オコネル効果

オコンネル効果は、特定の近接食連星の光度 曲線の非対称性です。この現象は、ニューサウスウェールズ州リバービュー大学の天文学者ダニエル・ジョセフ・ケリー・オコンネル神父^{[1]にちなんで名付けられました。彼は 1951 年にこの現象を研究し、潮汐効果と相互放射の増加によって}光度が増加する可能性がある近点付近では必ずしも現れないという理由から、以前の著者によって説明されたいわゆる近点効果と区別しました。^[2]

いくつかの連星の食外の明るさの最大値は、不均等に高い。これは、半周期ごとに構成要素の位置が入れ替わる食連星の観測される明るさは同じであるはずであるという予想に反する。主極小期に続く最大値は、ほぼ常に前のものよりも明るくなる。これは正のオコンネル効果と呼ばれ、逆の場合は負のオコンネル効果と呼ばれる。この差は、星の楕円度、サイズ、密度の差とともに大きくなる。^[3]また、後続の極大期の間にはスペクトルの差が観測されている。^[4]

この現象が観測されているいくつかのシステム、例えば、はくちょう座CG、らしき星RT、おおぐま座XY、エリダヌス座YYなどでは、連続する極大値間の光度差は変動するが、他のシステムでは比較的安定していることが判明している。さらに、この現象は、オーバーコンタクト、セミデタッチド、ニアコンタクトシステムなど、さまざまな構成で観測されている。これらの要因により説明が難しく、この効果の発現にはさまざまなメカニズムが関与している可能性があることを示唆している。そのため、いくつかの理由が提案されている。恒星黒点の非対称な分布、連星系の構成要素間の一方向のガス流の影響、またはコリオリの力によって非対称に偏向した恒星周物質の流れなどである。^[5]

オコンネル効果は、特に、連星系W Crucis、RT Lacertae、 [ ^{1 ]} CX おおいぬ座、TU Crucis、AQ Monocerotis、DQ Velorum、^[6]、および CG Cygni で観察されています。^[7]

• 近接連星におけるオコンネル効果の考えられる説明