认为，对于供体质量与吸积体质量的低比率，质量传递保持稳定，特别是如果通过盘发生吸积。在这封信中，我们研究了低质量比的双白矮星双星，发现富氢质量转移的初始阶段导致了经典的新星样爆发的吸积体。膨胀的新星壳层内的动力学摩擦使轨道收缩，并导致质量转移速率急剧增加，超过了吸积体的爱丁顿极限，可能导致双星合并。如果这对双星在第一次富氢新星爆发中幸存下来，那么随后的氦动力新星壳层内的动力学摩擦将更强烈地推动系统合并。虽然还需要进一步的计算来证实这一结果，对于以前被认为是动力学稳定的整个双星系统来说，似乎大多数（如果不是全部的话）相互作用的双白矮星双星系统将在它们的进化过程中合并。
2015-04-30 astro-ph.SR
Models of AM CVn star outbursts
爆发的AM CVn星表现出类似于在不同类型的矮新星中观察到的爆发。它们的光变曲线结合了SU UMa、ER UMa、Z Cam和WZ Sge型系统的特征，但也显示出在矮新星中从未观察到的各种性质。AM CVn轨道的紧凑性和它们不寻常的化学成分使这些系统成为爆发模型的有价值的试验平台。我们的目标是更好地了解氦在吸积盘不稳定性机制中的作用，在AM CVn星的情况下测试矮新星爆发的模型，并旨在解释这些超紧凑双星的爆发光变曲线。我们计算了无氢AM CVn星的性质，使用我们以前开发的数字代码适应于这些系统的不同化学组成，并补充了计算传质速率变化，盘加热的额外来源和主要的磁场的公式。我们发现了氦占主导地位的光盘的热粘性不稳定性的反应，并能够再现各种功能的爆发周期的光变曲线的AM CVn星。AM CVn爆发可以解释的适当调整矮新星盘不稳定性模型，但在其应用的情况下，以氢为主的激变变量，人们必须诉诸于额外的机制来解释所观察到的超爆发，下降，循环状态，和停滞。我们表明，增强的质量传递速率，大概是由于变量照射的二次，不仅必须考虑到，但是一个决定性因素，形状AM CVn恒星爆发。可变次级辐射的原因还有待了解;最好的候选者是倾斜/扭曲圆盘的进动。
2012-06-04 astro-ph.SR
The orbital and superhump periods of the dwarf nova HS 0417+7445 in Camelopardalis
我们提出了2005-2010年的爆发历史的SUUMa型矮星HS 0417+7445，以及详细分析了广泛的时间序列测光在2008年3月获得的第二次记录的超级爆发的系统。平均爆发间隔时间为197 \pm 59 d，中位数为193 d。2008年3月的超级爆发是由一个前兆爆发所预示的，振幅为4.2级，整个事件持续了大约16天。在前体爆发的下降过程中没有检测到超级驼峰，我们的数据表明，相反，在那个阶段存在轨道驼峰。在上升到超级爆发最大值期间检测到的早期超级驼峰表现出异常大的分数周期超出，Psh = 0.137（Psh = 0.0856（88）d）。在最大值之后，亮度线性下降，持续至少6天。在这一下降过程中，测量到一个稳定的超峰期Psh = 0.07824（2）d。叠加在超级驼峰上的是轨道驼峰，这使我们能够精确地测量HS 0417+7445的轨道周期，Porb = 0.07531（8）d，这在以前只是很差的估计。在爆发的主相位期间，部分超峰周期超额为λ = 0.037，这是具有类似轨道周期的SU UMa矮新星的典型特征。我们的观测结果与热潮汐不稳定性模型对超爆发发生的预测是一致的，但是需要在爆发的早期阶段大量的超爆发和广泛的时间序列测光，才能对超爆发的原因得出明确的结论。
2010-11-06 astro-ph.SR
A review of the disc instability model for dwarf novae, soft X-ray transients and related objects
我回顾了矮新星和软X射线瞬变的盘不稳定性模型（DIM）的基础知识及其最新进展，以及该模型目前的局限性，重点是矮新星的情况。尽管DIM使用了Shakura-Sunyaev角动量输运公式，我们现在知道它充其量是不准确的，但它在再现矮新星爆发和软X射线瞬变方面令人惊讶地有效，只要某些成分，如吸积盘和施主星的辐照，质量转移变化，内盘的截断等，添加到基本模型中。正如最近认识到的那样，考虑到风和外流的存在以及它们施加在吸积盘上的扭矩可能会对模型产生重大影响。我还讨论了起源的超级爆发，这可能是由于组合的质量转移速率和潮汐不稳定性的变化。最后，我提到了一些未解决的问题和警告，其中最尴尬的是低状态的建模。尽管在过去的几年里，我们对角动量输运的理解都取得了重大进展，但DIM仍然是理解瞬态系统所必需的。
2019-10-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-resolution optical spectroscopy of RS Ophiuchi during 2008 -- 2009
蛇夫座RS是一颗共生变星，也是一颗轮回新星。我们用北欧光学望远镜对它进行了监测，在静止期的一个轨道周期内获得了30个高分辨率（R= 46000）的光谱。据我们所知，这是RS Oph在一个轨道周期内的最佳采样高分辨率光谱数据集。我们没有检测到任何直接的签名，如双峰发射线的吸积盘，但许多线的轮廓是复杂的叠加发射和吸收组件组成。我们测量了红巨星的自旋，并得出结论，它是潮汐锁定的双星轨道。我们观察到钠I吸收功能，可能产生的环二进制介质，已形成了以前经常性的新星爆发。我们在光波长中没有检测到任何固有的偏振。
2016-10-04 astro-ph.SR
Detection of the Supercycle in V4140 Sagittarii: First Eclipsing ER Ursae Majoris-like Object
我们观测了深食的SU UMa型矮新星V4140 Sgr，建立了69.7（3）d的极短超周。在超级爆发之间有几次短暂的爆发。这些值，加上短的轨道周期（0.06143天），是类似的，但不极端的，那些ER UMA型矮新星。因此，该物体是第一个长期寻找的食ER UMa类物体。这种ER UMA的性质可以很自然地解释高（表观）静态粘度和不寻常的温度分布在平静，这是声称对热潮汐不稳定性模型的观测特征。显然不寻常的爆发行为可以合理地解释这种ER UMA类性质和高轨道倾角的组合，没有必要引入从其施主星的质量传递爆发。
2018-04-06 astro-ph.SR
Dynamically driven collapse of a thermally stable accretion disk in a nova-like system
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Guizhou University（贵州大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
研究通过TESS观测发现VY Scl型类新星MASTER OT J072703.91-631952.8的热稳定吸积盘发生动力学坍缩，提出该系统存在此前未被识别的动力学驱动循环，无法用质量转移变化范式解释。
2026-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
SU UMa-type supercycle in the IW And-type dwarf nova BO Cet above the period gap
BO Cet是一颗著名的激变变星，其轨道周期在周期间隔（0.139835 d）之上，同时具有Z Cam/IW And星和SU Uma星的特征。使用小行星地球撞击最后警报系统（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BO Cet在2022年11月经历了一次超级爆发，经历了一系列短暂的，正常的爆发，振幅不断增加。这种爆发序列（超周期）是在许多SU Uma星中看到的，这一观察加强了这样一种建议，即在重复的正常爆发期间，盘中积累的质量和角动量甚至在不寻常的系统BO Cet中也会导致超级爆发。在超级大爆发之前的大爆发具有IW和型停顿的特征。这一现象加强了IW和恒星的终端爆发发生在盘半径达到一定限度时的建议。我认为这次爆发是一次失败的超级爆发，在此期间，盘达到了3：1共振的半径，但爆发在超级驼峰形成之前就消失了。在质量比处于3：1共振稳定性边界线上的BO Cet中，随着盘半径的增加，潮汐截断效应和3：1共振效应之间可能存在竞争，而后者在当前情况下获胜。这一发现可能表明，IW和型和SU UMa型现象的物理相关性比人们想象的更强。
2023-02-06 astro-ph.SR
Eclipse Properties and Superhump Evolution in the SU UMa-Type Dwarf Nova Z Cha
Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院天文学系）
利用TESS高节奏测光研究矮新星Z Cha，通过食深、O--C和正超驼峰振幅揭示偏心进动盘演化，并在静默期发现可能与负超驼峰共存的信号。
2026-10-28 astro-ph.SR
Spectroscopic Observations of V455 Andromedae Superoutburst in 2007: the Most Exotic Spectral Features in Dwarf Nova Outbursts
我们提出了我们的光谱观测V455仙女座在2007年的超级爆发。我们的观测涵盖了从爆发的光学峰到爆发后的超爆发阶段。在早期的超峰阶段，检测到巴耳末系，He I，He II，Bowen混合和C IV / N IV混合的发射线。He II 4686谱线呈现双峰发射轮廓，而Balmer发射谱线为单峰，这与其高倾斜度是出乎意料的。在普通的超峰阶段，巴耳末系向双峰发射过渡，高电离线明显减弱。这些过渡的线配置文件应与结构的转变的吸积盘，如预期之间的早期和普通的超级驼峰过渡的热潮汐不稳定性模型。H $α$在早期超级峰阶段的多普勒图显示出一个以主白矮星为中心的紧凑斑点。与SW Sex型激变变星类似，这种特征可能来自盘风和/或磁化白矮星上的质量吸积柱。He II 4686 ~的Doppler图以环状结构为主，形成两个耀斑区，速度为$\sim$ 300 km/s，这对于开普勒吸积盘来说太慢了。耀斑区的相位与在早期超级峰阶段发现的内旋臂结构相一致。我们的盘风模型与增强的发射从内臂结构成功地再现了所观察到的性质He II 4686。因此，V455 And是矮新星爆发中第一个从光谱推断盘风存在的案例。
2022-01-22 astro-ph.SR
Lessons from the Onset of a Common Envelope Episode: the Remarkable M31 2015 Luminous Red Nova Outburst
本文研究了仙女座星系最近的恒星合并瞬变M31LRN 2015。我们分析出版的光学光度学和光谱学，以及哈勃太空望远镜探测到的爆发前源的颜色和大小。的瞬态爆发是一致的动态驱动喷出物在一个共同的信封发作，最终导致一个完整的合并的二元系统。光变曲线似乎包含两个组成部分：第一个$\sim10^{-2} M_\odot$的快速喷出物驱动的冲击开始的共同信封，后来，$\sim0.3 M_\odot$的进一步喷出物的次级变得更深地吞没在主要的。在合并之前，我们发现主星是一颗半径为$30-40R_\odot$的$3-5.5 M_\odot$亚巨星分支主星。它在色星等图中的位置显示它的半径正在增长，这与它吞没它的同伴的图片相一致。通过匹配的性质的主星的瞬态爆发，我们表明，光学瞬态持续不到10个轨道的原始的二进制，其中有一个合并前的周期为$\sim 10$天。我们认为可能的轨道动力学导致合并，并认为，如果系统合并由于达尔文潮汐不稳定性，它意味着一个较低的质量主序列伴侣的$0.1-0.6M_\odot$。这种分析是一个有前途的一步，更详细的了解流动的共同信封情节，通过直接观测的限制。
2017-01-03 astro-ph.SR
On the nature of embedded precursors in long outbursts of SS Cyg stars as inferred from observations of the IW And star ST Cha
我们观察了IW和型矮新星ST Cha，发现静止是通过在静止期间以恒定亮度水平增亮而终止的。这一发现是不一致的IW和型矮新星的模型，假设重复增强的质量转移率从二次。我们发现ST Cha的一次爆发在同一水平的上升分支期间有一个肩部，其中静止被增亮终止。这种现象与天鹅座SS星中所谓的“嵌入前体”非常相似。我们建议，这些嵌入的前体在SS天鹅星和IW和星ST查发生时，磁盘达到潮汐截断半径。如果是这样的话，SS Cyg星和SU Uma星的先驱体在起源上是不同的，这与Cannizzo（2012）的观点相反。
2021-10-20 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
General relativistic simulations of black hole-neutron star mergers: Effects of tilted magnetic fields
黑洞-中子星（BHNS）双星合并可以形成磁盘，其中磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流可能会驱动吸积到残留的BH上，支持相对论喷流，并为短硬伽马射线暴（SGRB）提供引擎。我们早期对磁化BHNS的研究表明，NS潮汐破坏将磁场缠绕成环形配置，极向场非常弱，以至于用全磁盘模拟捕获MRI需要$\sim 10^8$ CPU小时。在那项研究中，我们施加了赤道对称性，抑制了等离子体穿过轨道平面可能产生的极向磁场。在这里，我们表明，打破这种对称性的初始条件（即，NS中的{ \it倾斜}极向磁场）在盘中产生更强的极向场，这表明通过完全广义相对论MHD模拟将BHNS合并建立为SGRB祖先可能需要非对称初始条件。我们表明，BHNS合并可能会形成一个SGRB引擎在正确的条件下播种的残留磁盘从一个未磁化的BHNS模拟与纯极向场动态不重要的最初，但足够强大，以解决MRI。磁湍流发生在磁盘，驱动吸积和支持坡印廷主导的射流外流足以供电SGRB。
2012-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral evolution of the narrow emission line components in optical during the 2022 nova eruption of U Scorpii
本研究分析2022年天蝎座U新星爆发后22天光学窄发射线光谱演化，发现Hα和He II窄成分源于新星风，驱动吸积盘膨胀至光学平台阶段结束，并展示爆发后794天静止光谱。
2025-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamical Tides in Compact White Dwarf Binaries: Helium Core White Dwarfs, Tidal Heating, and Observational Signatures
在致密的白矮星（WD）双星系统中，潮汐耗散对WD在质量转移或合并之前的物理条件（如表面温度和自转速率）有重要影响。在这些系统中，占主导地位的潮汐效应涉及重力波的激发和它们在恒星外壳中的耗散。计算了低质量（0.3 M_ \odot）氦核（He）WDs中潮汐激发的重力波振幅随潮汐强迫频率ω的变化。与前一篇论文中研究的碳氧（CO）WDs一样，我们发现无量纲潮汐力矩F（ω）（与有效潮汐品质因数成反比）对ω有不稳定的依赖关系。平均而言，F（ω）的尺度近似为ω^6，He WD的F（ω）比CO WD的F（ω）小几个数量级。我们发现，潮汐扭矩可以开始同步WD旋转时，轨道周期小于约一个小时，虽然几乎恒定的旋转保持即使在小周期。我们研究潮汐激发的重力波在临界层经历非线性断裂或共振吸收，使我们能够估计WD包络中潮汐加热的位置和大小。然后，我们将潮汐加热的MESA恒星演化代码，计算的物理条件的WD作为轨道周期的函数为不同的WD模型。我们发现，潮汐加热作出了显着的贡献，WD光度短周期（~10分钟）的系统，如SDSS J 0651 +2844。我们还发现，对于包含氢包层的WD，潮汐加热可以触发失控的氢壳燃烧，导致质量传递开始之前的新星事件。
2012-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The origin of the tilted disk in the low mass X-ray binary GR Mus (XB 1254-690)
我们对低质量X射线双星GR Mus（XB 1254 - 690）进行了光度和光谱观测，发现了一个周期比轨道短2.4 +/-0.3%的负超峰存在的强有力证据。这进一步支持了GR Mus确实拥有一个旋进的吸积盘（周期为6.74 +/-0.07天），它具有逆行旋进，并且沿着它的节点线完全倾斜出轨道平面。这种倾斜导致吸积流中的大部分气体要么溢出吸积盘，要么从吸积盘下溢出，而不是撞击吸积盘边缘，这可能是所有低质量X射线双星的一个特征，其特征类似于GR Mus（即所谓的环礁源）。此外，我们还发现了一个积极的超级驼峰的存在下，边际证据表明，吸积盘在GR Mus是偏心的，由于潮汐共振。如果为真，则正超峰周期过剩与质量比（q）之间的关系提供了q = M_donor/M_NS = 0.33 - 0.36的约束。结合致密天体的径向速度半振幅测量值和先前的倾角模型，我们得到中子星的质量为1.2 <M_NS/M_sun <1.8（95%置信度）。
2013-09-19 astro-ph.HE 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
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
