矮新星

矮新星（複数形：新星）、またはU Geminorum型変光星は、激変星の一種で、近接連星系から構成され、その構成要素の1つが白色矮星であり、伴星から物質を降着させている。矮新星は「古典的」新星よりも暗く、より頻繁に繰り返される。^{[ 1 ]}

最初に観測されたのは1855 年のU Geminorumでしたが、そのメカニズムは 1974 年にBrian Warner が新星は降着円盤の光度の増加によるものであることを示した時まで知られていませんでした。^{[ 2 ]}白色矮星が周期的な爆発に関与しているという点では古典新星に似ていますが、メカニズムは異なります。古典新星は主星の表面で降着した水素の融合と爆発によって発生します。現在の理論では、矮星新星は降着円盤の不安定性によって発生すると考えられています。円盤内のガスが臨界温度に達すると粘性が変化し、円盤を通る質量流量が一時的に増加して円盤全体が加熱され、その結果光度が増加します。ドナー星からの質量移動は円盤を通るこの増加した流量よりも少ないため、円盤は最終的に臨界温度を下回り、より低温で暗いモードに戻ります。^{[ 3 ] [ 4 ]}

矮新星は他の点でも古典新星とは異なります。光度が低く、通常は数日から数十年の周期で再発します。^{[ 3 ]}爆発の光度は、再発間隔と軌道周期とともに増加します。ハッブル宇宙望遠鏡による最近の研究では、後者の関係により、矮新星は宇宙の距離を測定するための有用な標準光源となる可能性があることが示唆されています。^{[ 3 ] [ 4 ]}

U Geminorum星（UG）には3つのサブタイプがあります：^{[ 5 ]}

• SS Cygni星（UGSS）は、 1～2日でV等級が2～6等級明るくなり、その後数日で元の明るさに戻ります。  
• SU おおぐま座星 (UGSU) は、通常のバーストに加えて、より明るくて長い「超極大」バースト、つまりスーパーバーストを発生します[ ^{6 ] 。} SU おおぐま座星の種類には、ER おおぐま座星とWZ いて座星 (UGWZ) が含まれます。^{[ 7 ]}
• Z Camelopardalis型星（UGZ）は、ピーク時の明るさより低い特定の明るさで一時的に「停止」する。この挙動は「静止」と呼ばれる。^{[ 8 ]}これらは矮新星とより安定した新星型変光星の境界に位置するものと解釈されている。^{[ 9 ]}

大規模な爆発現象に加えて、一部の矮新星は「スーパーハンプ」と呼ばれる周期的な増光を示す。これは、降着円盤の回転が連星系の軌道周期と共鳴する際に、降着円盤が変形することによって生じる。

• 「矮新星までの距離を推定する新しい方法」 . Spaceflight Now . 2003年5月30日. 2006年4月17日閲覧.
• 「SUおおぐま座」。アメリカ変光星観測者協会。
• 「アマチュア天文家と矮新星」（PDF）。ヨーロッパ南天天文台。
• 「活動概要（最近検出された矮新星爆発のリスト）」。激変星ネットワーク– Google経由。