Исследование карликовых новых типа SU UMa с изменяющейся цикличностью вспышек тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат наук Антонюк, Оксана Игоревна

• Антонюк, Оксана Игоревна
• кандидат наук
• 2014

Оглавление диссертации кандидат наук Антонюк, Оксана Игоревна

Содержание

Введение

Глава 1. Обзор современного состояния проблемы. Методика ведения наблюдений и анализ данных

1.1. Современные представления о карликовых новых

1.1.1. Усовершенствованная модель переноса масс

1.1.2. Модель нестабильности ограниченного цикла

1.1.3. Модель приливно-тепловой нестабильности

1.2. Особенные случаи среди звезд типа Би иМа

1.3. Методика наблюдений и обработка данных

1.3.1. Наблюдения

1.3.2. Обработка

1.3.3. Анализ временных рядов

Глава 2. У1504 карликовая новая типа 811 11Ма со сменой циклов и сверхциклов

2.1. Наблюдения

2.2. Сверхциклы и циклы

2.2.1. Сверхциклы

2.2.2. Циклы

2.3. Сверхвспышки и сверхгорбы

2.4. «Обычные» и «необычные» вспышки

2.4.1. Данные наблюдений космического телескопа Кеплер

2.4.2. Данные наблюдений в Крымской астрофизической обсерватории

2.5. Поведение системы в минимуме блеска (спокойном состоянии)

2.6. Отношение масс компонентов системы

2.7. Заключение к главе 2

Глава 3. Долгопериодические карликовые новые типа SU UMa с

переменным циклом в «пробеле» периодов и его окрестности

3.1. MNDra

3.1.1. Наблюдения

3.1.2. Особенности вспышечной активности системы в 2009г

3.2. NY Ser

3.2.1. Наблюдения

3.2.2. Поведение системы в течение сверхциклов

3.2.3. Сверхвспышка 2013г

3.2.4. Нормальные вспышки

3.2.5. Необычно длинная нормальная вспышка

3.3. V503 Cyg

3.3.1. Наблюдения

3.3.2. Вспышечные кривые блеска

3.3.3. Сверхвспышка

3.3.4. Нормальные вспышки

3.3.5. Спокойное состояние системы вне вспышек

3.4. Заключение к главе 3

Глава 4. VI108 Нег и EZ Lyn: короткопериодические карликовые новые типа WZ Sge с необычно коротким сверхциклом

4.1. VI108 Нег

4.1.1. Наблюдения

4.1.2. Анализ короткопериодической переменности блеска

4.1.3. Особенности орбитальной кривой VI108 Нег

4.2. EZ Lyn

4.2.1. Наблюдения

4.2.2. Особенности наблюдений 20 Юг

4.3. Заключение к главе'4

Заключение

Список литературы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование карликовых новых типа SU UMa с изменяющейся цикличностью вспышек»

Введение

Карликовые новые относятся к подклассу катаклизмических переменных, показывающих повторяющиеся вспышки с амплитудой 2-6 звездных величин и продолжающихся от нескольких до 20 дней с периодичностью в 5-300 дней [1,2].

Катаклизмические переменные - это тесные двойные системы звезд на поздних стадиях эволюции. В таких системах более массивный компонент получает вещество от менее массивного компонента позднего спектрального класса, который заполнил свою полость Роша и теряет вещество через внутреннюю точку Лагранжа. В немагнитных системах аккреция вещества на белый карлик происходит через аккреционный диск. Наиболее ярким наблюдательным проявлением особенностей эволюции катаклизмических переменных является распределение их орбитальных периодов, в котором можно выделить несколько принципиальных моментов: резкое ограничение орбитальных периодов на 1.3 часах («cut-off») и пробел в орбитальных периодах между 2 и 3 часами («gap») [3] (рис.1). Более точные границы пробела орбитальных периодов были вычислены Книгге [4], они ограничены интервалом 2.15-3.18 часа. Считается, что темп потери вещества менее массивным компонентом в долгопериодических системах выше, чем в короткопериодических системах.

Карликовые новые относятся к немагнитным короткопериодическим системам с орбитальными периодами от 1.3 часа до верхнего предела пробела распределения орбитальных периодов, 3.18 часов [4]. Перенос вещества в таких системах происходит посредством аккреционного диска, образующегося вокруг белого карлика. Расстояние между компонентами в этих системах обычно меньше нескольких солнечных радиусов, поэтому взаимодействие компонентов очень

сильное. Поздняя эволюция тесных двойных систем происходит благодаря потери ими углового момента. В процессе эволюции компоненты системы сближаются, звезда-донор становится более маломассивной, а отношение масс компонентов уменьшается до малых величин.

50

40

<л

Е

В

£ 30

(П

ъ

I 20

Е

Z3

Z

10

° 1 2 3 10 100

Orbital period (hrs)

Рисунок 1. Распределение катаклизмических переменных по орбитальным периодам [5].

Аккреционные диски наблюдаются вокруг различных космических объектов. В случае тесных двойных систем они позволяют изучать конечные стадии эволюции звезд. Дисковая аккреция - выпадение вещества диска на звезду- происходит вследствие того, что вещество диска обладает вязкостью. Это приводит к перераспределению углового момента от внутренних быстро вращающихся областей диска к периферийным медленно вращающимся частям. В результате вещество внутренней части диска теряет угловой момент и приближается к звезде. Кроме того, вязкость приводит к нагреву диска и переходу кинетической энергии вращения в тепло и излучение. Потеря энергии также приводит к замедлению вращения и падению вещества на звезду.

Цикличность вспышек - один из ключевых параметров эволюции катаклизмических переменных, поскольку она определяется темпом потери вещества вторичным компонентом. Карликовые новые типа SU UMa обладают

двумя типами вспышек: несколько коротких нормальных вспышек «зажаты» между двумя длинными сверхвспышками [1, 6]. Интервал между сверхвспышками (сверхцикл) более устойчив, чем интервал между нормальными вспышками (цикл). В течение сверхцикла нормальные циклы могут быть практически постоянными, плавно увеличиваться до примерно середины сверхцикла, а затем уменьшаться [7]. Смак [8] первым заметил, что существуют также объекты с резкими изменениями цикла, они были названы им системами со сверхциклами типа L или S: для типа L характерны нормальные вспышки с интервалом больше 30 суток, для типа S - короче 23 суток, если средний сверхцикл около 180 суток (средний сверхцикл VW Iiyi). В течение сверхциклов типа L наблюдается меньшее количество нормальных вспышек, чем во время сверхциклов типа S. Для системы VW Hyi именно во время сверхциклов типа S нормальный цикл увеличивался в первой половине и уменьшался во второй половине сверхцикла.

Во время сверхвспышек наблюдаются короткопериодические колебания блеска - сверхгорбы. Их периоды обычно на несколько процентов больше, чем орбитальный период. Они возникают в результате прецессии аккреционного диска, вызванной приливным возмущением от вторичного компонента. Такая прецессия называется апсидальной, а сверхгорбы, возникшие из-за нее -«положительные сверхгорбы», т.к. по величине периода они всегда превосходят орбитальные колебания. У небольшого числа катаклизмических переменных одновременно с положительными сверхгорбами наблюдаются короткопериодические колебания блеска с периодом, более коротким, чем орбитальный. Такие колебания называют «отрицательными сверхгорбами». Предполагается, что они могут быть вызваны обратной нодальной прецессией аккреционного диска, плоскость которого наклонена к орбитальной плоскости. Такое разнообразие видов вспышечной активности объясняется приливно-тепловой нестабильностью в диске. Осаки и Като [9] обнаружили связь сверхциклов типа L и S с возникновением или исчезновением отрицательных сверхгорбов.

В последнее время появились сведения о том, что есть карликовые новые типа SU UMa с изменяющимся сверхциклом. Отулаховска-Гипка [10], исследуя большие массивы доступных данных, обнаружила вековое увеличение сверхциклов у восьми систем и высказала предположение, что это является свидетельством вековой эволюции катаклизмических переменных, вызванной изменением (уменьшением) темпа потери вещества вторичным компонентом. Накопление наблюдательных данных для катаклизмических переменных показывает, что разделение их по типам довольно условно. Часто, по мере увеличения информации, один тип заменяется другим или выясняется, что данная система наряду с признаками одного типа проявляет признаки, характерные для другого типа. Паттерсон [11] привел аргументы, полученные из долговременного мониторинга ВК Lyn, что эта система «на глазах» перешедшая из класса новоподобных звезд в карликовые новые могла раньше относиться к классическим старым Новым.

Из сказанного выше очевидно, что изучение систем с изменяющимися циклами является ключевым как для понимания прецессионных процессов в аккреционных дисках, так и для понимания эволюции катаклизмических переменных.

Решение такой задачи требует как долговременных наблюдений уже известных объектов, демонстрирующих смену циклов и сверхциклов, так и поиск новых объектов такого вида, поскольку имеющаяся статистика явно недостаточна. Несмотря на то, что долговременные кривые блеска некоторых карликовых новых доступны из нескольких баз данных, они не всегда являются однородными и плотными. Перед диссертантом была поставлена задача детального фотометрического изучения избранных карликовых новых типа SU UMa, охватывающих большой диапазон орбитальных периодов, с целыо исследования разнообразия и регулярности их вспышечной активности, а также особенностей поведения систем на разных фазах этой активности.

Актуальность работы

В тесных двойных системах вследствие перетекания вещества с маломассивного компонента системы на более массивный компактный объект, который может быть представлен либо белым карликом, либо нейтронной звездой пли черной дырой, вокруг последнего может образоваться аккреционный диск. Темп потери вещества вторичным компонентом и аккреция на компактный объект проявляются во вспышечной активности таких систем. Долгое время считалось, что цикличность вспышек достаточно устойчивая величина для тесных двойных систем. Однако в последние годы были обнаружены карликовые новые, которые изменяют свой цикл. Количество таких систем невелико, так как для обнаружения изменчивости цикла необходимы длительные однородные наблюдения. Изучение систем с изменяющимися циклами позволило бы понять эволюцию изменения темпа потери вещества звездой-донором на компактный объект, понять динамику аккреционных дисков вокруг белых карликов, выявление причин, приводящих к временному наклону аккреционного диска в системе и последующему возврату его в нормальное положение. В этом направлении делаются только первые шаги. Таким образом, задача исследования циклической активности тесных двойных систем является одним из актуальных направлений современной астрофизики.

Цель работы

Целью данной диссертационной работы стало исследование особенностей тесных двойных систем с изменяющейся цикличностью вспышек, а также поиск наблюдательных аргументов "за" и "против" теории приливно-тепловой нестабильности карликовых новых. Для этого проводилось выявление и изучение изменений в цикличности вспышечной активности ряда карликовых новых, а также исследование короткопериодических процессов на разных стадиях вспышечной активности.

Научная новизна

Представляемая работа основана на новых долговременных уникальных наблюдениях ряда карликовых новых, представляющих различные этапы поздней эволюции тесных двойных систем. Впервые получены распределения длительности различных циклов для карликовых новых, определены орбитальные периоды и периоды, связанные с проявлением прецессии аккреционных дисков. Обнаружена связь изменения длины нормального цикла с проявлением эффектов, связанных с нодальной прецессией.

Научная и практическая значимость работы

Результаты исследований, полученных в ходе выполнения данной работы, позволяют лучше понять процессы, происходящие во взаимодействующих двойных системах. Полученные данные могут быть использованы в дальнейшем для улучшения теории эволюции катаклизмических переменных и теоретических моделей гидродинамики аккреционного диска. Также полученный материал может быть использован в процессе обучения студентов на кафедрах астрономии и физики.

Методология и методы исследования

Для исследования полученных рядов фотометрических наблюдений использовался анализ кривых блеска, гистограммный анализ, периодограммный анализ, метод О-С, метод диаграмм «Цвет-звездная величина».

Основные положения, выносимые на защиту

Однородные длительные ряды фотометрических наблюдений 6-и карликовых новых с изменяющейся цикличностью вспышек: V1504 Cyg, V503 Cyg, MN Dra, VI 108 Her, EZ Lyn, NY Ser в течение 210-и ночей с 2000 по 2013гг.

• Открытие нового типа катаклизмических переменных с разнообразием «нормальных» вспышек - катаклизмических переменных типа NY Ser.

Впервые для карликовой новой V1504 Cyg получены гистограммы распределения сверхциклов и нормальных циклов в интервале 19-ти лет и характер вспышечной активности в течение сверхцикла. Определен период сверхгорбов (0.072 сут.) и найдено отношения масс компонентов (q=0.196). • Впервые обнаружено исчезновение «отрицательных сверхгорбов» у V503 Cyg и появление вместо них орбитальной модуляции блеска; установлена длина нормального цикла для V503 Cyg в 2012 г и MN Dra в 2009г. Выдвинуто предположение о связи длительности нормального цикла и появления\ исчезновения отрицательных сверхгорбов, что подтверждает теорию приливно-тепловой нестабильности аккреционных дисков.

Уточнен орбитальный период у системы VI108 Her, найдено отношение масс компонентов (q=0.068). Впервые обнаружено, что через 4 года после вспышки строение аккреционного диска этой карликовой новой согласуется с моделью Авилеса [12] о спиральной структуре аккреционного диска в системах типа WZ Sge.

Достоверность и апробация работы

Результаты, представленные в данной диссертации, имеют достаточную достоверность и обоснованность, определяемую статистическим анализом большого количества нового фотометрического материала, полученным на длительном интервале времени. Наблюдения космического телескопа Кеплер подтвердили полученные результаты для noV1504 Cyg MN Dra. Многие данные находятся в согласии с результатами других авторов.

Основные результаты и выводы данной работы представлялись на семинарах Лаборатории физики звезд НИИ «Крымская астрофизическая обсерватория», а также на следующих научных конференциях:

• "The physics of cataclysmic variables and related objects"(Gottingen, Germany,

2001);

• "A.F.O.E.V. International Conference on Variable Stars" (Bourbon-Lancy,

France, 2002);

• "Interacting Binary Stars" (Одесса, Украина, 2003)

• "The astrophysics of cataclysmic variables and related objects" (Strasbourg, France, 2004);

• "Recent Achievements of Stellar Astronomy" (Bezovec, Slovakia, 2007)

• "Interacting Binaries: Accretion and Synchronization" (Научный, Украина, 2008)

• " 17-th European White Dwarf Workshop" (Tubingen, Germany, 2010)

• "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра" (Москва, Россия, 2011)

• "Accretion flow instabilities: 30 years of the thermal-viscous disc instability model" (Warsaw, Poland, 2012)

• "Kyoto Mini-Workshop on Dwarf Novae and Related Systems" (Kyoto, Japan, 2013)

Список публикаций автора по теме диссертации

1. Pavlenko, Е. P.; Cook, L.; Irsmambetova, Т., Dudka, О. Peculiarities of the SU UMa type binary VI504 Cyg during one entire supercycle in 2000, ASPC v.261, p.523, 2002.

2. Pavlenko, E. P.; Dudka, О. I. Multicolor Photometry of the SU Majoris Dwarf Nova VI504 Cygni, Astrophysics, v.45, p.l, 2002.

3. Dudka, О. I., Pavlenko, E. P. Multicolour photometry of SU UMa type dwarf nova V1504 Cyg during two supercycles in 2000 and 2001, Stellar Variability: Proceedings of the A.F.O.E.V. international conference on Variables Stars, p.83, 2003.

4. Nogami, D., Uemura, M., Ishioka, R., ... Antoniuk, O. et al., In-the-gap SU UMa-type dwarf nova, Var73 Dra with a supercycle of about 60 days, Astronomy and Astrophysics, v.404, p.4067, 2003.

5. Antonyuk, О. I. Superoutburst of V1504 Cygni in 2003. Odessa Astron.Publ., v.16, p.14, 2003.

6. Antonyuk, O.I.; Pavlenko, E. P. SU UMa-type dwarf nova V1504 Cygni during several supercycles, ASPC v.330, p.379, 2005.

7. Antonyuk O.I., Pavlenko E.P., Vasiliskov K. Multicolor study of the dwarf nova NY Ser in 2004 and 2006, Bezovec 2007 conference book, pp.43-46, 2007.

8. Pavlenko, E., Kato, Т.; Andreev, M., ...Antoniuk, O. MN Dra-In-the-Gap Dwarf Nova With Negative Superhumps, AIPC v. 1273, p.320, 2010.

9. Pavlenko, E.; Antoniuk, O.; Antoniuk, K., et al., Activity of five WZ Sge-type systems in a few years after their outbursts, AIPC v. 1273, p.332, 2010.

Ю.Павленко Е.П., Волошина И.Б., Андреев M.B, ...Антонюк О.И. и др., Карликовая новая MN Dra: периодические процессы на разных фазах сверхцикла, Астрономический Журнал, т.54, №1, с.8, 2010.

П.Павленко Е.П., Като Т., Антонюк О.И. и др., Особенности орбитальной кривой блеска карликовой новой типа WZ Sge VI108 Her // Астрофизика, т.54, в.4, стр. 483-495, 2011.

12. Павленко Е.П., Самсонов Д.А., Антонюк О.И. и др. Фотометрия карликовой новой V503 Cyg в 2010г. Орбитальный и другие периоды. // Астрофизика, т.55, вып.4. стр.543-554, 2012.

13. Kato Т., Maehara Н., Miller I, ... Antonyuk, О. I. et al. Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III. The Third Year (2010-2011) // Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.64, No.l, Article No.21, 2012.

14. Kato Т., Hambsch F.-J., Maehara H., ... Antonyuk, О. I. et al. Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IV: The Fourth Year (2011-2012) // Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.65, No.l, Article No.23, 2013.

15. Kato Т., Hambsch F.-J., Maehara H., ... Antonyuk, О. I. et al. Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. V: The Fifth Year (20122013)) // Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.66, No.l, Article No.30, 2014.

16. Антонюк О.И., Павленко Е.П., Особенности поведения активной карликовой новой типа SU UMa V1504 Cyg в 1994 - 2012 гг. // Астрофизика, т.56, в.4, стр.539-552, 2013.

Личный вклад автора

Результаты, представленные в диссертации, основаны большей частью на данных наблюдений 1998-2013гг. Из 535 ночей наблюдений, полученных на различных телескопах КрАО и Южной станции ГАИШ и используемых для анализа данных, соискатель самостоятельно наблюдал в течение 210 ночей. Обработка большей части наблюдательного материала была проделана соискателем единолично.

В работах [1,4, 8, 13-15] автором самостоятельно проводились наблюдения объектов и обработка полученных данных. В работах [2, 9, 10-12, 16] получены наблюдения, выполнена их обработка, проведен частичный анализ данных, принималось участие в обсуждении текста статьи. В работах [3, 5-7] самостоятельно получены наблюдения и проведена их обработка, выполнен анализ данных, самостоятельно написан текст с учетом комментариев других соавторов. Работы самостоятельно представлялись на международных конференциях.

Глава 1

Обзор современного состояния проблемы. Методика ведения

наблюдений и анализ данных

1.1. Современные представления о карликовых новых.

Звезды типа SU UMa - это немагнитные карликовые новые с короткими орбитальными периодами от 1.3 часа до 3.18 часов [4], которые показывают на кривой блеска два различных типа вспышек: короткие нормальные вспышки с длительностью несколько суток и длинные сверхвспышки с длительностью обычно около двух недель [2]. Интервал времени между двумя соседними сверхвспышками принято называть сверхциклом, во время которого наблюдается несколько нормальных вспышек. Считается, что нормальные вспышки происходят по той же причине, что и вспышки у карликовых новых с более длинным периодом, например, у U Gem, и вызваны тепловой нестабильностью в аккреционном диске [13, 14].

Бас с соавторами [15] и Осаки [16] предположили, что вспышки карликовых новых могут происходить благодаря «перемещающейся аккреции», когда время сравнительно медленной аккреции на белый карлик, во время которой перетекающее с компонента вещество накапливается во внешних областях диска, чередуется со временем увеличения аккреции, таким образом запуская некоторую нестабильность в самом диске. Бас и Прингл [17] предположили, что состояние вязкости, которое при определенных физических условиях может иметь два стабильных равновесных значения, может быть тем фактором, который как раз и запускает эту нестабильность. Так как вязкость V ответственна за эффективный

перенос вещества через диск, то это подразумевает, что главным, быстро восстанавливающимся изменением является поверхностная плотность. Диск может находиться в двух устойчивых состояниях. В «холодном» состоянии водород в веществе диска нейтрален. Вязкость вещества диска низка, темп аккреции на белый карлик сравнительно невелик. Основная доля вещества, перетекающего с красного компоненты системы, накапливается в диске, масса и поверхностная плотность которого растут. При достижении критического значения поверхностной плотности 81пах диск находиться в холодном состоянии не можег и происходит быстрый переход в состояние «горячего» диска. Теперь водород диска ионизирован. Вязкость при этом скачкообразно увеличивается, темп аккреции возрастает, происходит вспышка карликовой новой. Из-за того, что во время вспышки темп аккреции превышает темп поступления вещества в диск, сам диск постепенно эволюционирует. Когда будет достигнуто критическое значение поверхностной плотности 81ШП, вязкость скачкообразно уменьшится, диск вернется в холодное состояние и вспышка прекратится. Перетекающее со вторичного компонента вещество опять начнет накапливаться в диске, следовательно, поверхностная плотность снова увеличивается, и цикл продолжается, всегда пытаясь установить, безуспешно, равновесное состояние.

Несмотря на то, что, в целом, причины наблюдаемых вспышечных явлений у карликовых новых сейчас считаются понятыми, однако до сих пор нет единой модели эволюции для этих систем. Существует три различные модели, объясняющие наблюдаемые сверхвспышки и поведение системы в течение сверхцикла: модель нестабильности ограниченного цикла [18, 19], усовершенствованная модель переноса масс [20-22] и модель приливно-тепловой нестабильности [7, 23]. Согласия между этими моделями пока не достигнуто.

Рассмотрим эти модели.

1.1.1. Усовершенствованная модель переноса масс.

Эта модель предполагает, что вспышки связаны с эпизодическим характером сброса вещества вторичного компонента на диск. Перестройка диска

после этого приводит к увеличению его яркости. Причиной неравномерного сброса вещества может быть тепловая неустойчивость в атмосфере вторичной звезды. Впервые эта идея была предложена Басом [24]. Общая идея нестабильности переноса в том, что иногда атмосфера вторичной звезды становится нестабильной в окрестности внутренней точки Лагранжа, увеличивая перетекание вещества в полость Роша белого карлика, которое приводит к вспышке и истощению запасов энергии в атмосфере звезды. Так как этот процесс приводит к нарушению теплового равновесия, звезда сжимается и удаляется от поверхности Роша. Во время спокойного состояния низкий уровень перетекания вещества поддерживается только звездным ветром. Установление равновесия в атмосфере звезды приводит к ее расширению, что может опять спровоцировать новую нестабильность.

Позже усовершенствованием этой модели занялся Вогт [25], который предположил, что сверхвспышки у звезд типа ЭИ 11Ма вызываются увеличением переноса вещества со вторичного компонента системы из-за его нагрева вследствие облучения. Эту модель поддерживал тогда и Осаки [26], но позже отказался от нее в пользу модели приливно-тепловой нестабильности. В защиту модели переноса масс выступал Смак [20-22]. Усовершенствованная модель предполагала, что длительная сверхвспышка обусловлена увеличением переноса вещества с вторичной звезды, что в свою очередь вызвано нагревом его из-за ультрафиолетового излучения аккрецирующим белым карликом и пограничным слоем между аккреционным диском и белым карликом. В этой модели явление сверхгорбов не связано непосредственно с механизмом сверхвспышки. Предполагалось, что сверхгорбы, скорее всего, были результатом модуляции рассеивания потока газа за счет модуляции переноса масс, которая в слою очередь была вызвана переменным облучением вторичной звезды [27].

Смак [28] впервые обратил внимание на то, что некоторые катаклизмические переменные, для которых была выполнена многоцветная фотометрия, описывают петли на диаграммах «цвет-звездная величина»: звезда входит во вспышку более красной, чем выходит из нее. Ширина петли

оказывалась разной для разных систем. В соответствие с моделями Смака, ширина петли может указывать на начальную локализацию и распространение тепловой нестабильности. Вспышки типа «А» характеризуются более резким входом в максимум, чем выход из него, относительно широкой петлей на диаграмме и соответствуют первоначальному возникновению нестабильности во внешних частях диска и распространению ее вовнутрь («outside-in instability»). Вспышки типа «В» имеют симметричный профиль, относительно узкие петли и, согласно Смаку, означают, что нестабильность первоначально возникает во внутренних частях диска, распространяясь затем в разные стороны («inside-out instability»). Трусс и др [29] заметили, что в литературе существует много путаницы в отношении терминологии «широких» и «узких» вспышек. На основании модельных расчетов авторы сделали вывод, что 1) вспышка может возникнуть в любой части диска и результирующая нагревающая волна будет двигаться в обоих направлениях; 2) все типы карликовых новых могут демонстрировать как широкие, так и узкие вспышки. Физическое различие между ними определяется тем, распространяется ли волна нагрева к большому резервуару вещества, накопленному во внешних частях аккреционного диска или нет.

Шрейбер и др. [30] провели моделирование кривой блеска хорошо изученной системы VW Hyi, основываясь на усовершенствованной модели переноса масс и модели приливно-тепловой нестабильности. Анализируя результаты, они пришли к выводу, что обе модели создают предшественника вспышке и все вспышки в этих моделях оказались типа «изнутри-наружу» из-за рекомендованной вязкости. Из-за наличия свободных регулируемых параметров в этих системах, трудно отдать предпочтение какой либо из этих моделей. Но было отдано предпочтение усовершенствованной модели переноса масс как более чувствительной к любым изменениям скорости переноса масс, которые, по мнению этих авторов, ответственны за переменность в различных сверхциклах как у одной звезды, так и у разных звезд типа SU UMa.

Эта модель предполагает увеличение скорости переноса вещества во время сверхвспышки.

1.1.2. Модель нестабильности ограниченного цикла.

Модель нестабильности ограниченного цикла впервые была предложена Мейером и Мейер-Гофмейстер [31]. Они рассмотрели структуру аккреционного диска с учетом конвективного переноса энергии и показали, что вспышки карликовых новых могут быть объяснены хорошо известной 8-образной кривой теплового равновесия. Таким образом, в спокойном состоянии системы вещество накапливается в диске с низким состоянием вязкости. Когда накопится достаточно массы в диске, чтобы достичь поворотной точки на Б-образной кривой, возникает тепловая нестабильность, которая переводит диск в горячее состояние с высокой вязкостью и накопленное вещество сбрасывается па белый карлик. В результате наблюдается вспышка, которая заканчивается, когда истощается масса диска, возвращая его обратно в холодное состояние. Мейер и Мейер-Хофмейстер указали, что изменение поверхностной плотности благодаря ионизированному водороду - наиболее подходящее объяснение физических основ активности цикла.

Эта модель рассматривалась несколькими группами [18, 19, 32-35]. Предполагалось, что нормальные вспышки и сверхвспышки карликовых новых типа Би иМа соответствуют «узким» и «широким» вспышкам карликовым новым типа ББ Cyg, у которых более длинные орбитальные периоды. Эта идея впервые была предложена ванн Парадиджсом [6]. В этой модели не только короткие нормальные вспышки, но и длинные сверхвспышки объясняются нестабильностью ограниченного теплового цикла, и нет необходимости привлечения приливной нестабильности для объяснения как длинных сверхвспышек, так и самого феномена сверхциклов для 8и ЦМа звезд. Сверхгорбы считаются всего лишь дополнительным явлением и имеют второстепенное значение. Численное моделирование, выполненное Каннизо [18] показало, что модель нестабильности ограниченного теплового цикла без учета

приливной нестабильности становится достаточно сложной для выполнения как сверхвспышки, так и сверхцикла для систем типа 8и ЦМа.

В модели нестабильности ограниченного цикла по Канниззо, короткие нормальные вспышки представляют собой вспышки «изнутри-наружу», в которых вспышка начинается во внутренних частях аккреционного диска и, нагревая их, распространяется наружу, но, не достигая внешних слоев диска, отражается обратно вовнутрь охлаждающей волной. Такой тип вспышке соответствует «типу ВЬ» классификации Смака [36]. Вещество диска во внешних частях не задействуется в таких вспышках, только вещество внутренних частей диска принимает участие в образовании таких коротких вспышек. Вспышка «изнутри-наружу», которая достигает внешних слоев аккреционного диска, приоизводит длинную сверхвспышку со стадией вязкого плато (типа вспышек Ва по Смаку).

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Антонюк, Оксана Игоревна, 2014 год

Список литературы

1. Hellier С. Cataclysmic Variable Stars: How and why they vary - Berlin, Springer, 2001.

2. Warner B. Cataclysmic Variable Stars - Cambridge, Cambrige University Press, 1995.

3. Spruit H.R., Ritter H. Stellar activity and period gap in cataclysmic variables// Astronomy and Astrophysics, 124, 267, 1983.

4. Knigge C. The donor stars of cataclysmic variables // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 373, 484, 2006.

5. Ritter H., Kolb U. Catalogue of cataclysmic binaries, low-mass X-ray binaries and related objects (Sixth edition) // Astronomy and Astrophysics Supplement, 129, 83, 1998.

6. van Paradijs J. Superoutbursts - A general phenomenon in dwarf novae // Astronomy and Astrophysics, 125, 2, LI 6, 1983.

7. Osalci Y. Dwarf-Nova outbursts // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108,39, 1996.

8. Smak, J. Statistical Analysis of Outbursts and Superoutbursts of Vw-Hydri // Acta Astronómica, 35, 357, 1985.

9. Osaki Y., Kato T. The Cause of the Superoutburst in SU UMa Stars is Finally Revealed by Kepler Light Curve of VI504 Cygni // Publications of the Astronomical Society of Japan, 65,3, 16, 2013.

10. Otulakowska-Hypka M., Olech A. On supercycle lengths of active SU UMa stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 433, 1338, 2013.

11. Patterson J., Uthas H., Kemp J. et al. BK Lyn: the oldest old Nova?...and a bellwether for cataclysmic-variable evolution // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 434, 1902, 2013.

12. Aviles A., Zharikov S., Tovmassian G. et al. SDSS J123813.73 - 033933.0: A Cataclysmic Variable Evolved Beyond the Period Minimum // Astrophysical Journal, 711, 1,389, 2010.

13. Lasota J.-P. The disc instability model of dwarf novae and low-mass X-ray binary transients // New Astronomy Reviews, 45, 449, 2001.

14. Accretion Disks In Compact Stellar Systems, ed. C. Wheeler - Singapore, World Scientific, 1993.

15. Bath T.J., Evans W.D., Papaloizou J. A simple model of fluctuations in accretion discs // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 167, 7, 1974.

16. Osaki Y. An accretion model for the outbursts of U Geminorum stars // Publications of the Astronomical Society of Japan, 26, 4, 42, 1974.

17. Bath T.J., Pringle J.E. The evolution of viscous discs. II - Viscous variations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 199, 267, 1982.

18. Cannizzo J. K., Still M. D., Howell S. B. et al. The Kepler Light Curve of V344 Lyrae: Constraining the Thermal-viscous Limit Cycle Instability // The Astrophysical Journal, 725, 1393,2010.

19. Cannizzo J. K., Smale A. P., Wood M. A. et al. The Kepler Light Curves of VI504 Cygni and V344 Lyrae: A Study of the Outburst Properties // The Astrophysical Journal, 747, 117, 2012.

20. Smak J. On the models for superoutbursts in dwarf novae of the SU UMa type // Acta Astronomica, 41, 269, 1991.

21. Smak J. Enhanced Mass Transfer in Dwarf Novae of the SU UMa Type During Their Outbursts and Superoutbursts // Acta Astronomica, 54, 221, 2004.

22. Smak J. Superoutbursts of Z Cha and their Interpretation // Acta Astronomica, 58, 55,2008.

23. Osaki Y. A model for the superoutburst phenomenon of SU Ursae Majoris stars // Publications of the Astronomical Society of Japan, 41, 1005, 1989.

24. Bath T. J. Periodicities and Disks in Dwarf Novae // Nature Physical Science, 246, 154, 84, 1973.

25. Vogt N. VW Hydri revisited - Conclusions on dwarf nova outburst models // Astronomy and Astrophysics, 118, 95, 1983.

26. Osaki Y. Irradiation-induced mass-overflow instability as a possible cause of superoutbursts in SU UMa stars // Astronomy and Astrophysics, 144, 369, 1985.

27. Smak J. New Interpretation of Superhumps // Acta Astronómica, 59, 121, 2009.

28. Smak J. Observational evidence for the two types of dwarf nova outbursts// Astrophysics and Space Science, 131, 497, 1978.

29. Truss M.R., Murray J.R., Wynn G.A. On the nature of superoutbursts in dwarf novae // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 324, 1, 2001.

30. Schreiber M.R., Hameury J.-M., Lasota J.-P. Delays in dwarf novae II: VW Hyi, the tidal instability and enhanced mass transfer models // Astronomy and Astrophysics, 427, 621,2004.

31. Meyer F., Meyer-Hofmeister E. On the Elusive Cause of Cataclysmic Variable Outbursts // Astronomy and Astrophysics, 104, LI0, 1981.

32. Smak J. Accretion in cataclysmic binaries. I - Modified alpha-disks with convection // Acta Astronómica, 32, 3, 199, 1982.

33. Cannizzo J.K., Ghosh P., Wheeler J.C. Convective accretion disks and the onset of dwarf nova outbursts // Astrophysical Journal, 260, L83, 1982.

34. Faulkner J., Lin D., Papaloizou J. On the evolution of accretion disc flow in cataclysmic variables. I - The prospect of a limit cycle in dwarf nova systems // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 205, 359, 1983.

35. Meyer F., Meyer-Hofmeister E. Outbursts in dwarf novae accretion disks // Astronomy and Astrophysics, 132, 1, 143, 1984.

36. Smak J. Accretion in cataclysmic binaries. IV - Accretion disks in dwarf novae // Acta Astronómica, 34, 161, 1984.

37. Osaki Y. The disk instability model for dwarf nova outbursts // Proceeding of the Japan Academy, Series B, 81, 291, 2005.

38. Whitehurst R. Numerical simulations of accretion disks. I - Superhumps - A tidal phenomenon of accretion disks // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 232,35, 1988.

39. Lubow S. H. A model for tidally driven eccentric instabilities in fluid disks // The Astrophysical Journal, 381, 259, 1991.

40. Osaki Y. Dwarf nova outbursts: A unification theory // Accretion discs - New aspects. Proceedings of the EARA Workshop. Germany, 487, 92, 1997.

41. Whiterhurst R., King A. Superhumps, resonanses and accretion discs // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 249, 25, 1991.

42. Kato T., Uemura M., Ishioka R., Pietz J. Superhumps of CC Cancri revisited // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 54, 1017, 2002.

43. Kato T., Imada A.„ Uemura M. et al. Survey of period variations of superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae // Publications of the Astronomical Society of Japan, 61, SP2, S395, 2009.

44. Kato T., Maehara Ii., Monard B. Late superhumps in WZ Sge-type dwarf novae // Publications of the Astronomical Society of Japan, 60, L23, 2008.

45. Patterson J., Bond H. E., Grauer A.D. et al. Superhumps in VY Aquarii // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 105, 683, 69, 1993.

46. Olech A., Szwarzenberg-Cherny A., Kedzielski P. et al. Curious variable experiment (CURVE). TT Bootis - superhump period change pattern confirmed // Acta Astronomica, 53, 175, 2003,

47. Patterson J., Kemp J., Harvey D. et al. Superhumps in cataclysmic binaries. XXV. Qcrib s(Q), end mass-radius // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 117, 1204,2005.

48. Retter A., Chou Y., Bedding T. R., Naylor T. Detection of negative superhumps in a low-mass X-ray binary - an end to the long debate on the nature of V1405 Aql (XI916-053) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, L37, 2002.

49. Patterson J., Thomas G., Skillman D. R., Diaz The 1991 V603 Aquilae campaign - Superhumps and P-dots // Astrophysical Journal Supplement Series, 86, 235, 1993.

50. Patterson J., Kemp J., Saad J. et al. Superhumps in Cataclysmic Binaries. XI. V603 Aquilae Revisited // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, 468, 1997.

51. Harvey D., Skillman D. R., Patterson J., Ringwald F. A. Superhumps in Cataclysmic Binaries. V. V503 Cygni // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 551, 1995.

52. Montgomery M., Martin E. L. A Common Source of Accretion Disk Tilt // The Astrophysical Journal, 722, 989, 2010.

53. Montgomery M. M., Bisikalo D. V. Accretion discs with an inner spiral density wave // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 405, 1397, 2010.

54. Larwood J. On the precession of accretion discs in X-ray binaries // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 299, L32, 1998.

55. Ohshima T, Kato T., Pavlenko E. et al. Discovery of Negative Superhumps during a Superoutburst of 2011 January in ER Ursae Majoris // Publications of the Astronomical Society of Japan, 64, 5, 2012.

56. Bonnet-Bidaud J.M., Motch C., Mouchet M. The continuum variability of the puzzling X-ray three-period cataclysmic variable 2A0526-328 (TV Col) // Astronomy and Astrophysics, 143,313, 1985.

57. Osaki Y, Kato T. Study of Superoutbursts and Superhumps in SU UMa Stars by the Kepler Light Curves of V344 Lyrae and VI504 Cygni // Publications of the Astronomical Society of Japan, 65, 5, 95, 25, 2013.

58. Ohshima T, Kato T., Pavlenko E. et al. Study of negative and positive superhumps in ER Ursae Majoris // Publications of the Astronomical Society of Japan, 66, 4,2014.

59. Osaki Y., Kato T. A further study of superoutbursts and superhumps in SU UMa stars by the Kepler light curves of VI504 Cygni and V344 Lyrae // Publications of the Astronomical Society of Japan, 66, 1, 15, 2014.

60. Kato T., Kunjaya C. Discovery of a Peculiar SU UMa-Type Dwarf Nova ER Ursae Majoris // Publications of the Astronomical Society of Japan, 47, 163, 1995.

61. Robertson J. W., Honeycutt R. K., Turner G. W. RZ Leonis Minoris, PG 0943+521, and VI159 Orionis: Three Cataclysmic Variables with Similar and Unusual Outburst Behavior // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 443, 1995.

62. Patterson J., Jablonski F., Koen C. et al. Superhumps in Cataclysmic Binaries. VIII. VI159 Orionis //Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 1 183, 1995.

63. Osaki Y., Meyer F. Is evidence for enhanced mass transfer during dwarf-nova outbursts well substantiated? // Astronomy and Astrophysics, 401, 325, 2003.

64. Pavlenko E.P WZ Sge Stars // Odessa Astronomical Publications, 20, 168, 2007.

65. Bailey J. Two cataclysmic variables similar to WZ Sagittae // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 189, 41, 1979.

66. Pavlenko E., Shugarov S. Yu., Katysheva N.A. et al. Discovery of the New WZ Sge Star SDSS J080434.20+510349.2 //ASPC, 372, 511, 2007.

67. Price A., Gary В., Bedient J. et al. A New Cataclysmic Variable in Hercules // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 116, 1117, 2004.

68. Patterson, J., Augusteijn, Т., Harvey, D. A., et al. Superhumps in Cataclysmic Binaries. IX. AL Comae Berenices // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108, 748, 1996.

69. Osaki Y., Meyer F., Meyer-Hofmeister E. Repetitive rebrightening of EG Cancri: evidence for viscosity decay in the quiescent disk? // Astronomy and Astrophysics, 370, 488,2001.

70. Zharikov S. V., Tovmassian G. H., Neustroev V. V. et al. Cyclic brightening in the short-period WZ Sge-type cataclysmic variable SDSS J080434.20+510349.2 // Astronomy and Astrophysics, 486, 2, 505, 2008.

71. Бисикало Д.В., Боярчук A.A., Кайгородов П.В. и др. Структура холодного аккреционного диска в полуразделенных системах // Астрономический Журнал, 81,6, 494, 2004.

72. Теребиж В. Ю. Анализ временных рядов в астрофизике - Москва, Наука, 1992.

73. Stellingwerf R. F. Period determination using phase dispersion minimization // The Astrophysical Journal, 224, 953, 1978.

74. Белявский С. // Переменные звезды,5,36, 1936.

75. Цесевич В.П., Драгомирецкая Б. А. Звезды типа RW Возничего - Киев, Наукова думка, 1973.

76. Groker D.A. // JAAVSO, 7, 2, 1978.

77. Курочкин Н.Е. // Астрономический циркуляр, 1169, 3, 1981.

78. Райков А.А., Ющенко А.В. // Переменные звезды, 22, 853, 1988.

79. Uljanikhina О. A., Shugarov S.Y. Photometric Investigations of Dwarf Nova Stars // Astronomical and Astrophysical Transactions, 9, 43, 1995.

80. Nogami D., Masuda S. Confirmation of the SU UMa nature of V1504 Cyg// IBVS, 4532, 1997.

81. Thorstensen J. R., Taylor C. J. Orbital Periods for the SU UMa-Type Dwarf Novae UV Persei, VY Aquarii, and VI504 Cygni // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 109, 1359, 1997.

82. Асланов A.A., Колосов Д.Е., Липунова H.A. и др. Каталог тесных двойных звезд на поздних стадиях эволюции - Москва, МГУ, 1989.

83. Kato Т., Maehara Н., Uemura М. et al. Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. II The Second Year (2009-2010) // Publications of the Astronomical Society of Japan, Vol.62, No.6, pp.1525, 2010.

84. Pelt J. Irregularity Spaced Data Analysis, User Manual - Helsinki, 1992.

85. Townsley D. M. // AIPC, 372, 557, 2006.

86. AntipinS. V., Pavlenko E.P. Discovery and photometric study of the new in-the-gap SU UMa Dwarf Nova Var 73 Dra // Astronomy and Astrophysics, 391, 565 2002.

87. Nogami D., Uemura M., Ishioka R. et al. In-the-gap SU UMa-type dwarf nova, Var73 Dra with a supercycle of about 60 days // Astronomy and Astrophysics, 404, 1067, 2003.

88. Gao W., Li Z., Wu X. et al. Superhumps in a Peculiar SU Ursae Majoris-Type Dwarf Nova, ER Ursae Majoris // The Astrophysical Journal, 527, L55, 1999.

89. Still M., Howell S. В., Wood M.A. et al. Quiescent Superhumps Detected in the Dwarf Nova V344 Lyrae by Kepler//The Astrophysical Journal, 717, LI 13, 2010.

90. Olech A., Rutkowski A., Schwarzenberg-Czerny A. Curious Variables Experiment: SDSS J210014.12+004446.0 - dwarf nova with negative and positive superhumps // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 399, 465, 2009.

91. Green R. F., Ferguson D. H., Liebert J., Schmidt M. Publications of the Astronomical Society of the Pacific // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 94, 560, 1982.

92. Green R. F., Schmidt M., Liebert J. The Palomar-Green catalog of ultraviolet-excess stellar objects // Astrophysical Journal Supplement Series, 61, 305, 1986.

93. Iida M., Nogami D., Kato T. Confirmation of PG 1510+234 as a Dwarf Nova with a Short Outburst Cycle Length // IBVS, 4208, 1995.

94. Nogami D., Kato Т., Baba H., Masuda S. Discovery of the First in-the-Gap SUUMa-Type Dwarf Nova, NY Serpentis (=PG 1510+234) // Publications of the Astronomical Society of Japan, 50, LI, 1998.

95. Patterson J., Thorstensen J. R., Kemp J. et al. Superhumps in Cataclysmic Binaries. XXIV. Twenty More Dwarf Novae // Publications of the Astronomical Society ofthe Pacific, 115, 1308, 2003.

96. Хрузина Т. С., Шугаров С.Ю. Атлас катаклизмических переменных типа U Geminorum - Москва, МГУ, 1991.

97. Ishioka R., Sekiguchi К., Maehara Н. Infrared Spectroscopy of Short-Period Cataclysmic Variables // Publications of the Astronomical Society of Japan, 59, 929, 2007.

98. Kato Т., Ishioka R., Uemura M. Dramatic Changes in the Outburst Properties in V503 Cygni // Publications of the Astronomical Society of Japan, 54, 6, 1029, 2002.

99. Szkody P., Howell S., Mateo M., Kreidl T. CCD time-resolved photometry of faint cataclysmic variables. II // Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 101, 899, 1989.

100. Nakano S., Nakamura Т., Itagaki K.et al. Unusual Cataclysmic Variable in Hercules //IAU Circular, 8363, 1, 2004.

101. Ciardi D. R., Wachter S., Hoard D. W. et al. Spitzer Space Telescope Observations of Var Her 04: Possible Detection of Dust Formation in a

Superoutbursting Tremendous Outburst Amplitude Dwarf Nova // The Astronomical Journal, 132, 1989, 2006.

102. Литвинчова А. А., Павленко Е.П., Шугаров С.Ю. Новая Лебедя 1975 года (VI500 Cyg) в 2000-2009 гг. и природа синодического периода // Астрофизика, 54, 47,2011.

103. Smak J. Eruptive Binaries. II. U Geminorum // Acta Astronómica, 21, 15, 1971.

104. Warner В., Nather E. Observations of rapid blue variables - I. Techniques // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 152, 209, 1971

105. Кузнецов О.А., Бисикало Д.В., Боярчук A.A. и др., Синтетические доплеровские томограммы газовых потоков в двойной системе IP Peg // Астрономический журнал, 78, 997, 2001.

106. Хрузина Т.С., Черепащук A.M., Бисикало Д.В. и др. Интерпретация кривых блеска IP Peg в модели безударного взаимодействия газовой струи и диска // Астрономический журнал, 78, 625, 2001.

107. Хрузина Т.С., Черепащук A.M., Бисикало Д.В. и др. Интерпретация кривых блеска катаклизмической переменной OY Саг в модели безударного взаимодействия газовой струи и диска // Астрономический журнал, 80, 239, 2003.

108. Kato Т., Pavlenko Е, Maehara Н. SDSS J080434.20+510349.2: Eclipsing WZ Sge-Type Dwarf Nova with Multiple Rebrightenings // Publications of the Astronomical Society of Japan, 61, 3, 601, 2009.

109. Leibowitz E.M., Mendelson H., Bruch A. et al. The 1992 outburst of the SU Ursae Majoris-type dwarf nova HV Virginis// The Astrophysical Journal, 421, 771, 1994.

110. Matsumoto K., Kato Т., Ayani K., Kawabata T. On the Orbital Period of EG Cancri // IBVS 4613, 1, 1998.

111. Krzeminski W., Smak J. Eruptive Binaries. III. The Recurrent Nova WZ Sagittae //Acta Astronómica, 21, 133, 1971.

112. Araujo-Betancor S., Gansicke B.T., Hagen H.-J. et al. HS 2331+3905: The cataclysmic variable that has it all // Astronomy and Astrophysics, 430, 629, 2005.

113. Katysheva N., Shugarov S. V455 and - a life before the outburst //ASPC, 172, 012044,2009.

114. Pavlenko E.P. The white dwarf in dwarf nova SDSS J080434.20+510349.2: Entering the instability strip? // ASPC, 172, 012071, 2009.

115. Zharikov S.V., Tovmassian G.H., Napiwotzki R., et al. Time-resolved observations of the short period CV SDSS J123813.73-033933.0// Astronomy and Astrophysics, 449, 645, 2006.

116. Augusteijn T., Wisotzki L. HE 2350-3908: a dwarf nova with a 78AmA orbital period // Astronomy and Astrophysics, 324, L57, 1997.

117. Woudt P.A., Warner B. SDSS J161033.64-010223.3: a second cataclysmic variable with a non-radially pulsating primary// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 348, 509, 2004.

118. Pretorius M.L., Woudt P.A., Warner B. et al. High-speed photometry of SDSS JO 13701.06 - 091234.9// Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 352, 1056, 2004.

119. Rogoziecki P., Schwarzenberg-Cherny A. The dwarf nova WX Cet: a clone of WZ Sge or a pretender? // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 323, 850, 2001.

120. Pavlenko, E.; Antoniuk, O.; Antoniuk, K., et al., Activity of five WZ Sge-type systems in a few years after their outbursts // AIPC, 1273, 332, 2010.

121. Lin D. N. C., Papaloizou J. Tidal torques on accretion discs in binary systems with extreme mass ratios // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 186, 799, 1979.

122. Osaki Y, Meyer F. Early humps in WZ Sge stars // Astronomy and Astrophysics, 383, 574, 2002.

123. Szkody P., Henden A., Agiieros M. et al. Cataclysmic Variables from Sloan Digital Sky Survey. V. The Fifth Year (2004) // The Astronomical Journal, 131, 973, 2006.

124. Shears J., Klingenberg G., de Ponthiere P. Observations of the first confirmed superoutburst of SDSS J080434.20+510349.2 in 2006 March // Journal of the British Astronomical Association, 117, 331, 2007.

125. Maehara H., http://ooruri.kusastro.kyoto-u.ac.jp/mailarchive/vsnet-alert/12184

126. Kato T., Maehara H., Miller I. et al. Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III. The Third Year (2010-2011) // Publications of the Astronomical Society of Japan, 61, 1, 21, 80, 2012.