スーパーハンプ

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。

スーパーハンプは、矮新星のサブクラスである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アウトバースト（明るさの増加））を起こしたときに初めて発見されました。^[1]

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または負のスーパーハンプと呼ばれます。周期超過は、スーパーハンプ周期と軌道周期の差であり、軌道周期の割合として表されます。^[2]

降着円盤は、ドナー星の潮汐力によって引き伸ばされる。楕円円盤は、白色矮星の集積体の周りを、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がわずかに変化する。 ^[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、降着円盤とドナー星の公転周期の間に 3:1 の共鳴が存在す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、周期は公転周期よりわずかに短くなる。^[2]

スーパーハンプは、質量を失う星（質量を失う星）の質量が、質量を得る星（質量を得る星）の質量の最大34パーセントである矮新星系で発生することがあります。 ^[2]振幅は最大0.6等級になることがあります。^[4]