YaChudo

B(e)-зоря

Переглядів: 0. Оновлено 26.10.2026.

Не плутати з Be-зорею.
Туманність навколо B[e]-зорі HD 87643

B[e]-зоря — зоря спектрального класу B з характерними забороненими лініями нейтральних або низькоіонізованих атомів в емісійному спектрі. Позначення є результатом поєднання спектрального класу B, малої літери e, що позначає емісію в системі спектральної класифікації, та квадратних дужок навколо неї, що означають заборонені лінії. Ці зорі також часто демонструють сильні емісійні лінії водню, але така особливість властива багатьом іншим зорям і сама по собі не є достатньою для віднесення об'єкта до типу B[e]. Інші спостережні характеристики включають оптичну лінійну поляризацію та часто інфрачервоне випромінювання, значно сильніше, ніж у звичайних зір класу B, що називають надлишком інфрачервоного випромінювання. Приналежність зорі до класу B[e] є тимчасовим явищем, так що B[e]-зорі інколи можуть мати нормальний спектр класу B, а звичайні зорі класу B можуть переходити в стан B[e].

Відкриття

Багато Be-зір проявляють незвичні спектральні особливості. Однією з них є наявність заборонених спектральних ліній іонізованого заліза та інколи інших елементів[1].

1973 року дослідження однієї з таких зір, HD 45677 або FS Великого Пса, показало наявність надлишку інфрачервоного випромінювання, а також заборонених ліній [OI], [SII], [FeII], [NiII] та багатьох інших[2].

У 1976 році дослідження Be-зір з надлишком інфрачервоного випромінювання виявило підмножину зір, які демонструють заборонені емісійні лінії іонізованого заліза та деяких інших елементів. Усі ці зорі вважали відмінними від класичних Be-зір головної послідовності, хоча вони охоплювали широкий спектр різних типів. Для об'єднання таких зір запровадили термін «B[e]-зорі»[3].

Один із типів B[e]-зір легко ідентифікували як дуже яскраві надгіганти. До 1985 року в Магелланових Хмарах було відомо вісім таких B[e]-надгігантів, оточених пилом[4]. Інші об'єкти виявилися точно не надгігантами: деякі були подвійними системами, інші — протопланетарними туманностями. Тому стали використовувати термін «явище B[e]», щоб підкреслити, що однаковий тип спектра можуть давати різні типи зір[5].

Класифікація

Туманність Чайка — приблизно кругла зона H II, центрована на Ae/Be-зорі Гербіга HD 53367[6].

Після усвідомлення того, що явище B[e] може виникати в кількох різних типах зір, виділили чотири підтипи[7]:

Близько половини відомих B[e]-зір не вдавалося віднести до жодної з цих груп, і їх назвали некласифікованими B[e]-зорами (unclB[e]). Згодом unclB[e]-зорі перекласифікували як зорі типу FS Великого Пса — клас змінних, названий за однією з перших відомих B[e]-зір[8].

Природа

Заборонене випромінювання, інфрачервоний надлишок та інші ознаки явища B[e] самі по собі дають важливі підказки щодо природи цих зір. Зорі оточені іонізованим газом, який створює інтенсивні емісійні лінії подібно до Be-зір. Газ має бути достатньо протяжним, щоб у зовнішніх розріджених регіонах могли утворюватися заборонені лінії, а також щоб утворювався пил, який і спричиняє інфрачервоний надлишок. Ці ознаки спільні для всіх типів B[e]-зір[9].

Зорі sgB[e] мають гарячі швидкі зоряні вітри, які створюють протяжну навколозоряну речовину, а також щільніший екваторіальний диск. HAeB[e]-зорі оточені залишками молекулярних хмар, у яких вони формуються. Подвійні B[e]-зорі можуть утворювати диски речовини під час її перетікання від однієї зорі до іншої через порожнину Роша. cPNB[e]-зорі — це зорі після асимптотичної гілки гігантів, які втратили свої атмосфери після завершення активного термоядерного синтезу. Зорі типу FS Великого Пса, імовірно, є подвійними системами з компонентом, що швидко обертається та втрачає масу[9].

Див. також

Примітки

  1. ↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R. (1954). A Group of Peculiar Shell Stars. Astrophysical Journal. 119: 501. Bibcode:1954ApJ...119..501B. doi:10.1086/145856.
  2. ↑ Swings, J. P. (1973). Spectrographic observations of the peculiar Be star with infrared excess HD 45677. Astronomy and Astrophysics. 26: 443. Bibcode:1973A&A....26..443S.
  3. ↑ Allen, D. A.; Swings, J. P. (1976). The spectra of peculiar Be stars with infrared excesses. Astronomy and Astrophysics. 47: 293. Bibcode:1976A&A....47..293A.
  4. ↑ Zickgraf, F.-J.; Wolf, B.; Leitherer, C.; Appenzeller, I.; Stahl, O. (1986). B(e)-supergiants of the Magellanic Clouds. Astronomy and Astrophysics. 163: 119. Bibcode:1986A&A...163..119Z.
  5. ↑ Cidale, L.; Zorec, J.; Tringaniello, L. (2001). BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon. Astronomy and Astrophysics. 368: 160—174. Bibcode:2001A&A...368..160C. doi:10.1051/0004-6361:20000409.
  6. ↑ The Wings of the Seagull Nebula (Пресреліз). ESO. 6 лютого 2013. press release for Seagull Nebula image
  7. ↑ Lamers, Henny J. G. L. M.; Zickgraf, Franz-Josef; de Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez (1998). An improved classification of B[e]-type stars. Astronomy and Astrophysics. 340: 117. Bibcode:1998A&A...340..117L.
  8. ↑ Miroshnichenko, A.S.; Zharikov, S.V.; Danford, S.; Manset, N.; Korčáková, D.; KřÍček, R.; Šlechta, M.; Omarov, Ch.T.; Kusakin, A.V.; Kuratov, K.S.; Grankin, K.N. (2015). Toward understanding the B[e] phenomenon. V. Nature and spectral variations of the MWC 728 binary system. The Astrophysical Journal. 809 (2): 129. arXiv:1508.00950. Bibcode:2015ApJ...809..129M. doi:10.1088/0004-637X/809/2/129. S2CID 27971806.
  9. ↑ а б Miroshnichenko, A.S. (2007). Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars. The Astrophysical Journal. 667 (1): 497—504. Bibcode:2007ApJ...667..497M. CiteSeerX 10.1.1.548.81. doi:10.1086/520798. S2CID 40320323.

Посилання

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).