Будь звездой - Википедия - Be star

Не путать с B [e] звезда.
Изображение Ахернар, самая яркая звезда Be

Быть звездами представляют собой неоднородный набор звезд с B спектральные классы и эмиссионные линии. Более узкое определение, иногда называемое классические Ве звезды, не-сверхгигант B-звезда, в спектре которой когда-то были или были одна или несколько Эмиссионные линии Balmer.

Определение и классификация

Многие звезды имеют спектры B-типа и показывают линии излучения водорода, в том числе многие сверхгиганты, Herbig Ae / Be звезды, массообменная двоичные системы, и B [e] звезды. Предпочтительно ограничивать использование термина Ве-звезда несверхгигантскими звездами, показывающими одну или несколько Серия Бальмера линии в эмиссии. Иногда их называют классическими Ве-звездами. Линии излучения могут присутствовать только в определенное время.[1]

Хотя спектр типа Be наиболее сильно формируется у звезд класса B, он также обнаруживается у O и A ракушки, и они иногда помещаются под баннером «Будьте звездой». Бе-звезды в первую очередь считаются главная последовательность звезды, но ряд субгиганты и гигантские звезды также включены.[2]

Открытие

Первой звездой, признанной звездой Be, была Гамма Кассиопеи, наблюдал 1866 г. Анджело Секки, первая звезда 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] Самый яркий Ахернар, хотя он не был признан звездой Be до 1976 года.[5][6]

Модель

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 способствует быстрое вращение звезды.[7] Все наблюдательные характеристики Be-звезд теперь можно объяснить с помощью газового диска, который образован из вещества, выброшенного из звезды. Избыток инфракрасного излучения и поляризация возникают в результате рассеяния звездного света на диске, в то время как линейное излучение формируется путем повторной обработки звездного ультрафиолетового света в газовом диске.[2]

Звезды оболочки

Основная статья: Shell звезда

Некоторые Ве-звезды демонстрируют спектральные особенности, которые интерпретируются как отделенная «оболочка» из газа, окружающая звезду, или, точнее, диск или кольцо. Считается, что эти особенности оболочки вызваны тем, что газовый диск, который присутствует вокруг многих звезд Be, выровнен по краю к нам, так что он создает очень узкие линии поглощения в спектре.

Изменчивость

Основные статьи: Гамма Кассиопеи переменная и Переменная лямбда-Эридани

Be-звезды часто бывают визуально и спектроскопически изменчивыми. Be stars можно отнести к Гамма-переменные Кассиопеи когда наблюдается переходный или переменный диск. Be-звезды, которые показывают переменность без четкого указания на механизм, перечислены просто как BE в Общий каталог переменных звезд. Некоторые из них считаются пульсирующими звездами, и их иногда называют Переменные лямбда-эридана.

Рекомендации

  1. ^ Портер, Джон М .; Ривиниус, Томас (2003). "Классические звезды Би". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 115 (812): 1153. Bibcode:2003PASP..115.1153P. Дои:10.1086/378307.
  2. ^ а б Ривиний, Томас; Carciofi, Alex C .; Мартаян, Кристоф (2013). «Классические Ве звезды». Обзор астрономии и астрофизики. 21 (1): 69. arXiv:1310.3962. Bibcode:2013A и ARv..21 ... 69R. Дои:10.1007 / s00159-013-0069-0. ISSN  0935-4956. S2CID  118652497.
  3. ^ Секки, А. (1867). "Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber". Astronomische Nachrichten. 68 (4): 63–64. Bibcode:1866АН ..... 68 ... 63С. Дои:10.1002 / asna.18670680405.
  4. ^ Merrill, P.W .; Humason, M. L .; Беруэлл, К. Г. (1925). «Открытие и наблюдения звезд класса Be». Астрофизический журнал. 61: 389. Bibcode:1925ApJ .... 61..389M. Дои:10.1086/142899.
  5. ^ Snow, T. P .; Мальборо, Дж. М. (1976). «Доказательства потери массы при умеренных и высоких скоростях в Be-звездах». Астрофизический журнал. 203: L87. Bibcode:1976ApJ ... 203L..87S. Дои:10.1086/182025.
  6. ^ Масса, Д. (1975). «Влияние вращения и звездных ветров на явление Be». Астрономическое общество Тихого океана. 87: 777. Bibcode:1975 ПАСП ... 87..777М. Дои:10.1086/129842.
  7. ^ Струве, Отто (1931). «О происхождении ярких линий в спектрах звезд класса B». Астрофизический журнал. 73: 94. Bibcode:1931ApJ .... 73 ... 94S. Дои:10.1086/143298.

дальнейшее чтение

внешняя ссылка