共生の新星

共生新星は、9等から11等の間の振幅を持つ非常にゆっくりとした新星のような爆発を起こす、ゆっくりとした不規則な噴出変光星です。共生新星は、最大光度で10年から数十年続き、その後元の光度に向かって減少します。このタイプの変光星は、おそらくミラ変光星である赤色巨星と、著しく対照的なスペクトルを持ち、近接性と質量特性から共生星であることが示唆される高温コンパクト天体（通常は白色矮星）の1つを含む^二重星系です。巨星がミラ変光星であるかどうかによって、D型（塵が多い）またはS型（恒星）に分類されます。^[2]

赤色巨星はロッシュ・ローブを満たし、物質が白色矮星に運ばれて蓄積され、熱核融合の点火によって引き起こされる新星のような爆発が起こる。最高温度は200,000 Kまで上昇すると推定されており、これは新星のエネルギー源と似ているが、矮新星とは異なる。光度の緩やかな増加は、爆発時の電離前面の成長に必要な時間によるものである。^[3]

共生新星の白色矮星成分はチャンドラセカール限界以下に留まると考えられており、そのため爆発後も白色矮星のままである。^[3]

共生新星の一例としては、V1016 Cygniがあり、1971年から2007年にかけての爆発は明らかに熱核爆発を示唆していた。^[4]他の例としては、HM SagittaeとRR Telescopiiがある。^[1]

• 矮新星
• ノヴァ
• 超新星

• SEAL P. (1990). 「共生星の分類と進化に関する考察」.天体物理学. 宇宙科学. 174 (2): 321–325. Bibcode :1990Ap&SS.174..321S. doi :10.1007/BF00642518. S2CID  121276497.
• フリードユング、マイケル (1993)。「共生星のモデル」NASA 507 :647–662。書誌コード:1993NASSP.507..647F。