共生星
共生星は、相互作用している連星系の中で、公転周期も連星間距離も最も長い部類の系である。
共生星の中で、公転周期など軌道要素が求められているものは、公転周期がおよそ200日から5,700日で、多くは公転周期1,000日以下である。一方で、晩期型巨星がミラ型星のように、質量放出率が高く、周囲に塵を形成するような恒星である場合、塵が形成される距離からすると連星間距離は20AU以上、公転周期は50年以上になることが予想され、実際、そのような系で公転周期が見積もられているみずがめ座R星は、公転周期がおよそ44年とされる。大まかには、公転周期が長い系は晩期型巨星のスペクトル型がより晩期側に偏る傾向にある。
共生星の公転軌道は、大部分が円に近い(離心率が0に近い)軌道をとる。極端な楕円軌道をとる共生星は数が少なく、そして、そのような軌道の共生星は、特に公転周期が長いものばかりであり、一般的な連星系とは離心率と公転周期の関係に異なる傾向がみられる。
新しい定義では、
晩期型星の吸収スペクトル、具体的にはTiO吸収帯や金属原子・1階電離イオンの吸収線、がみえること
高度に励起されたイオンの輝線が、ドップラー幅100km/s以下でみえること
青色の連続光がみえること
恒星状の天体であること
輝線には、電離ポテンシャルが55 eV以上の高エネルギー線が含まれること
スペクトル型はG型以下の低温であり、それが示されない場合は、電離ポテンシャルが100 eV以上の輝線が含まれること
といった基準が挙げられた。
その後、新たな知見を得て共生星の定義は整理され、
晩期型巨星の吸収成分、具体的にはTiO、水、一酸化炭素、シアン(CN)、酸化バナジウム(VO)吸収帯や、カルシウム原子・イオン(Ca I・Ca II)、鉄原子(Fe I)、ナトリウム原子(Na I)吸収線など、があること
水素原子(H I)、ヘリウム原子(He I)の強い輝線に加え、次のいずれかがあること 電離ポテンシャルが35 eV以上のイオンの輝線(静穏期) AないしF型の連続光とH I、He I、1階電離金属の吸収線(爆発時)
(TiO吸収帯などの)低温度星成分がみられない場合、波長6,825Åの輝線があること
とまとめられている。
共生星であることがわかった天体の数は180を超え、2000年に出版された共生星のカタログでは、188の共生星と30の共生星候補が掲載されている。
共生星の連星の周囲には、共生星雲とも呼ばれる星雲状構造が広がる。これは、共生星の基準である星雲輝線の存在から当然考えられることであり、一部の共生星では早い段階から直接星雲の姿が確認されていた。
星雲の起源は、組成からすると、晩期型巨星の質量放出によって、連星の周囲に広がった物質と考えられる。星周物質は、高温度星からの高エネルギー放射によって電離し、輝線を発している。あるいは、コンパクト星から発生するジェット、若しくは爆発現象によって、星周物質中を衝撃波が伝播することで、星雲からの放射が生じる。また、晩期型星の質量放出が非常に大きい場合、高温度星の影響を受けなかった星周物質は、やがて凝集して星周塵となり、赤外線や電波を放射する星雲となる。
共生星雲における星周物質の数密度は、10から10 cmと推定され、惑星状星雲の典型的な密度よりも高い。電子温度は推定が難しく、概ね10,000Kから80,000Kとされるが、典型的な共生星における高電離輝線の放射領域での電子温度は、13,000Kから17,000Kと求められており、電離エネルギー源は粒子の衝突ではなく高温度光源からの放射であることが示唆されている。
共生星雲は、惑星状星雲とよく似ている。共生星のスペクトルから、連続光スペクトルを除くと、惑星状星雲のスペクトルと似ているし、最初惑星状星雲に分類されて、後に共生星に分類しなおされたものもある。高温度星の特徴も、惑星状星雲と共生星でほぼ同じである。違いがあるとすれば、星雲を形成する物質が、高温度星(の前駆天体)から放出されたものか、連星のもう一方の巨星から放出されたものか、という点である。惑星状星雲と共生星を区別する方法は、未だに模索が続いている。
高温度星への降着物質が蓄積されてくると、やがて爆発を起こし、大幅に増光する。共生星における爆発型の変光には、3つの類型がある。最も多いのは、増光が数年程度継続するものである。後の2つは、数年かけて増光し、数十年から100年かけてゆっくり暗くなる共生新星と、新星状の爆発を繰り返す回帰新星である。
アンドロメダ座Z型
共生星で最も多くみられる爆発現象は、共生星の代表であり、この現象も確認されているアンドロメダ座Z星にちなんで、アンドロメダ座Z型ともいわれる。この種の現象では、青色光で2等から5等増光し、増光は数年程度続く。増光が起きるのは、晩期型巨星から高温度星への質量移動が増大したためと考えられる。高温度星表面での水素殻燃焼を維持するのに必要な量を大きく上回る物質が降着し、燃焼殻の外層が膨張する。この際、放射光度はほぼ一定だが、膨張すると疑似光球の表面温度が低下し、10万K程度あったものが、1万K前後になって、放射の中心がX線や紫外線から可視光に移ってくることで、見かけ上明るくなる。
共生新星
共生新星は、光度変化が非常にゆっくりで、爆発が始まってから極大光度まで上昇するのに数ヶ月から数年、爆発前の明るさへ戻るのに何十年とかかる。