Wśród ciasnych układów podwójnych wyróżniamy grupę gwiazd kataklizmicznych, które zawierają białego karła (nazywanego składnikiem pierwotnym) oraz gwiazdę ciągu głównego (określaną jako składnik wtórny). W układach ze słabym polem magnetycznym materia wypływa ze zdeformowanego składnika wtórnego i tworzy dysk akrecyjny wokół białego karła. Miejsce uderzenia gazu w powierzchnię dysku astronomowie nazywają gorącą plamą.
Jedną z podgrup gwiazd kataklizmicznych są nowe karłowate typu SU UMa, które charakteryzują się krótkimi okresami orbitalnymi (poniżej 2.5h). Ponadto w krzywych zmian blasku tych obiektów obserwujemy dwa rodzaje wybuchów: zwykłe oraz superwybuchy, które trwają dłużej i mają większą amplitudę. W trakcie superwybuchów w krzywych zmian blasku gwiazd SU UMa można zaobserwować periodyczne oscylacje nazywane supergarbami (lub superhumpami), których okres je o kilka procent większy niż okres orbitalny układu.
W latach 90tych XX wieku prof. Józef Smak z Centrum Astronomicznego PAN w Warszawie zaproponował metodę dekompozycji pozwalającą analizować profile zaćmień gwiazd kataklizmicznych. Metoda ta umożliwia rozdzielenie światła na pochodzące od dysku akrecyjnego oraz od gorącej plamy, dzięki czemu można uzyskać informacje dotyczące przepływu materii w układzie.
Karolina Bąkowska wraz ze swoim promotorem Arkadiuszem Olechem przeanalizowali profile zaćmień gwiazdy kataklizmicznej HT Cas w trakcie superwybuchu z listopada 2010 roku. HT Cas jest obiektem wyjątkowym pośród gwiazd kataklizmicznych. Odkryta została 70 lat temu, nie uzyskała jednak zbyt dużej uwagi ze strony astronomów przez ponad 35 lat, aż do czasu odkrycia w jej krzywych zmian blasku zaćmień.
Pierwsza analiza obserwacji HT Cas była tak przełomowa, iż nazwano ją „kamieniem z Rosetty pośród nowych karłowatych”. Po 25 latach ciszy i zwykłych wybuchów w listopadzie 2010 roku nastąpił superwybuch w HT Cas. Była to doskonała okazja do przeprowadzenia analizy profili zaćmień tego obiektu. Za pomocą metody dekompozycji otrzymano krzywe zmian blasku gorącej plamy i okazało się, że plama zdecydowanie zmienia jasność w trakcie superwybuchu. Na początku superwybuchu jej jasność była niewielka. Gdy superwybuch spowodował największą jasność całego układu to i gorącą plama była najjaśniejsza. Natomiast, gdy gwiazda wróciła do minimalnej jasności pod koniec superwybuchu to i plamy nie można było wykryć w krzywych zmian blasku. Oznacza to, iż transfer masy podczas superwybuchu nie jest stały, a to stoi w sprzeczności z modelem niestabilności termiczno-pływowej (TTI ).
W pracy "Hot spot manifestation in eclipsing dwarf nova HT Cassiopeiae", która ukazała się na astroph i jest zaakceptowana do druku w Acta Astronomia, Karolina Bąkowska i Arkadiusz Olech pokazali, że najnowsze dane obserwacyjne z superwybuchu w HT Cas potwierdzają model EMT (enhanced mass transfer model) postulowany przez prof. Józefa Smaka.
Ilustracja przedstawia wizję artystyczną omawianego układu.
