文|史说百家

编辑|史说百家

共生恒星是相互作用的双星系统，由一颗演化的恒星(通常是晚期类型的红巨星)和一颗退化或矮化的伴星组成，它们在轨道上的距离足够近，足以发生质量转移。

红外观测对于探索共生系统中晚型恒星的性质非常有用，这项工作提出了一套共生恒星观察与翱翔(稀有∞3000)在H波段。

我们只探测到了一个天体BI Cru的分子发射，它显示了第二泛音共振带。为了拟合观测到的光球CO吸收带，我们使用了MARCS大气模型。我们将结果呈现为一个近红外区域共生恒星的迷你图谱，以促进不同观察到的共生系统之间的比较。

共生恒星存在怎样的奥秘？通过观察迷你图谱是否可以得出答案？

共生恒星展示了一个组合光谱，显示了叠加在两个恒星成分吸收线上的高激发发射线：一个晚型巨星和一个热致密星。

这一特征导致将共生星定义为强相互作用的双星，由光谱类型为M的冷巨星(有时是K或G型巨星)作为施主，将物质转移到吸积致密星，最常见的是热白矮星。

这样一个双星系统被一个星周星云所包围，该星云富含两个组成部分丢失的物质。此外，共生恒星的光谱能量分布(SED)还有其他贡献，如加热尘埃和喷流或准直双极外流的发射。

因此，共生系统的整个SED是所有这些贡献的叠加，这些贡献在不同波长区域中支配发射光谱。由于质量损失、吸积和电离等其他过程，每个共生物体的光谱都是独一无二的，作为一个群体，它们看起来相当异质。

在这个意义上，参考提出了一个物理定义，其中共生系统是一个双星系统，在这个系统中，一颗红巨星将足够的物质转移到一个致密的伴星，以产生任何波长的可观测信号。

关于近红外区，共生星被分为两种类型，如果它们显示出由尘埃导致的红外(IR)过量发射，它们被称为D型(尘埃)。

在这些系统中，冷巨星是一个非常进化的米拉变星，被温暖的尘埃包围着。如果它们显示来自冷伴星的红外连续发射，共生体属于S型(恒星)，其中冷恒星是一颗规则的红巨星，经常充满其罗氏叶。

S型共生体的轨道周期约为2-3年，而D型共生体的轨道周期至少要长一个数量级，艾伦等人提出了第三种共生系统，D′型系统是经典D型系统的一个子类。

在这些共生体中，光谱类型为F和G的较热恒星构成了冷成分。此外，像D型共生体一样，D′型系统也显示出红外粉尘排放。然而，它们的sed揭示了不同的特征，几乎平坦的轮廓表明了一个凉爽的伴星和一个布满灰尘的外壳。

大多数共生恒星的吸积物体是一颗白矮星，而在少数系统中，它被认为是一颗中子星。这些共生X射线双星(SyXBs)代表了一类特殊的共生双星，引起了天文学家的极大兴趣。

共生系统显示了复杂的发射光谱，具有大量不同电离程度的谱线和禁止跃迁，还显示了不同的现象学，包括恒星脉动(半规则和米拉变星)、轨道变化和尘埃引起的缓慢变化。

这些系统是研究气态和尘埃环星或环双星环境的形成和演化的有趣物体，为研究其他相关物体，如显示B[e]现象的物体，提供了线索。共生恒星也可能有助于解决现代天体物理学中最古老的问题之一，Ia型超新星(SNe Ia)失踪的前身。

对于那些冷伴星隐藏在光谱范围内的系统，红外观测尤其重要。例如，在1–4中观察到的水蒸气和一氧化碳吸收带μm光谱范围允许我们描述这些系统中晚型星的特征。

有趣的是，在环境极其密集的系统中，同带可能会转化为辐射。到目前为止，BI Cru在很长一段时间内被认为在发射中表现出强烈的共振带。

在之前的工作中，展示了八个共生物体样本的中等分辨率K波段光谱，这些观察结果被用来根据它们的CO一次谐波吸收带以及Na I和Br的测量等效宽度来表征冷伴星。

现在，为了获得每个源的更完整的图片，我们提出了相同物体的H波段光谱，并遵循不同的方法，我们用MARCS大气模式代码计算的合成光谱导出了晚型组分的有效温度。

而考虑到红巨星中的有效温度与使用黑体模型得到的温度有很大的偏差，我们建议实施Akras等人建议的校正，从而获得我们所称的等效温度E。

2014年6月8日，根据ID: SO2014A-009号提案，用俄亥俄州立大学红外成像仪，南方天体物理研究观测台(SOAR，Cerro Pachón，智利)的4.1米望远镜相耦合，观测了选定的9颗南方共生星。

所选择的仪器配置由单级长缝光谱仪和照相机f/7组成，以获得中等分辨率(∞3000)光谱。光谱覆盖范围达到1.50–1.77μm和2.0–2.4μm分别用于H波段和K波段。

在所有的观测中，采用了几个遵循周期的偏移模式，并减去AB对以去除天空发射。每个光谱都是平场的、经过大地校正的和波长校准的。

我们列出了恒星名称、恒星坐标、和K星等以及红外分类类型(D或S) ，在最后六列中，我们显示了从近红外光谱确定的冷组分的光谱类型(使用7000和10，000之间的波长Å)，有效温度。

中列出的每个共生系统的H波段光谱观测表1呈现在图1。该图显示了一组完整的光谱，这些光谱经过标准化和垂直移动，以便于检查和比较。光谱首先根据发射中共谱带的存在显示，然后根据原子吸收谱线的强度显示。

我们的观察表明BICru中的所有谱线都是发射的，其余的天体都显示出吸收的共带。更准确地说，在所有恒星的强吸收中都观察到了一氧化碳分子，证实了冷巨星的典型大气。

作为特例，与在K波段看到的情况相同是RS Oph，其显示了比冷成分的光谱类型的预期更弱的共带强度。这种减弱可能是温度为1000 K的尘埃存在的结果，这样一个温暖的尘埃包层遮蔽了恒星光球，并对总的SED做出了贡献，吸收和散射的恒星光的波长大于2μm 。

再BI Cru和Hen 3-1341的光谱中，Brackett系列发射是显著的。除了氢系列的谱线之外，我们还发现了来自镁、钙、硅和铝的谱线1.7109μ在我们的样本中，九颗恒星中有八颗的吸收和发射中只有两颗恒星含有m。

为了实现更精确的拟合，我们不仅考虑了CO吸收的强度，还考虑了这些谱线与每个光谱中观察到的其他吸收之间的相对关系。

毕克鲁是一个D型共生物体，它是目前已知的三颗共生恒星之一，在近红外波段探测到一氧化碳分子发射2.3μm ，它似乎在长时间间隔内保持稳定。

根据在高分辨率(稀有∞45，000) K波段光谱，Marchiano等人导出了分子环星介质的运动学和物理性质。这种一氧化碳排放与一个致密的圆盘有关，它是在红巨星一次或多次剧烈质量损失后形成的。

麦科勒姆等人报道了一个比恒星的光学瓣大五倍的BI Cru红外壳层，与我们的天体相关的红外尘埃辐射的温度估计为1300 K 。

RSOphiuchi是一颗共生的复发性新星，由一颗质量接近钱德拉塞卡极限的白矮星组成，它在红巨星的外部风中运行。

该系统在1898年、1933年、1958年、1967年、1985年和2006年记录了无数次爆发，最近，在2021年8月，它经历了第七次光学爆发。布兰迪等人根据1998-2008这十年间的光谱重新确定了这颗恒星的光谱轨道。

根据Stute等人的观点，其光学和紫外光谱显示了来自N V、[Fe VII]和He II的巴尔末连续谱带和6830的强发射Å由于中性氢的拉曼散射。此外，该物体的红外颜色适合没有星周尘埃的冷巨星(光谱型M4)。

在近红外光谱中，gaan等人从高分辨率(稀有∞50，000)光谱。他们展示了观测到的CL Sco的K波段和H波段光谱，以及使用他们自己的丰度估计值计算的合成光谱。

根据我们在H波段的拟合，得到了E值将指示比Marchiano等人获得的光谱类型更晚的光谱类型，来自于K波段的分析，然而，这与gaan等人的研究结果不谋而合。

Dumm等人获得了这个食共生系统中M星的轨道参数，并观察到紫外连续光曲线的不对称性，他们解释说这是由来自冷成分的风的不对称分布引起的。

在高分辨率下观察到SY Mus，在HA-、K-和KrMikoł ajewska等人在Gemini South望远镜上使用Phoenix低温中阶梯分光计获得的波段。所有光谱覆盖了100的窄光谱范围，利用标准的局部热平衡分析和大气模型进行的光谱合成被用来对红巨星CNO的光球丰度进行分析。

他们获得的同位素比率为12C/13C∼6−10，这表明巨人经历了第一次疏浚。

在这项工作中，我们发现SY Mus有一个有效温度电子前沿基金会=2600K。应用温标校正，我们得到E=3490K。

由于INTEGRAL/IBIS在2003-2004年发现了硬X射线发射，RT Cru也引起了人们的注意，这促进了对积累的物质如何穿过圆盘并到达白矮星表面的研究。

这是一颗共生的米拉星，它有一个373天的脉动周期，没有许多其他D型共生体典型的模糊现象。

KX TrA是一个高激发S型共生双星，Ferrer等人研究了它的光学和近红外光谱和Marchiano等人。通过1995年至2007年间的观测，他们通过径向速度曲线确定了红巨星吸收线的轨道解。自2004年以来，该系统进入活跃期。

他们采用恒星大气模型，利用标准的局部热平衡分析，推导出包括KX TrA在内的几个系统的化学丰度。根据我们的分析，该光谱类型略晚于Marchiano等人报道的光谱类型，早于gaan等人采用的方法以上引用。

V694 Mon光谱中最引人注目的特征是宽吸收线，在巴尔末跃迁中最为突出。V694 Mon是一颗共生恒星，在爆发期间，吸积盘驱动强大的高速喷流，从原子跃迁中产生宽而蓝移的可变吸收线，延伸到数千条公里s−一，不仅在光学范围内，而且在IR、近紫外和远紫外范围内。

分析共生系统中的近红外范围是其研究的关键，因为它已被用于根据颜色(J-H对(H-K)和(H-K对(K-L ))对S型和D型恒星进行分类。

此外，在电磁波谱的这个区域中使用的技术，已被证明是最适合于寻找这些双星系统中晚型成分的光谱类型的，近红外通常不会被星云和热成分的发射所污染，这两者都会强烈影响光学波长的光谱。

共生系统中的星周尘埃，通常会导致红外光谱中的连续发射过剩，其波长可低至约2μ米，如果是这种情况，过量的辐射会严重阻碍对冷组分光球精确信息的提取。

在这样的系统中，需要更短波长的光谱来识别和表征下面的恒星。

在考虑了在不同近红外光谱带中执行光谱分类的利弊之后，我们提出，H波段可以提供有价值的补充信息，有助于更好地约束共生系统中的参数，特别是尘埃共生系统中红巨星的温度，其K波段光谱可能被尘埃排放污染。

还必须澄清的是，在H波段和K波段获得的每个共生物体的光谱类型的差异是基于用同一台仪器在同一次观测中进行的观测。然而，这些研究本身采用了不同的方法。

从K波段光谱中发现的光谱分类是基于等效线宽的测量，不像在这项研究中，我们使用了一种更稳健的方法。

因此，如果使用不同的方法，在每个波段中获得的光谱类型之间的相似性或差异的估计并不完全准确，但是我们确信，对于共生物体的H-波段光谱的所呈现的分析提供了关于它们的冷成分的分类的更体面的结果。

共生星的红外光谱是对这些系统的冷成分，进行光谱分类的非常有用的工具。它们也是关于分子发射起源的圆盘，物理条件的极好的信息来源。

另一方面，多年来，致力于共生星的近红外光谱的不同研究利用了低分辨率数据，并且一般来说，这些研究中的许多局限于少量的恒星样本。

在过去的二十年里，新的仪器提供了进入红外光谱范围的途径，并使获得具有必要光谱分辨率的高质量光谱成为可能，从而增进了对这些复杂物体的了解。

为了扩大具有近红外分类的共生物体的样本，我们给出了用OSIRIS摄谱仪获得的九个共生系统的中分辨率H波段光谱。

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参考文献

1、共生星。天体物理学。太空科学。 1984

2、共生恒星:持续尴尬的双星。伯特。阿斯特龙。 2007

3、Luna，g . j . m；索科洛斯基，法学博士；英国穆凯；X射线中的共生恒星。阿斯特龙。天体物理学。 2013

4、韦伯斯特湾；共生的恒星和尘埃。星期一不是。r .阿斯特龙。社会主义者 1975

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