标题：共生星
简介
一种在光谱中既出现低温吸收线又出现高温发射线的恒星。1941年梅里  共生星尔首先把这种光谱性质很不相同但又互为依存的星取名为共生星。它们的光变具有准周期的类新星爆发特征，并有小振幅的快速非周期光变。1969年博亚尔丘克提出共生星的三个判据：①晚型星光谱的吸收线（如TiO带，CaI，CaⅡ等）。②HeⅡ、OⅢ或更高电离电位原子的发射线（发射线的宽度不超过每秒 100公里）。③亮度的变化在几周内达到3个星等。目前，已发现的共生星约有50颗（包括不肯定的），典型星是仙女座Z。共生星的光度与谱变有一定的相关性：往往当光度增强时，晚型吸收谱和高激发发射线减弱或消失，B型气壳谱增强；当光度变弱时，晚型吸收谱和高激发发射线又重新出现或加强。共生星的空间分布与行星状星云相似，集中在银道面附近，属年龄较老的盘星族。 共生星是单星还是双星一直是有争论的。单星说认为共生星是小而热的蓝星，周围有一个变化的星周壳层。双星说认为共生星是由一颗晚型冷星和一颗低光度的热星组成的，它们有一个共同的气体包层；假定冷星是正常巨星，则热星在赫罗图上位于主星序的下方，与行星状星云的中心星、某些新星的热子星位置相近。
近红外分类
你听说过这样一个奇怪的星体吗?早在20世纪30年代，天文学家在观测星空时发现了一种奇怪的天体。对它的光谱所做的分析表明，它既是“冷”的，只有几千摄氏度；同时又是十分“热”的，达到  共生星几十万摄氏度。也就是说，冷热共生在同一个天体上。1941年，天文学界把它定名为共生星。它是一种同时兼有冷星光谱特征(低温吸收线)和高温发射星云光谱(高温发射线)的复合光谱的特殊天体。几十年来人们已经发现了约100个这种怪星。许多天文学家为了解开怪星之谜耗费了毕生精力。 最初，一些天文学家提出了“单星”说。他们认为，这种共生星中心是一个属于红巨星之类的冷星，周围有一层高温星云包层。红巨星是一种晚期恒星，它的密度很小，体积比太阳大得多，表面温度只有二三千摄氏度。可是星云包层的高温从何而来，人们还是无法解释。太阳表面温度只有6000℃，而它周围的包层——日冕的温度却达到百万摄氏度以上。能不能用它来解释共生星现象呢?日冕的物质非常稀薄，完全不同于共生星的星云包层。因此，太阳不算共生星，也不能用来解释共生星之谜。  共生星也有人提出了“双星”说，认为共星是由一个冷的红巨星和一个热的矮星(密度大而体积相对较小的恒星)组成的双星。但是，当时光学观测所能达到的分辨率不算太高，其他观测手段尚未发展起来，人们通过光学观测和红移测量测不出双星绕共同质心旋转的现象。而这是确定是否为双星的最基本物质特征之一。随后，天文学家用x射线、紫外线、可见光、红外线到射电波段对共生星进行了大量观测，积累了许多资料，共生星之谜逐步揭开。
近些年，天文学家用可见光波段对冷星光谱进行的高精度视向速度测量证明，不少共生星的冷星有环绕它和热星的公共质心运行的轨道运动，这有利于说明共生星是双星。人们还通过具有高的空间分辨率的射电波段进行探测，查明了许多共生星的星云包层结构图，并认为许多共生星上存在“双极流”现象(从一个星的两个极区向外喷射物质)。现在，大多数天文学家都认为，共生星可能是由一个低温的红巨星或红超巨星和一个具有极高温度的看不见的极小的热星，以及环绕在它们周围的公共热星云包层组成。它是一种处于恒星演化晚期阶段的天体。  共生星有的天文学家对共生星现象提出了这样一种理论模型：共生星中的低温巨星或超巨星体积不断膨胀，其物质不断外溢，并被邻近的高温矮星吸积，形成一个巨大的圆盘(即所谓的“吸积盘”)，吸积过程产生强烈的冲击波和高温。由于它们距离我们太远，我们区分不出它们是两个恒星，而看起来像热星云包在冷星的外围。
但是“双星”说并未最后确立自己的地位，一个重要原因是迄今为止未能观测到共生星中的热星。科学家只不过是根据激发星云所属的高温间接推论热星的存在，从理论上判断它是表面温度高达几十万摄氏度的矮星。许多天文学家认为，对热星本质的探索，应当是今后共生星研究的重点方向之一；另外，还要加强对双星轨道的测量，进一步收集关于冷星的资料，以探讨其稳定性。
天文学家指出，对共生星亮度变化的监视有重要意义。通过不间断的监视，可以了解其变化的周期性，有没有爆发，从而有助于揭开共生星之谜，这对恒星物理和恒星演化的研究都有重要的意义。但是，要彻底揭开这个哑谜，看来还需要付出许多艰苦的努力。
双星理论和观测
理论恒星结构和演化理论研究恒星内发生的各种物理过程，和由这些过程所决定的恒星内部的密度  共生星，压强，温度，辐射，化学组成等各种物理和化学参量的分布，以及他们随时间的变化规律。恒星振动理论研究脉动变星发生振动的原因，振动的方式，传播范围及周期等内容的基本理论，包括太阳振动的研究。恒星结构和演化理论是双星理论，超新星理论，星团理论，星系理论，恒星物质化学演化等研究领域的基础，因此较早研究。经过很多年的发展，人们已经清晰地认识了恒星形成，演化，消亡的整个过程，并通过这一理论解决了众多难题，如恒星能源，恒星在赫罗图上的分布，主序宽度，水平分支形成，星风物质损失率等问题，使之逐渐完善和成熟。但还有很多问题有待解决：对流理论的完善，恒星磁场对恒星结构的影响，恒星自转理论的完善，恒星质量上限和下限，特大质量和特小质量恒星的演化，恒星演化晚期变化等。 恒星振动理论和恒星结构和演化理论紧密相关。当恒星演化到某些特定的阶段时，恒星会发生振动而成为脉动变星，之后又恢复正常，这就需要用恒星振动理论。观测观测上已经发现众多种类的脉动变星：造父脉动带内的经典造父变星，室女座W变星，天琴座RR变星，盾牌座δ变星，矮造父变星，鲸鱼座ZZ变星，以及其他位置上的长周期变星，仙王座β变星，白矮星分支的DO型变星和DB型变星，这些脉动变星包括了径向和非经向，单方式和多方式，大振幅和小振幅。目前恒星振动理论对大部分脉动变星已经有了很好的解释。由于太阳上观测到众多的非径向振动，其观测到的频率数目远远大于其他恒星，恒星振动理论应用到太阳上得到了巨大的成功，使太阳振动和太阳中微子是研究太阳内部的最有效的工具。恒星振动理论中也还有众多问题，如AGB星振动激发机制，振动频率的选择效应，新脉动变星（如剑鱼γ型变星）的模式振动等。
双星研究简介
宇宙中的恒星大约有50%左右是双星，如果双星系统中的两颗子星相距很远，彼此之间的相互作用极小，那么他们的演化性质应该和单星相同。但是有相当多的双星系统，两子星间的距离比较近，每颗子星都受到伴星的引力场和辐射场的较强作用。由于相互作用，两子星自转和公转同步，并在一定的演化阶段发生两子星间的物质交流。这种过程是的双星成员的演化性质与单星明显不同，这类双星系统成为相互作用双星系统。天文观测得到的许多特殊现象，如Ia型超新星,新星,X射线源等都是来源于含有致密天  共生星体的双星系统中。
双星研究可以从理论和观测两方面进行，两者相互补充而制约。相互作用双星的守恒和非守恒演化是恒星理论领域重要的一个研究方向。
双星的自传和公转
国际上从60年代就开始研究这个问题，进展一直都很缓慢。首先，从理论上说，恒星的转动对恒星的结构和演化具有非常复杂的影响。第二，用程序实现恒星结构和演化更是非常复杂。所以，一开始的转动恒星结构和演化模型是非常简化的，后来才慢慢地加入更多的因素。不需要对角速度分布做出假设的新的转动恒星结构和演化模型处于国际领先水平，具有非常广泛地应用价值。传统的恒星结构与演化模型是忽略自转的，在忽略自转的情况下，恒星内的等势面是球对称结构，因此可以将恒星结构和演化模型简化为一维模型。
双星的运动比较复杂。组成双星的每一个恒星称为子星，银河系里的双星除了围绕银心运动以外，还在互相围绕运动，他们的轨迹构成一个类似“8"的图形。
演化
一对罕见共生星之间的粗暴关系可能已经制造出了一个外形奇特的气体星云，像两个巨大的沙漏似地背靠背挨在一起。在地基望远镜拍摄的图片上，它看起来只是一个巨大的沙漏状星云。但是在这张NASA哈勃太空望远镜拍摄的图片上，可以看到有一个更小的明亮星云隐藏在较大星云的中心。这一整个星云被天文学者称作“南天蟹状星云”(He2-104)，因为用地基望远镜观察，它的外形像一只大螃蟹的身体和脚。这只大螃蟹有好几光年长。 在这广角行星际二号摄影机拍摄的图片里却找不到这样奇特外形的制造者。它们是一对衰老的恒星，被埋藏在大星云中央的那个小星云发出的强光中。其中一颗是膨胀的红巨星，它的核燃料已经耗尽，外壳随着强大的星际风向外不断流泻。它的同伴是一颗炽热的白矮星，一个燃尽恒星家族中的怪异成员。这样由一颗白矮星和一颗红巨星组成的不对称恒星系统被称为共生星系统。红巨星也是一颗Mira变星，脉动的红巨星和它的伴星相距遥远，它们两个之间互相转一圈需要花上100年之久。
天文学者推测，这两颗星之间的并互关系可能会引发其外层物质的突然爆发，气泡状的星云因之而得以形成。它们之间的关系好比在天上的一场猫捉老鼠游戏：红巨星将它自身的物质以星际风的形式抛入太空，白矮星则将其中的部分捕获，据为己有。结果是在白矮星周围形成了一个不断增大的尘埃圆盘，圆盘围绕着它炽热的表面不停地旋转。气体物质依旧不断地在它表面堆积，直至最后突然爆发，将物质再抛回太空。
这样的爆炸事件在“南天蟹”中可能已发生过两次。天文学者们推测其沙漏状的外形是在相隔几千年的两次单独爆发中形成的。位于左下和右上方的喷射物也许是由白矮星的积吸盘造成的，并且可能是其更早些时候爆发的一部分。该星云位于南半球天空中的半人马座，距离地球只有几千光年。该图片摄于1999年5月，图中氮气被白矮星的强辐射激发而发光。
观测特性
共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。由于早型热星在充满红巨星的星风物质的空间中环绕运行，可以产生P—Cygni型谱线，通过对P—Cygni型谱线的理论分析可以精确测定共生星双星的星风物质损失率。国际上比较有代表意义的一些共生星双星的工作，其中的方法几乎都是近十年中发展起来的。同时，在谱线形成计算中考虑了较多的因素，如氢—氦混合气体的多能级跃迁问题、轨道运动引起的密度非径向分布问题等，并在轨道形状方面做了一些简化。反映了共生星双星谱线形成关键的周期性相位变化的特征，取得了比较满意的结果，对这个方法存在的问题和改进方向进行了一些简要讨论，此外，还在线性化分离法求解Non－LTE大气模型中所做的工作。 共生星双星的星风物质损失率的测定赵定烽博士研究生（中国科学院云南天文台昆明650011）摘要共生星双星是一颗有强大星风物质损失的红巨星与一颗早型热星组成的特殊双星系统。由于早型热星在充满红巨星的星风物质的空间中环绕运行，可以产生P—Cygni型谱线，通过对P—Cygni型谱线的理论分析可以精确测定共生星双星的星风物质损失率。文章介绍了国际上比较有代表意义的一些共生星双星的工作，其中的方法几乎都是近十年中发展起来的。同时，在谱线形成计算中考虑了较多的因素，如氢—氦混合气体。