Быть звездой
Be Stars - это гетерогенный набор звезд с спектральными типами B и линиями излучения. Более узкое определение, которое иногда называют классическими звездами ,- это не супергиантная звезда B, спектр которой имеет или имел в какое-то время одну или несколько линий излучения Balmer .
Определение и классификация
[ редактировать ]Многие звезды имеют спектры B-типа и показывают линии излучения водорода, в том числе многие супергианты , гербиг AE/Be Stars массового передачи , бинарные системы и звезды B [E] . Предпочтительнее ограничить использование термина «быть звездой», не супергиантскими звездами, показывающими одну или несколько линий серии Балмер в эмиссии. Иногда их называют классическими звездами. Линии выбросов могут присутствовать только в определенное время. [ 1 ]
Хотя спектр типа BE наиболее сильно производится в звездах класса B, он также обнаруживается в O и звезде Shell , и они иногда включаются под баннером «Be Star». Будьте звезд в первую очередь считаются основными звездами последовательности ряд субгигантов и гигантских звезд . , но также включены [ 2 ]
Открытие
[ редактировать ]Первой звездой, признанной звездой BE, была Gamma Cassiopeiae , наблюдаемая в 1866 году Анджело Секки , первой звездой, когда -либо наблюдаемой с линиями излучения. [ 3 ] Было обнаружено, что многие другие яркие звезды показывают сходные спектры, хотя многие из них больше не считаются классическими звездами. [ 4 ] Самым ярким является Achernar , хотя он не был признан как звезда до 1976 года. [ 5 ] [ 6 ]
Модель
[ редактировать ]С пониманием процессов формирования линии излучения в начале 20 -го века стало ясно, что эти линии в Be Stars должны исходить из обстоятельского материала, выброшенного со звезды, помогая быстро вращение звезды. [ 7 ] Все наблюдательные характеристики звезд теперь могут быть объяснены газообразным диском, который образован материалом, выброшенным со звезды. Инфракрасный избыток и поляризация являются результатом рассеяния звездного света на диске, в то время как излучение линии образуется путем переработки звездного ультрафиолетового света в газообразном диске. [ 2 ]
Звезды Shell
[ редактировать ]Некоторые Be Stars демонстрируют спектральные особенности, которые интерпретируются как отдельно «оболочка» газа, окружающего звезду, или, точнее, диск или кольцо. Считается, что эти особенности оболочки вызваны, когда диск газа, который присутствует вокруг многих звезд, выровнен для нас, так что он создает очень узкие линии поглощения в спектре.
Изменчивость
[ редактировать ]Будь звезды часто визуально и спектроскопически переменные. Будьте звезд могут быть классифицированы как переменные гамма -кассиопеи, когда наблюдается переходный или переменный диск. Будь звездами, которые показывают изменчивость без четкого указания механизма, перечислены просто как в общем каталоге переменных звезд . Считается, что некоторые из них являются пульсирующими звездами и иногда называют переменными лямбда -эридани .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Портер, Джон М.; Ривиний, Томас (2003). "Классические звезды" . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 115 (812): 1153. Bibcode : 2003pasp..115.1153p . doi : 10.1086/378307 .
- ^ Jump up to: а беременный Ривиний, Томас; Carciofi, Alex C.; Мартаян, Кристоф (2013). "Классические звезды". Обзор астрономии и астрофизики . 21 (1): 69. Arxiv : 1310.3962 . Bibcode : 2013a & arv..21 ... 69r . doi : 10.1007/s00159-013-0069-0 . ISSN 0935-4956 . S2CID 118652497 .
- ^ Secchi, A. (1867). "Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber". Astronomische Nachrichten. 68 (4): 63–64. Bibcode:1866AN.....68...63S. doi:10.1002/asna.18670680405.
- ^ Merrill, PW; Хумасон, ML; Burwell, CG (1925). «Открытие и наблюдения звезд класса будут» . Астрофизический журнал . 61 : 389. Bibcode : 1925apj .... 61..389m . doi : 10.1086/142899 .
- ^ Снег, TP; Marlborough, JM (1976). «Доказательства потери массы при умеренной до высокой скорости в Be Stars» . Астрофизический журнал . 203 : 187. Bibcode : 1976pj ... 203L..87s . doi : 10.1086/182025 .
- ^ Масса Д. (1975). «Влияние вращения и звездных ветров на феномен» . Астрономическое общество Тихого океана . 87 : 777. Bibcode : 1975pasp ... 87..777m . doi : 10.1086/129842 .
- ^ Струве, Отто (1931). «О происхождении ярких линий в спектрах звезд класса B». Астрофизический журнал . 73 : 94. Bibcode : 1931Apj .... 73 ... 94S . doi : 10.1086/143298 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Слитбак А. (1976). Слитбак, Арне (ред.). Быть и звезды раковины . doi : 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 от Olivier Thizy: Be Stars
- «База данных Be Star Spectra (BESS)» . basebe.obspm.fr .
