天文学において、スーパーハンプとは、激変星系における周期的な明るさの変化であり、その周期は系の公転周期の数パーセント以内である。
歴史
[編集]スーパーハンプは、矮新星の一種であるSU Ursae Majoris （SU UMa）の恒星で、連星系がスーパーアウトバースト（降着率の増加によって引き起こされる異常に強い爆発（明るさの増加））を起こしたときに初めて観測されました。[ 1 ]
生理超過
[編集]スーパーハンプの周期は、軌道周期よりも大きい場合と小さい場合があり、それぞれ正のスーパーハンプと負のスーパーハンプと呼ばれます。周期超過とは、スーパーハンプ周期と軌道周期の差であり、軌道周期に対する割合として表されます。[ 2 ]
物理的な起源
[編集]降着円盤は、供給星の潮汐力によって引き伸ばされる。楕円円盤は、白色矮星の降着器の周りを、公転周期（ビート周期）よりもはるかに長い時間間隔で歳差運動し、各軌道で円盤の向きにわずかな変化を引き起こす。[ 3 ]激変星のスーパーハンプは、円盤の周期的な変形による粘性散逸の結果である。これらの変形は、降着円盤と供給星の公転周期が3:1の共鳴状態にあることによって引き起こされる。円盤の逆歳差運動は、負のスーパーハンプを引き起こし、その周期は公転周期よりわずかに短い。[ 2 ]
スーパーハンプは、質量を失う星（ドナー星）の質量が、質量を得る星（アクセプター星）の質量の最大34%である矮新星系で発生することがある。 [ 2 ]振幅は最大0.6等級に達することがある。[ 4 ]
参考文献
[編集]- ^ Retter, A.; Naylor, T. (2000). 「恒久的なスーパーハンプ系における熱安定性と新星サイクル」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 319 (2): 510– 516. arXiv : astro-ph/0007113 . Bibcode : 2000MNRAS.319..510R . doi : 10.1111/j.1365-8711.2000.03931.x .
- ^ a b c Wood, Matt A.; Burke, Christopher J. (2007). 「激変星における負のスーパーハンプの物理的起源」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 661 (2): 1042– 1047. Bibcode : 2007ApJ...661.1042W . doi : 10.1086/516723 .
- ^ Pearson, KJ (2007). 「AM CVn システムの質量比を測る上で、スーパーハンプは優れた指標となるか？」 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 379 (1): 183– 189. arXiv : 0705.0141 . Bibcode : 2007MNRAS.379..183P . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11932.x . S2CID 2685807 .
- ^ Smak, J. (2010). 「スーパーハンプとその振幅」. Acta Astronomica . 60 (4): 357– 371. arXiv : 1011.1090 . Bibcode : 2010AcA....60..357S .
