Хербигова Ae/Be-ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Хербиговата Ae/Be-ѕвезда V1025 Бик сликана од опсерваторијата „Маунт Лемон“.

Хербигова Ae/Be-ѕвезда (HAeBe) — млада ѕвезда ѕвезда пред главната низа од спектралните типови A или B со старост не повеќе од 10 милиони години. Тие сè уште седат во гасовито-правливи обвивки и понекогаш имаат придружни околуѕвездени дискови.[1] Во нивните спектри се забележуваат водородни и калциумски оддавни линии. Тие се тела со 2-8 сончеви маси (M), сè уште во фаза на ѕвездообразба (гравитациско стегање) и се доближуваат кон главната низа (т.е. не согоруваат водород во нивното средиште). На Херцшпрунг–Раселовиот дијаграм овие ѕвезди се сместени десно од главната низа. Наречени се по американскиот астроном Џорџ Хербиг, кој прв почнал да ги разликува од други видови ѕвезди во 1960 г. При откривањето, критериумите на Хербиг биле следниве:

Денес се познати неколку изолирани Хербигови Ae/Be-ѕвезди (т.е. неповрзани со темни облаци или маглини). Затоа, најпоузданите критериуми денес се:

  • Спектрален тип поран од F0,
  • Балмерови оддавни линии во ѕвездениот спектар,
  • Вишок на инфрацрвено зрачење (во споредба со нормални ѕвезди) поради присуство на околуѕвездена прашина (за да се разликуваат од класичните Be-ѕвезди, кои имаат инфрацрвен вишок поради слободно-слободно оддавање).

Понекогаш Хербиговите Ae/Be-ѕвезди покажуваат значајна променливост во сјајноста. Се смета дека ова се должи на грутки (протопланети и планетезимали) во околуѕвездениот диск. При најмала сјајност ѕвездата има сино линеарно поларизирано зрачење (кога грутката ѝ попречува на непосредната ѕвездена светлина, доаѓа до релативно зголемување на расеаната светлина од дискот — истата појава одговорна за небесното синило над Земјата).

Аналозите на Хербиговите Ae/Be-ѕвезди во помал масен опсег (<2 M) — ѕвезди пред главната низа од спектрален тип F, G, K, M — се нарекуваат ѕвезди од типот на T Бик. Помасивни (>8 M) ѕвезди во фаза пред главната низа не се забележани, бидејќи тите се развиваат многу бргу: кога ќе стаат видливи (i.e. кога ќе се растури околниот околувезден облак од гас и прашина), водородот во средиштето веќе согорува, и со тоа тие се веќе тела од главната низа.

Планети[уреди | уреди извор]

Планети околу Хербиговите Ae/Be-ѕвезди се:

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. V. Mannings & A. Sargent (2000) High-resolution studies of gas and dust around young intermediate-mass stars: II. observations of an additional sample of Herbig Ae/Be systems. Astrophysical Journal, vol. 529, стр. 391

Извори[уреди | уреди извор]

  • Thé P.S., de Winter D., Pérez M.R. (1994) [1]
  • Pérez M.R., Grady C.A. (1997), Observational Overview of Young Intermediate-Mass Objects: Herbig Ae/Be Stars, Space Science Reviews, Vol 82, p. 407-450
  • Waters L. B. F. M., Waelkens, C. (1998), HERBIG Ae/Be STARS, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 36, p. 233-266
  • Хербигови Ae/Be-ѕвезди
  • „Molecular Hydrogen In The Circumstellar Environment Of Herbig Ae/Be Stars“ (PDF). mpia-hd.mpg.de. Посетено на 19 октомври 2008.