共生星

共生星とは

共生星（きょうせいせい、英: symbiotic star）は、低温の巨星と高温のコンパクト星が連星系を成している、非常に特徴的な天体です。この奇妙な組み合わせは、スペクトル観測によって、低温星の吸収スペクトルと高温ガスの輝線スペクトルが同時に観測されることで明らかになりました。

共生星の定義と歴史

共生星という名前は、生物学における「共生」という概念に由来し、異なる種類の星が密接に相互作用している様子を表しています。この名称は、ポール・メリルによって1941[[年]]に初めて提唱されました。それ以前は、「結合スペクトル星」などと呼ばれていました。

共生星の発見は、19世紀後半にさかのぼります。ヘンリー・ドレイパーカタログの編纂中に、HD 221650という星に特異なスペクトルが観測されたのが始まりでした。その後、この星は変光星であることが判明し、アンドロメダ座Z星と命名されました。ジョン・プラスケットは、この星が恒星のスペクトルと星雲のスペクトルを併せ持つことを明らかにしました。1930年代には、メリルが同様の特徴を持つ変光星をいくつか発見し、共生星という概念を確立しました。

メリルの定義では、スペクトルに酸化チタン分子（TiO）の吸収帯とヘリウムイオン（He II）の輝線が両方含まれることが共生星の条件でした。この定義は、その後、アレクサンドル・ボヤルチュクやデイヴィッド・アレンによって修正され、より詳細な基準が設けられました。現在の共生星の定義では、以下の特徴を満たす必要があります。

晩期型星の吸収スペクトル（TiO吸収帯、金属原子・イオンの吸収線）
高度に励起されたイオンの輝線（ドップラー幅100km/s以下）
青色の連続光
恒星状の天体であること
電離ポテンシャル55 eV以上の輝線
スペクトル型がG型以下、または電離ポテンシャル100 eV以上の輝線

これらの基準は、その後も更新され、より詳細なスペクトル特徴を考慮したものが用いられています。

現在では、180個以上の共生星が確認されており、共生星のカタログには、188の共生星と30の共生星候補が掲載されています。

共生星の構成要素

共生星は連星系であり、その構成要素は、以下の二つです。

1. 晩期型巨星：低温で膨張した星で、多くはM型の赤色巨星ですが、一部にはK型やG型の黄色巨星も存在します。これらの巨星は、質量放出が活発で、脈動変光星である場合も多いです。
2. 高温のコンパクト星：非常に高温で小さく、通常は白色矮星ですが、中性子星の場合もあります。これらの星は、巨星からの質量移動によってエネルギーを得ています。

この連星系では、巨星からコンパクト星への質量移動が起きており、コンパクト星の周りには降着円盤が形成されています。連星系の周囲には、星雲状の構造である共生星雲が形成されていることもあります。

共生星の観測的特徴

共生星は、様々な観測的特徴を示します。

変光

共生星のほとんどは変光星であり、その変光の原因は多岐にわたります。

楕円体変光：巨星が球対称でない場合、公転運動に伴って見かけの大きさが変化することで生じる変光です。
反射効果：高温星からの放射によって巨星の一部が加熱され、明るさが変化することで生じる変光です。
脈動：巨星が脈動変光星である場合、周期的または準周期的な変光が見られます。
回転変光：巨星や高温星の自転に伴って、明るさが変化する変光です。
食：巨星が高温星を隠すことで生じる変光で、特に短い波長で顕著に見られます。
星周ガス：高温星からの放射によって電離したガスが輝線を放ち、その強度変化による変光です。
爆発：高温星への降着物質が蓄積し、爆発的な増光を引き起こす現象です。爆発には、アンドロメダ座Z型、共生新星、共生回帰新星の3種類があります。

電磁波

共生星は、可視光だけでなく、赤外線や電波、X線など、様々な波長で観測されます。

赤外線：共生星は、近赤外線観測によって、S型（恒星のスペクトルが主体）とD型（塵の放射が強い）に分類されます。D型の中でも、巨星が黄色巨星であるものはD'型と分類されます。
電波：D型共生星では、電波による熱的放射が観測されることがあり、星周の塵やガスの分布を知る手がかりとなります。S型共生星では、電波による熱的放射は検出されません。
X線：X線源の中には、共生星の特徴を持つものがあり、これらは共生 X線連星と呼ばれます。共生 X線連星では、高温星が白色矮星ではなく中性子星であると考えられています。

共生 星雲

共生星の連星系の周囲には、共生星雲と呼ばれる星雲状の構造が広がっている場合があります。この星雲は、巨星から放出された物質が、高温星からの高エネルギー放射によって電離し、輝線を放つことで可視化されます。共生星雲の密度は、惑星状[[星雲]]よりも高いと推定されており、その電子温度は10,000Kから80,000Kとされています。

共生星の進化

共生星の進化は、連星系における質量移動が重要な役割を果たします。巨星から高温星への質量移動は、以下の二つのメカニズムで起こると考えられています。

1. 恒星風：巨星が恒星風や脈動によって質量を放出し、高温星がそれを捕獲します。
2. ロッシュ・ローブ・オーバーフロー：巨星がロッシュ・ローブを満たし、そこから物質が溢れ出て高温星へと流れ込みます。

質量移動によって、高温星の質量が増加し、最終的にはIa型超新星になる可能性があります。特に、共生回帰新星では、高温星の質量がチャンドラセカール限界に近いと推定されており、Ia型超新星の前駆天体として重要な研究対象となっています。

まとめ

共生星は、低温の巨星と高温のコンパクト星が相互作用する、複雑で興味深い天体です。その観測的特徴や進化過程を理解することは、連星系の進化や宇宙の物質循環について理解を深める上で非常に重要です。今後の観測や研究によって、共生星の謎がさらに解明されることが期待されます。

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