ストルーベ・サハーデ効果( S-S 効果) は、二重線分光連星系において、各成分のスペクトル線の強度が軌道運動中に変化するときに発生します。
分光連星は、両方の恒星の吸収線が分光器で観測できる場合、二重線連星と呼ばれます。恒星系の各メンバーが観測者に近づくと、ドップラー効果によって、その恒星の吸収線は光学スペクトルの青い端の方向へシフトします。同様に、恒星が遠ざかると、その吸収線はスペクトルの赤い端の方向へシフトします。これらの吸収線はそれぞれ、光球の物理的特性に依存する特性強度を持っています。ストルーベ・サハーデ効果は、恒星のスペクトルが赤方偏移するとこれらの吸収線が異常に弱くなり、青方偏移すると強くなる場合に発生し、副成分で最も顕著です。[1]
この効果は、2 つの B 型星と、カシオペヤ座 AOやHD 93403などの大質量 O 型星のペアで構成される、肉眼で明るく見える連星スピカで観測されています。
ストルーベ・サハーデ効果は1937年にオットー・ストルーベによって初めて報告されました。この効果は、大質量分光連星系の質量比や光度比などのパラメータの値に疑問を投げかけたため、重要になりました。[2] 1950年にストルーベは、副星の後ろに続くガス流が、主星が遠ざかるときに副星を隠してしまうことで、この効果を説明しようとしました。[3] 1959年にホルヘ・サハーデは、ガス流が連星の主星から副星まで伸びており、このガス流の不透明度によって吸収線が弱まるというモデルを作成しました。[4]それ以来、この効果はストルーベ・サハーデ効果として知られるようになりました。 1997年、ギースとその同僚は別の説明を提示し、2つの恒星からの恒星風の衝突によって弓状衝撃波が発生し、コリオリの力によってそれが逸らされ、副星への視線方向に沿って遮蔽位置に置かれると主張した。その後、この効果を説明するために他の仮説が立てられたが[5]、モデルは依然として観測された線強度を完全に再現していない[1] 。
参照
参考文献
- ^ ab Palate, M.; Rauw, G.; Koenigsberger, G.; Moreno, E. (2013). 「大質量連星系のスペクトルモデリング」. Astronomy & Astrophysics . 552 : A39. arXiv : 1302.5201 . Bibcode :2013A&A...552A..39P. doi :10.1051/0004-6361/201219754.
- ^ストルーヴェ、オットー（1937年1月）「二つ の分光連星における可変吸収線」天体物理学ジャーナル、 85 : 41。Bibcode :1937ApJ....85...41S。doi : 10.1086/143797。
- ^ ストルーヴェ、オットー (1950).恒星進化：天文台からの探査.プリンストン大学出版局.書誌コード:1950seeo.book.....S.
- ^サハデ 、ホルヘ（1959年4月）「29 UW Canis Majorisの代替モデル」太平洋天文学会刊行物71 (419): 151. Bibcode :1959PASP...71..151S. doi : 10.1086/127350 .
- ^ Linder, N.; Rauw, G.; Sana, H.; De Becker, M.; et al. (2007年10月). 「O型連星の光学スペクトルにおけるストルーベ・サハーデ効果。I. 主系列系」.天文学と天体物理学. 474 (1): 193– 204. arXiv : 0708.3005 . Bibcode :2007A&A...474..193L. doi :10.1051/0004-6361:20077902.
