Be-зоря
Be-зорі — неоднорідна сукупність зір спектрального класу B з емісійними лініями. Вужче визначення, яке іноді називають "класичними Be-зорями", стосується не-надгігантів класу B, у спектрі яких є або раніше спостерігалися одна чи кілька емісійних ліній серії Бальмера.
Визначення і класифікація
Багато зір мають спектри класу B й демонструють емісійні лінії водню, зокрема численні надгіганти, Ae/Be-зорі Гербіга, подвійні системи з обміном масою та B[e]-зорі. Зазвичай термін «Be-зоря» обмежують не-надгігантами, що демонструють одну або кілька ліній серії Бальмера в емісії. Їх іноді називають класичними Be-зорями. Емісійні лінії можуть з’являтися лише в певні періоди часу[1].
Хоча спектр типу Be найчастіше формується в зорях класу B, його також виявляють в оболонкових зір спектральних класів O та A, і такі об’єкти іноді також відносять до Be-зір. Переважно Be-зорі вважають зорями головної послідовності, але до них також належать деякі субгіганти та гіганти[2].
Відкриття
Першою зорею, визнаною Be-зорею, була γ Кассіопеї, яку спостерігав 1866 року Анджело Секкі. Вона також стала першою зорею, у спектрі якої виявили емісійні лінії[3]. Багато інших яскравих зір згодом також виявили подібні спектри, хоча значну частину з них нині не вважають класичними Be-зорями[4]. Найяскравішою з них є Ахернар, хоча його визнали Be-зорею лише у 1976 році[5][6].
Модель
Після з’ясування процесів формування емісійних ліній на початку XX століття стало очевидно, що ці лінії в Be-зорях походять від навколозоряної речовини, викинутої зорею за сприяння її швидкого обертання[7]. Усі спостережні властивості Be-зір нині пояснюють наявністю газового диска, утвореного з речовини, викинутої зорею. Інфрачервоний надлишок і поляризація виникають унаслідок розсіювання зоряного світла в диску, тоді як емісійні лінії формуються в результаті перевипромінювання ультрафіолетового світла зорі газовим диском[2].
Зорі з оболонкою
Деякі Be-зорі демонструють спектральні особливості, які інтерпретують як відокремлену «оболонку» газу навколо зорі, або точніше як диск чи кільце. Вважають, що ці оболонкові особливості виникають, коли газовий диск, наявний у багатьох Be-зір, орієнтований ребром до спостерігача, що призводить до появи дуже вузьких ліній поглинання у спектрі.
Змінність
Be-зорі часто виявляють фотометричну та спектроскопічну змінність. Їх відносять до змінних типу γ Кассіопеї, коли спостерігають тимчасовий або змінний диск. Ті Be-зорі, що демонструють змінність без чітко встановленого механізму, у Загальному каталозі змінних зір позначають просто як BE. Деякі з них, імовірно, є пульсуючими зорями і їх іноді називають змінними типу λ Ерідана.
Див. також
Примітки
- ↑ Porter, John M.; Rivinius, Thomas (2003). Classical Be Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (812): 1153. Bibcode:2003PASP..115.1153P. doi:10.1086/378307.
- ↑ а б Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). Classical Be stars. The Astronomy and Astrophysics Review. 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, P. W.; Humason, M. L.; Burwell, C. G. (1925). Discovery and Observations of Stars of Class Be. Astrophysical Journal. 61: 389. Bibcode:1925ApJ....61..389M. doi:10.1086/142899.
- ↑ Snow, T. P.; Marlborough, J. M. (1976). Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars. Astrophysical Journal. 203: L87. Bibcode:1976ApJ...203L..87S. doi:10.1086/182025.
- ↑ Massa, D. (1975). The influence of rotation and stellar winds upon the Be phenomenon. Astronomical Society of the Pacific. 87: 777. Bibcode:1975PASP...87..777M. doi:10.1086/129842.
- ↑ Struve, Otto (1931). On the Origin of Bright Lines in Spectra of Stars of Class B. Astrophysical Journal. 73: 94. Bibcode:1931ApJ....73...94S. doi:10.1086/143298.
Література
- Slettebak, A. (1976). Slettebak, Arne (ред.). Be and Shell Stars. doi:10.1007/978-94-010-1498-4. ISBN 978-94-010-1498-4.
Посилання
- Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research
- Article from Olivier Thizy: Be Stars
- Be Star Spectra (BeSS) Database. basebe.obspm.fr.
Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).