超级爆发、超级驼峰与潮汐-热不稳定性模型

我们将由3:1共振引起的潮汐不稳定性纳入由Hameury等人（1998）开发并由Buat-Menard等人（2001）修改的盘不稳定性模型中。我们证实了Osaki（1989）的早期结果，即潮汐不稳定性可以解释SU UMa型变星的光变曲线。我们表明，在超低质量比系统（如ER UMa型星和WZ Sge型星）中，超级爆发在盘仍处于偏心状态时结束，正如Hellier（2001）所提出的。然而，由于一旦冷却波开始，盘会迅速收缩，偏心应在超级爆发结束后不久停止。这一结果与Hellier的提议相矛盾，后者认为在TTI模型中解耦热不稳定性和潮汐不稳定性可以解释超低质量比系统中的晚期超级驼峰和回波爆发。我们提出，ER UMa型星的短超周期可以通过类似于SS Cyg中发生的窄爆发和宽爆发的交替来解释，或者通过辐照效应（Hameury等人，2000）来解释。在这两种情况下，我们预测超级驼峰应该是永久性的，这与观测结果（Gao等人，1999）一致。我们还可以通过改变包含辐照和盘内空洞的TTI模型中的质量转移率，重现类似于EG Cnc的光变曲线。