Обвивна ѕвезда
Обвивна ѕвезда — ѕвезда со спектар кој покажува крајно широки впивни линии, како и некои многу тесни. Типично покажуваат и извесни оддавни линии, обично од Балмеровата низа, но повремно и други. Широките впивни линии се должат на брзото вртење на фотосферата и оддавните линии од екваторскиот диск, а тенките впивни линии се создаваат во дискот кога се гледаат странично на работ.
Овие ѕвезди имаат спектрални типови O7,5 до F5, со вртежна брзина од 200–300 км/с, недалеку од точката кога вртежното забрзување би ја пореметило ѕвездата.
Спектар
[уреди | уреди извор]Обвивните ѕвезди се дефинираат ккао група според постоењето на проширени фотосферни спектрални линии заедно со многу тесни впивни линии.[1][2] Оддавните линии често се присутни, но не се определителна особина. Точните спектрални линии донекаде се разликуваат: Балмеровите оддавни линии се многу чести, но може да бидат слаби или отсутни кај поладните ѕвезди; FeII-линиите се чести, но не се секогаш присутни; хелиумските линии се забележуваат кај поврелите ѕвезди. Фотосферните линии се вртежно проширени, со проектирана брзина од 200 км/с или повеќе.[3]
Спектралните линии на обвивните ѕвезди имаат сложени профили, со променливи крила, јадра и суперпозиции на впивните и оддавните црти. Во некои случаи, поединечни црти се променливи само како измени на линискиот профил, ослабување на друга линија. Ова води до линии со двојни и тројни врвови, или пак несиметрични линии.[2]
Обвивните ѕвезди многу често имаат оддавни линии и затоа често се Бе-ѕвезди, иако може да се јават и кај спектралните класи O, A, а понекогаш и F.[2]
Подвидови
[уреди | уреди извор]Постојат четири категории на обвивни ѕвезди, иако повеќе не се сметаат за значајни и ретко се среќаваат во стручната литература:[3]
- рани Be-ѕвезди од спектрален тип O7,5 до B2,5
- средни Be-ѕвезди од тип B3 до B6,5,
- доцни Be-ѕвезди од тип B7 до B9,5
- A-F-обвивни ѕвезду од A0 до F5
Огромно мнозинство од познатите обвивни ѕвезди се од спектралната класа B. Меѓутоа, делумно поради ова, многу поладни обвивни ѕвезди остануваат незабележани.[1] Затоа, Be-појавата и самиот поим Be-ѕвезда денес широко се користи не само за спектралната класа B, туку и за A, а понекогаш и O и F.
Променливост
[уреди | уреди извор]Обвивните увезди имаат променливи спектри и сјајност. Обвивните црти може да ги има, па да ги снема, и ѕвездата се емнува од обвивна во нормална B- или Be-ѕвезда. Обвивните ѕвезди што покажуваат бавна неправилна променливост поради промени (или исчезнување) во „обвивката“ се нарекуваат променливи од типот на Гама Касиопеја.[4] Плејона и самата Гама Касиопеја се променливи ѕвезди кои имаат повремени обвивни епизоди каде силните обвивни црти во спектарот и сјајноста значително се зголемуваат и намалуваат. Некогаш обвивката не е забележлива на спектарот, а можат да исчезнат дури и оддавните линии.[2]
Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 Bohlender, D. (2016). „Searching for and Monitoring Ae and a Shell Stars at the DAO“. Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics. 506: 275. Bibcode:2016ASPC..506..275B.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Rivinius, Th.; Štefl, S.; Baade, D. (2006). „Bright Be-shell stars“. Astronomy and Astrophysics. 459 (1): 137. Bibcode:2006A&A...459..137R. doi:10.1051/0004-6361:20053008.
- ↑ 3,0 3,1 Slettebak, A. (1982). „Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 50: 80, 55–83. Bibcode:1982ApJS...50...55S. doi:10.1086/190820.
- ↑ „vartype.txt“. in Samus, N.N.; Durlevich, O.V. (уред.). „Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS)“.
Надворешни врски
[уреди | уреди извор]
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||