슈퍼홉

Superhump
일식과 SU우새 Majoris형 슈퍼홉을 보여주는 폭발시 에클립싱 난쟁이노바 HT 카시오페이아이의 가벼운 곡선

천문학에서 슈퍼홉은 대격변 가변 항성계에서 주기적인 밝기 변화로, 계의 궤도 주기의 몇 퍼센트 이내에서 기간이 있다.

역사

슈퍼홉은 2진법이 초폭발(밝기 증가)을 겪었을 때 난쟁이 노바의 하위급인 수우매마조리스(SUU UMA) 별에서 처음 나타났는데, 이는 비정상적으로 강한 발진(밝기 증가)이다.[1]

기간초과

슈퍼홉 변동의 기간은 각각 양 또는 음의 슈퍼홉으로 알려진 궤도 주기보다 크거나 작을 수 있다.주기초과는 초점프 주기와 궤도 주기의 차이로, 궤도 주기의 일부로 표현된다.[2]

물리적 기원

응고 원반은 기증된 별의 조력에 의해 길다.타원형 원반은 궤도 주기인 박동 주기보다 훨씬 긴 시간 간격에 걸쳐 백색 왜성 궤도를 중심으로 진행되며, 각 궤도에 걸쳐 원반의 방향에 약간의 변화를 일으킨다.[3]대격변성 변광성 별의 슈퍼홉은 디스크의 주기적 변형에 의한 점성 소산의 결과물이다.이러한 변형은 응축 원반과 공여 항성 사이의 궤도 기간 사이에 3:1 공명이 존재하기 때문에 발생한다.디스크의 역행성 전착은 음의 슈퍼홉을 유발하며, 주기는 궤도 주기보다 약간 적다.[2]

슈퍼홉은 기증자 항성(질량 감소 항성)이 최대 34%의 질량을 갖는 왜소 노바 시스템에서 발생할 수 있다.[2]진폭은 최대 0.6배까지 될 수 있다.[4]

참조

  1. ^ Retter, A.; Naylor, T. (2000). "Thermal stability and nova cycles in permanent superhump systems". 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.
  2. ^ a b c Wood, Matt A.; Burke, Christopher J. (2007). "The physical origin of negative superhumps in Cataclysmic Variables". The Astrophysical Journal. 661 (2): 1042–1047. Bibcode:2007ApJ...661.1042W. doi:10.1086/516723.
  3. ^ Pearson, K. J. (2007). "Are superhumps good measures of the mass ratio for AM CVn systems?". 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.
  4. ^ Smak, J. (2010). "Superhumps and their Amplitudes". Acta Astronomica. 60 (4): 357–371. arXiv:1011.1090. Bibcode:2010AcA....60..357S.