共生二元性

共生連星は連星系の一種で、単に共生星と呼ばれることが多い。共生連星には通常、白色矮星とそれに付随する赤色巨星が含まれる。低温巨星はロッシュローブオーバーフローまたは恒星風によって物質を失い、恒星風は通常降着円盤を介して高温のコンパクト恒星に流れ込む。

共生連星は恒星の進化について学ぶために利用できるため、天文学者にとって特に興味深いものです。また、共生連星系内に存在する独特の星間力学のため、恒星風、電離星雲、集積の研究にも不可欠です。

多くの共生連星は明るさの変化を示し、変光星として分類される。アンドロメダ座Z星は、共生連星クラスの原型であると考えられることが多い。より一般的には、振幅が最大約4等級までの不規則な変動を示す共生星のサブセットのみの原型であると考えられている。アンドロメダ座Z星変光星でさえ、不均質なグループであると考えられている。いわゆる共生新星は、共生連星の密接に関連したクラスであり、より正式にはNC型新星として知られている。これらは古典的な新星に似ているように見えるが、非常にゆっくりと爆発し、何年も最大輝度に近いままになることがある。^[1]

共生連星の典型的な挙動は、コンパクト成分への集積速度に基づいて 2 つの段階に分けられます。2 つの段階の光度は非常に異なりますが、システムは各段階でも変化することがよくあります。

星間の集積、質量損失、電離のプロセスがすべて平衡状態にあるとき、システムは静止状態にあると言われます。この時点で、システムはほぼ平均的な速度でエネルギーを放出し続けます。^[2]これは、比較的一定に保たれる星の スペクトルエネルギー分布（SED）を通じて観察できます。

静止共生星の平衡が乱れると、活動期に移行します。この段階は、星からの放射の性質が大きく変化し、星の光放射が数等級明るくなることで示されます。段階間の遷移は十分に理解されておらず、星がいつ静止状態から活動期に移行するか、またはいつ静止状態に戻るかを予測することは現在困難です。多くのシステムはまだ活動状態に入るのが観測されていません。しかし、AGドラコニスなどの他のシステムは、定期的かつ周期的に活動期に入ります。^[2]

「共生星」という用語は、1958年に「複合スペクトルの星」に関する出版物で初めて使用されました。^{[3]しかし、共生星の明確なカテゴリは以前から知られていました。共生星は、20世紀初頭に}アニー・キャノンによって、独特の分光学的特性を持つ星のクラスとして初めて認識されました。共生星の連星性は、赤色巨星と白色矮星または中性子星を示すスペクトル線が同時に存在することで明らかになりました。^[4]

共生星はすべて連星であるため、共生連星という用語は同義語です。多くは変光星であり、共生変光星または共生変光星という用語は同義語として使用されることもありますが、より一般的にはアンドロメダZ変光星にのみ使用されます。^[5]

共生連星は、スペクトルの連続スペクトルの性質に基づいて、2つのサブタイプに分けられることが多い。S 型システムは、巨星成分が隠されていないため、恒星連続スペクトルを持つ。^[5] D型システムは、光学的に厚い塵の星雲に囲まれており、恒星自体は直接見ることができない。D型システムには、ミラ変光星やその他の長周期変光星が含まれる傾向がある。^[6]

共生星の中には、物質が集束して流出するジェットを持つものがある。これらは通常、双極性で、白色矮星の両極から伸びている。ジェットは、現在活動期または爆発期にある星で最もよく観測される。爆発期が終わると、ジェットは消え、放出された放射は消散する。共生星に存在するジェットは、活動銀河核などの他のシステムのジェットの理解を深めるのに役立つ可能性があると主張されている。^[7]

• IPHASが発見した共生星のリスト
• 共生連星エクセター大学天体物理学グループ