Будь звездой
Be-звезды представляют собой неоднородный набор звезд со спектральными классами B и эмиссионными линиями. Более узкое определение, иногда называемое классическими Be-звездами , представляет собой несверхгигантскую B -звезду, чей спектр имеет или имел в какой-то момент одну или несколько бальмеровских эмиссионных линий .
Определение и классификация
[ редактировать ]Многие звезды имеют спектры B-типа и демонстрируют линии излучения водорода, в том числе многие сверхгиганты , звезды Ae/Be Хербига с массопереносом , двойные системы и звезды B[e] . Предпочтительно ограничить использование термина Be-звезда несверхгигантскими звездами, имеющими одну или несколько линий серии Бальмера в излучении. Их иногда называют классическими Ве-звездами. Эмиссионные линии могут присутствовать только в определенное время. [1]
Хотя спектр типа Be наиболее ярко проявляется у звезд класса B, он также обнаруживается у звезд с оболочками O и A , и их иногда включают в баннер «Be-звезда». Be-звезды в первую очередь считаются звездами главной последовательности ряд звезд-субгигантов и звезд-гигантов . , но сюда также включаются [2]
Открытие
[ редактировать ]Первой звездой, признанной звездой Be, была Гамма Кассиопеи , которую наблюдал в 1866 году Анджело Секки , первая звезда, когда-либо наблюдавшаяся с эмиссионными линиями. [3] Было обнаружено, что многие другие яркие звезды демонстрируют аналогичные спектры, хотя многие из них больше не считаются классическими Ве-звездами. [4] Самая яркая — Ахернар , хотя она не была признана звездой Be до 1976 года. [5] [6]
Модель
[ редактировать ]С пониманием процессов формирования эмиссионных линий в начале 20-го века стало ясно, что эти линии в Be-звездах должны происходить из околозвездного материала, выброшенного из звезды, чему способствовало быстрое вращение звезды. [7] Все наблюдательные характеристики Ве-звезд теперь можно объяснить с помощью газового диска, образованного из материала, выброшенного звездой. Инфракрасный избыток и поляризация возникают в результате рассеяния звездного света в диске, а линейчатое излучение формируется в результате повторной обработки звездного ультрафиолетового света в газовом диске. [2]
Звезды ракушки
[ редактировать ]Некоторые Be-звезды обладают спектральными особенностями, которые интерпретируются как отделившаяся «оболочка» газа, окружающая звезду, или, точнее, диск или кольцо. Считается, что эти особенности оболочки возникают, когда газовый диск, присутствующий вокруг многих Ве-звезд, ориентирован ребром к нам и создает в спектре очень узкие линии поглощения.
Вариативность
[ редактировать ]Be-звезды часто визуально и спектроскопически переменны. Be-звезды можно классифицировать как переменные Гаммы Кассиопеи, если наблюдается переходный или переменный диск. Звезды Be, демонстрирующие переменность без четкого указания механизма, в Общем каталоге переменных звезд указаны просто как BE . Некоторые из них считаются пульсирующими звездами и иногда называются переменными Лямбда Эридана .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Портер, Джон М.; Ривиниус, Томас (2003). «Классические звезды» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (812): 1153. Бибкод : 2003PASP..115.1153P . дои : 10.1086/378307 .
- ^ Перейти обратно: а б Ривиниус, Томас; Карчофи, Алекс С.; Мартаян, Кристоф (2013). «Классические звезды Be». Обзор астрономии и астрофизики . 21 (1): 69. arXiv : 1310.3962 . Бибкод : 2013A&ARv..21...69R . дои : 10.1007/s00159-013-0069-0 . ISSN 0935-4956 . S2CID 118652497 .
- ^ Секки, А. (1867). «Письмо профессора Секки, директора обсерватории Collegio Romano, в редакцию» . Астрономические новости . 68 (4): 63–64. Бибкод : 1866AN.....68...63S . дои : 10.1002/asna.18670680405 .
- ^ Меррилл, П.В.; Хьюмасон, МЛ; Беруэлл, CG (1925). «Открытие и наблюдения звезд класса Be» . Астрофизический журнал . 61 : 389. Бибкод : 1925ApJ....61..389M . дои : 10.1086/142899 .
- ^ Сноу, ТП; Мальборо, Дж. М. (1976). «Доказательства потери массы на умеренной и высокой скорости в Be-звездах» . Астрофизический журнал . 203 : Л87. Бибкод : 1976ApJ...203L..87S . дои : 10.1086/182025 .
- ^ Масса, Д. (1975). «Влияние вращения и звездных ветров на явление Ве» . Астрономическое общество Тихого океана . 87 : 777. Бибкод : 1975PASP...87..777M . дои : 10.1086/129842 .
- ^ Струве, Отто (1931). «О происхождении ярких линий в спектрах звезд класса B». Астрофизический журнал . 73 : 94. Бибкод : 1931ApJ....73...94S . дои : 10.1086/143298 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Слеттебак, А. (1976). Слеттебак, Арне (ред.). Be и Shell Stars . дои : 10.1007/978-94-010-1498-4 . ISBN 978-94-010-1498-4 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Домашняя страница Филиппа Сти: Исследование горячих и активных звезд
- Статья Оливье Тизи: Будьте звездами
- «База данных Be Star Spectra (BeSS)» . basebe.obspm.fr .
