공생 쌍성

Symbiotic binary
활동 중인 공생 이진수 R Aquarii에 대한 공생 이진수

공생 쌍성은 종종 공생 별이라고 불리는 쌍성계의 한 종류이다.이들은 보통 동반 적색 거성과 함께 백색 왜성을 포함하고 있다.차가운 거성은 로체엽이 넘치거나 항성풍을 통해 물질을 잃게 되는데, 이는 보통 강착 원반을 통해 뜨겁고 콤팩트한 별 위로 흐릅니다.

공생 쌍성은 별의 진화에 대해 배우는데 사용될 수 있기 때문에 천문학자들에게 특히 관심이 많다.이들은 또한 항성풍, 이온화된 성운, 그리고 강착에 대한 연구에서도 매우 중요합니다. 이는 시스템 내에 존재하는 독특한 성간 역학 때문입니다.

가변성

많은 공생 쌍성은 밝기 변화를 보이며 변광성으로 분류됩니다.안드로메다자리 Z는 종종 공생 쌍성계의 원형으로 여겨진다.더 일반적으로 이것은 진폭에서 약 4 등급까지 불규칙한 변화를 보이는 공생 별의 일부만 원형으로 간주됩니다.심지어 안드로메다자리 Z형 변광성들도 불균일한 집단으로 여겨진다.소위 공생 노배라고 불리는 것은 공생 쌍성의 밀접한 관련이 있는 종류로, 더 공식적으로 NC 노배라고 알려져 있다.이들은 전형적인 노배와 비슷해 보이지만 수년 [1]동안 최대 밝기에 근접할 수 있는 극도로 느린 폭발을 보인다.

공생 쌍성의 전형적인 동작은 콤팩트 구성요소에 대한 부착 속도에 따라 두 단계로 나눌 수 있다.두 위상은 매우 다른 광도를 가지지만, 시스템은 종종 각 위상에서 가변적입니다.

대기 단계

강착, 질량 손실, 이온화 과정이 모두 별들 사이에 평형 상태에 있을 때, 이 계는 정지 상태에 있다고 한다.이 시점에서 시스템은 약 평균 [2]속도로 에너지를 계속 방출합니다.이는 상대적으로 일정하게 유지될 별의 스펙트럼 에너지 분포(SED)를 통해 관측할 수 있다.

액티브 페이즈

만약 대기 중인 공생 별의 평형이 흐트러지면, 그것은 활동 단계로 이행할 것이다.이 단계는 별에서 나오는 복사 성질의 큰 변화와 별의 광학적 방출의 밝기를 통해 나타납니다.위상 간의 전환은 잘 이해되지 않으며, 현재 항성이 언제 정지 상태에서 활성 단계로 전환할지 또는 언제 정지 상태로 돌아갈지 예측하는 것은 어렵습니다.많은 시스템이 아직 활성 상태로 전환되는 것이 관찰되지 않았습니다.그러나 AG Draconis와 같은 다른 그룹은 정기적으로 [2]순환적으로 활성 단계로 진입합니다.

명명법

'상징적 별'이라는 용어는 1958년 '복합 스펙트럼의 별'[3]에 관한 출판물에서 처음 사용되었다.그러나 공생하는 별들의 뚜렷한 범주는 이전에 알려져 있었다.그들은 20세기 초에 애니 캐논에 의해 독특한 분광학적 특성을 가진 별들의 부류로 처음 인식되었다.적색거성과 백색왜성 [4]또는 중성자별을 나타내는 스펙트럼 라인이 동시에 존재함에 따라 이들의 쌍성성이 분명해졌다.

공생하는 별들은 모두 쌍성이기 때문에 공생 쌍성이라는 용어는 동의어이다.상당수는 변광성이며 공생변광성 또는 공생변광성이라는 용어는 동의어로 사용되기도 하지만, 더 일반적으로는 안드로메다자리 Z형 [5]변광성에만 사용됩니다.

서브타입

공생 쌍성은 종종 스펙트럼에서 연속체의 특성에 따라 두 가지 하위 유형으로 나뉩니다.S형 시스템은 거성 성분이 [5]가려지지 않기 때문에 별의 연속체를 가지고 있다.D형 시스템은 광학적으로 두꺼운 먼지 성운으로 둘러싸여 있으며 별 자체는 직접 보이지 않습니다.D형 시스템은 미라 변광성이나 [6]다른 장기 변광성을 포함하는 경향이 있습니다.

제트

몇몇 공생 별들은 물질의 시준된 유출인 제트를 가지고 있다.이들은 일반적으로 쌍극성이며 백색왜성의 양쪽 극에서 연장됩니다.제트는 현재 활동 단계 또는 폭발 단계에 있는 별에서 가장 일반적으로 관찰됩니다.분출이 끝나면 제트기가 희미해지고 배출된 배출물이 사라집니다.공생 별에 존재하는 제트가 활동 은하핵과 [7]같은 다른 시스템의 제트를 더 잘 이해하는 데 도움을 줄 수 있다는 주장이 있다.

참조

  1. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  2. ^ a b Skopal, Augustin (8 May 2008). "How to understand the light curves of symbiotic stars". Journal of the American Association of Variable Star Observers. 36 (1): 9. arXiv:0805.1222. Bibcode:2008JAVSO..36....9S.
  3. ^ Tomokazu Kogure; Kam-Ching Leung (5 May 2010). The Astrophysics of Emission-Line Stars. Springer Science & Business Media. pp. 5–. ISBN 978-0-387-68995-1.
  4. ^ Mikołajewska, Joanna (2002). "Orbital and stellar parameters of symbiotic stars". ASP Conference Series. 303: 9. arXiv:astro-ph/0210489. Bibcode:2003ASPC..303....9M.
  5. ^ a b Skopal, A (2005). "Disentangling the composite continuum of symbiotic binaries. I. S-type systems". Astronomy and Astrophysics. 440 (3): 995–1031. arXiv:astro-ph/0507272. Bibcode:2005A&A...440..995S. doi:10.1051/0004-6361:20034262. S2CID 15292910.
  6. ^ Mikołajewska, J (2007). "Symbiotic Stars: Continually Embarrassing Binaries". Baltic Astronomy. 16: 1. Bibcode:2007BaltA..16....1M.
  7. ^ Sokoloski, J. L. (June 20, 2003). "Symbiotic Stars as Laboratories for the Study of Accretion and Jets: A Call for Optical Monitoring". Journal of the American Association of Variable Star Observers. 31 (2): 89–102. arXiv:astro-ph/0403004. Bibcode:2003JAVSO..31...89S.

외부 링크