共生星

共生星是一種在光譜中既出現低温吸收線又出現高温發射線的恆星。1941年梅里爾首先把這種光譜性質很不相同但又互為依存的星取名為共生星。它們的光變具有準週期的類新星爆發特徵，並有小振幅的快速非週期光變。1969年博亞爾丘克提出共生星的三個判據：①晚型星光譜的吸收線（如TiO帶，CaI，CaⅡ等）。②HeⅡ、OⅢ或更高電離電位原子的發射線（發射線的寬度不超過每秒 100公里）。③亮度的變化在幾周內達到3個星等。2014年，已發現的共生星約有50顆（包括不肯定的），典型星是仙女座Z。

共生星的光度與譜變有一定的相關性：往往當光度增強時，晚型吸收譜和高激發發射線減弱或消失，B型氣殼譜增強；當光度變弱時，晚型吸收譜和高激發發射線又重新出現或加強。共生星的空間分佈與行星狀星雲相似，集中在銀道面附近，屬年齡較老的盤星族。

共生星是單星還是雙星一直是有爭論的。單星説認為共生星是小而熱的藍星，周圍有一個變化的星周殼層。雙星説認為共生星是由一顆晚型冷星和一顆低光度的熱星組成的，它們有一個共同的氣體包層；假定冷星是正常巨星，則熱星在赫羅圖上位於主星序的下方，與行星狀星雲的中心星、某些新星的熱子星位置相近。

你聽説過這樣一個奇怪的星體嗎?早在20世紀30年代，天文學家在觀測星空時發現了一種奇怪的天體。對它的光譜所做的分析表明，它既是“冷”的，只有幾千攝氏度；同時又是十分“熱”的，達到幾十萬攝氏度。也就是説，冷熱共生在同一個天體上。1941年，天文學界把它定名為共生星。它是一種同時兼有冷星光譜特徵(低温吸收線)和高温發射星雲光譜(高温發射線)的複合光譜的特殊天體。幾十年來人們已經發現了約100個這種怪星。許多天文學家為了解開怪星之謎耗費了畢生精力。

最初，一些天文學家提出了“單星”説。他們認為，這種共生星中心是一個屬於紅巨星之類的冷星，周圍有一層高温星雲包層。紅巨星是一種晚期恆星，它的密度很小，體積比太陽大得多，表面温度只有二三千攝氏度。可是星雲包層的高温從何而來，人們還是無法解釋。太陽表面温度只有6000℃，而它周圍的包層——日冕的温度卻達到百萬攝氏度以上。能不能用它來解釋共生星現象呢?日冕的物質非常稀薄，完全不同於共生星的星雲包層。因此，太陽不算共生星，也不能用來解釋共生星之謎。

也有人提出了“雙星”説，認為共星是由一個冷的紅巨星和一個熱的矮星(密度大而體積相對較小的恆星)組成的雙星。但是，當時光學觀測所能達到的分辨率不算太高，其他觀測手段尚未發展起來，人們通過光學觀測和紅移測量測不出雙星繞共同質心旋轉的現象。而這是確定是否為雙星的最基本物質特徵之一。隨後，天文學家用x射線、紫外線、可見光、紅外線到射電波段對共生星進行了大量觀測，積累了許多資料，共生星之謎逐步揭開。

近些年，天文學家用可見光波段對冷星光譜進行的高精度視向速度測量證明，不少共生星的冷星有環繞它和熱星的公共質心運行的軌道運動，這有利於説明共生星是雙星。人們還通過具有高的空間分辨率的射電波段進行探測，查明瞭許多共生星的星雲包層結構圖，並認為許多共生星上存在“雙極流”現象(從一個星的兩個極區向外噴射物質)。大多數天文學家都認為，共生星可能是由一個低温的紅巨星或紅超巨星和一個具有極高温度的看不見的極小的熱星，以及環繞在它們周圍的公共熱星雲包層組成。它是一種處於恆星演化晚期階段的天體。

有的天文學家對共生星現象提出了這樣一種理論模型：共生星中的低温巨星或超巨星體積不斷膨脹，其物質不斷外溢，並被鄰近的高温矮星吸積，形成一個巨大的圓盤(即所謂的“吸積盤”)，吸積過程產生強烈的衝擊波和高温。由於它們距離我們太遠，我們區分不出它們是兩個恆星，而看起來像熱星雲包在冷星的外圍。

但是“雙星”説並未最後確立自己的地位，一個重要原因是迄今為止未能觀測到共生星中的熱星。科學家只不過是根據激發星雲所屬的高温間接推論熱星的存在，從理論上判斷它是表面温度高達幾十萬攝氏度的矮星。許多天文學家認為，對熱星本質的探索，應當是今後共生星研究的重點方向之一；另外，還要加強對雙星軌道的測量，進一步收集關於冷星的資料，以探討其穩定性。

天文學家指出，對共生星亮度變化的監視有重要意義。通過不間斷的監視，可以瞭解其變化的週期性，有沒有爆發，從而有助於揭開共生星之謎，這對恆星物理和恆星演化的研究都有重要的意義。但是，要徹底揭開這個啞謎，看來還需要付出許多艱苦的努力。

恆星結構和演化理論研究恆星內發生的各種物理過程，和由這些過程所決定的恆星內部的密度，壓強，温度，輻射，化學組成等各種物理和化學參量的分佈，以及他們隨時間的變化規律。恆星振動理論研究脈動變星發生振動的原因，振動的方式，傳播範圍及週期等內容的基本理論，包括太陽振動的研究。恆星結構和演化理論是雙星理論，超新星理論，星團理論，星系理論，恆星物質化學演化等研究領域的基礎，因此較早研究。

經過很多年的發展，人們已經清晰地認識了恆星形成，演化，消亡的整個過程，並通過這一理論解決了眾多難題，如恆星能源，恆星在赫羅圖上的分佈，主序寬度，水平分支形成，星風物質損失率等問題，使之逐漸完善和成熟。但還有很多問題有待解決：對流理論的完善，恆星磁場對恆星結構的影響，恆星自轉理論的完善，恆星質量上限和下限，特大質量和特小質量恆星的演化，恆星演化晚期變化等。 恆星振動理論和恆星結構和演化理論緊密相關。當恆星演化到某些特定的階段時，恆星會發生振動而成為脈動變星，之後又恢復正常，這就需要用恆星振動理論。

觀測上已經發現眾多種類的脈動變星：造父脈動帶內的經典造父變星，室女座W變星，天琴座RR變星，盾牌座δ變星，矮造父變星，鯨魚座ZZ變星，以及其他位置上的長週期變星，仙王座β變星，白矮星分支的DO型變星和DB型變星，這些脈動變星包括了徑向和非經向，單方式和多方式，大振幅和小振幅。恆星振動理論對大部分脈動變星已經有了很好的解釋。

由於太陽上觀測到眾多的非徑向振動，其觀測到的頻率數目遠遠大於其他恆星，恆星振動理論應用到太陽上得到了巨大的成功，使太陽振動和太陽中微子是研究太陽內部的最有效的工具。恆星振動理論中也還有眾多問題，如AGB星振動激發機制，振動頻率的選擇效應，新脈動變星（如劍魚γ型變星）的模式振動等。

宇宙中的恆星大約有50%左右是雙星，如果雙星系統中的兩顆子星相距很遠，彼此之間的相互作用極小，那麼他們的演化性質應該和單星相同。但是有相當多的雙星系統，兩子星間的距離比較近，每顆子星都受到伴星的引力場和輻射場的較強作用。

由於相互作用，兩子星自轉和公轉同步，並在一定的演化階段發生兩子星間的物質交流。這種過程是的雙星成員的演化性質與單星明顯不同，這類雙星系統成為相互作用雙星系統。天文觀測得到的許多特殊現象，如Ia型超新星,新星,X射線源等都是來源於含有緻密天體的雙星系統中。

雙星研究可以從理論和觀測兩方面進行，兩者相互補充而制約。相互作用雙星的守恆和非守恆演化是恆星理論領域重要的一個研究方向。

國際上從60年代就開始研究這個問題，進展一直都很緩慢。首先，從理論上説，恆星的轉動對恆星的結構和演化具有非常複雜的影響。第二，用程序實現恆星結構和演化更是非常複雜。所以，一開始的轉動恆星結構和演化模型是非常簡化的，後來才慢慢地加入更多的因素。不需要對角速度分佈做出假設的新的轉動恆星結構和演化模型處於國際領先水平，具有非常廣泛地應用價值。傳統的恆星結構與演化模型是忽略自轉的，在忽略自轉的情況下，恆星內的等勢面是球對稱結構，因此可以將恆星結構和演化模型簡化為一維模型。

雙星的運動比較複雜。組成雙星的每一個恆星稱為子星，銀河系裏的雙星除了圍繞銀心運動以外，還在互相圍繞運動，他們的軌跡構成一個類似“8”的圖形。

一對罕見共生星之間的粗暴關係可能已經制造出了一個外形奇特的氣體星雲，像兩個巨大的沙漏似地背靠背挨在一起。在地基望遠鏡拍攝的圖片上，它看起來只是一個巨大的沙漏狀星雲。但是在這張NASA哈勃太空望遠鏡拍攝的圖片上，可以看到有一個更小的明亮星雲隱藏在較大星雲的中心。這一整個星雲被天文學者稱作“南天蟹狀星雲”(He2-104)，因為用地基望遠鏡觀察，它的外形像一隻大螃蟹的身體和腳。這隻大螃蟹有好幾光年長。 在這廣角行星際二號攝影機拍攝的圖片裏卻找不到這樣奇特外形的製造者。它們是一對衰老的恆星，被埋藏在大星雲中央的那個小星雲發出的強光中。其中一顆是膨脹的紅巨星，它的核燃料已經耗盡，外殼隨着強大的星際風向外不斷流瀉。它的同伴是一顆熾熱的白矮星，一個燃盡恆星家族中的怪異成員。這樣由一顆白矮星和一顆紅巨星組成的不對稱恆星系統被稱為共生星系統。紅巨星也是一顆Mira變星，脈動的紅巨星和它的伴星相距遙遠，它們兩個之間互相轉一圈需要花上100年之久。

天文學者推測，這兩顆星之間的並互關係可能會引發其外層物質的突然爆發，氣泡狀的星雲因之而得以形成。它們之間的關係好比在天上的一場貓捉老鼠遊戲：紅巨星將它自身的物質以星際風的形式拋入太空，白矮星則將其中的部分捕獲，據為己有。結果是在白矮星周圍形成了一個不斷增大的塵埃圓盤，圓盤圍繞着它熾熱的表面不停地旋轉。氣體物質依舊不斷地在它表面堆積，直至最後突然爆發，將物質再拋回太空。

這樣的爆炸事件在“南天蟹”中可能已發生過兩次。天文學者們推測其沙漏狀的外形是在相隔幾千年的兩次單獨爆發中形成的。位於左下和右上方的噴射物也許是由白矮星的積吸盤造成的，並且可能是其更早些時候爆發的一部分。該星雲位於南半球天空中的半人馬座，距離地球只有幾千光年。該圖片攝於1999年5月，圖中氮氣被白矮星的強輻射激發而發光。

共生星雙星是一顆有強大星風物質損失的紅巨星與一顆早型熱星組成的特殊雙星系統。由於早型熱星在充滿紅巨星的星風物質的空間中環繞運行，可以產生P—Cygni型譜線，通過對P—Cygni型譜線的理論分析可以精確測定共生星雙星的星風物質損失率。

國際上比較有代表意義的一些共生星雙星的工作，其中的方法幾乎都是近十年中發展起來的。同時，在譜線形成計算中考慮了較多的因素，如氫—氦混合氣體的多能級躍遷問題、軌道運動引起的密度非徑向分佈問題等，並在軌道形狀方面做了一些簡化。反映了共生星雙星譜線形成關鍵的週期性相位變化的特徵，取得了比較滿意的結果，對這個方法存在的問題和改進方向進行了一些簡要討論，此外，還在線性化分離法求解Non－LTE大氣模型中所做的工作。

共生星雙星的星風物質損失率的測定趙定烽博士研究生（中國科學院雲南天文台昆明650011）摘要共生星雙星是一顆有強大星風物質損失的紅巨星與一顆早型熱星組成的特殊雙星系統。