Be-ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Приказ на Ахернар — најсјајната Be-ѕвезда.

Be-ѕвезди — збир на разнообразни ѕвезди со спектрални типови B и оддавни линии. Во потесна смисла, оние наречени класични Be-ѕвезди се несуперџиновски B-ѕвезди чиј спектар има (или некогаш имал) една или повеќе Балмерови оддавни линии.

Дефиниција и класификација[уреди | уреди извор]

Многу ѕвезди имаат спектри од типот B и бавни водородни оддавни линии, меѓу кои суперџиновите, Хербиговите Ae/Be-ѕвезди, масопренесувачките двојни системи и B[e]-ѕвездите. Се претпочита поимот „Be-ѕвезда“ да се ограничи на несуперџиновски ѕвезди со една или повеќе оддавни линии на Балмеровата низа. Овие понекогаш се нарекуваат класични Be-ѕвезди. Оддавните линии може да бидат присутни само во извесни периоди.[1]

Иако спектарот од Be-тип е највпечатлив кај ѕвездите од класата B, истиот се забележува и кај обвивните ѕвезди од класите O и A, и овие понекогаш се вбројуваат под рубриката „Be-ѕвезда“. Be-ѕвездите претежно се сметаат за ѕвезди од главната низа, но тука се вклучени и некои подџинови и џинови.[2]

Откривање[уреди | уреди извор]

Првата Be-ѕвезда прогласена за таква е Гама Касиопеја, забележана во 1866 г. од италијанскиот свештеник и астроном Анџело Секи; воедно и првата ѕвезда забележана со оддавни линии.[3] Утврдени се слични спектри кај многу други сјајни ѕвезди, иако доста од нив повеќе не се сметаат за класични Be-ѕвезди.[4] Најсјајната е Ахернар, иако таа е препознаена како Be-ѕвезда дури во 1976 г.[5][6]

Модел[уреди | уреди извор]

Со стекнатиот увид во процесот на создавањето на оддавни линии на почетокот на XX век станало јасно дека овие линии кај Be-ѕвездите мора да доаѓаат од околуѕвезден материјал исфрлен од ѕвездата и потпомогнат од нејзиното брзо вртење .[7] Сите одлики согледани при набљудување на Be-ѕвездите сега се знае дека се солжат на гасовит диск кој се образува од материјалот исфрлен од ѕвездата. Инфрацрвениот вишок и полазирацијата се последица на расејувањето на ѕвезената светлина во дискот, а оддавните линии настануваат со преобработката на ѕвездената ултравиолетова светлина во гасовитиот диск.[2]

Обвивни ѕвезди[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Обвивна ѕвезда.

Некои Be-ѕвезди имаат спектрални одлики кои се толкуваат како одделена „обвивка“ од гас што ја обиколува ѕвездата, или поточно диск или прстен. Оваа појава се јавува кога гасовитиот диск присутен околу многу Be-ѕвезди гледа кон нас со работ (ободот) и така создава мошне тесни впивни линии во спектарот.

Променливост[уреди | уреди извор]

Be-ѕвездите честопати се видливо и спектроскопски променливи. Можат да се класификуваат како променливи од типот на Гама Касиопеја кога ќе се забележи минлив или променлив диск. Be-ѕвездите што покажуваат променливост без јасна претстава за механизмот се наведени просто како BE во Општиот каталог на променливи ѕвезди. За некои од нив се смета дека се пулсирачки ѕвезди и напати се нарекуваат променливи од типот на Ламбда Еридан.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. 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.
  2. 2,0 2,1 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.
  3. 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.
  4. 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.
  5. 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.
  6. 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.
  7. 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.

Литература[уреди | уреди извор]

Надворешни врски[уреди | уреди извор]