astro.wikisort.org - Наука

Search / Calendar

B[e]-звезда — звезда спектрального класса B, в спектре которой присутствуют запрещённые эмиссионные линии. Обозначение представляет собой сочетания названия спектрального класса B, буква e обозначает излучение (англ. emission), квадратные скобки означают запрещённые линии. Такие звёзды часто также обладают сильными линиями излучения водорода, но эта особенность встречается и у других типов звёзд. Другими наблюдательными проявлениями B[e]-звёзд являются оптическая линейная поляризация и, часто, инфракрасное излучение, более сильное, чем у обычных B-звёзд. Поскольку B[e]-звёзды обладают переходной природой, то в некоторые периоды могут обладать спектром обычной B-звезды; в свою очередь, обычные B-звёзды могут становиться B[e]-звёздами.

Правильный заголовок этой статьи — B[e]-звезда. Он показан некорректно из-за технических ограничений.
Не следует путать с Be-звёздами — звёздами класса B с разрешёнными эмиссионными линиями в спектре.
Отражательная туманность вокруг B[e]-звезды HD 87643
Отражательная туманность вокруг B[e]-звезды HD 87643

Открытие


Многие Be-звёзды обладают специфическими особенностями спектров. Одной из таких особенностей оказалось наличие запрещённых линий ионизованного железа и, иногда, других элементов[1]. При изучении в 1973 году одной из таких звёзд, HD 45677 или FS CMa, был выявлен инфракрасный избыток излучения и наличие запрещённых линий [OI], [SII], [FeII], [NiII][2].

Проведённое в 1976 году исследование Be-звёзд с инфракрасным избытком выявило наличие группы звёзд, в спектре которых присутствовали запрещённые эмиссионные линии ионизованного железа и некоторых других элементов. Эти звёзды считались отличающимися от обычных Be-звёзд главной последовательности, причём могли принадлежать разным типам звёзд. Данной группе звёзд было присвоено название B[e]-звёзды[3].

Одна из разновидностей B[e]-звёзд представляет собой сверхгиганты высокой светимости. К 1985 году было известно 8 B[e]-сверхгигантов, окружённых пылевой оболочкой, в Магеллановых Облаках[4]. Другие B[e]-звёзды точно не являются сверхгигантами. Некоторые представляют собой двойные звёзды, протопланетарные туманности; понятие B[e]-феномен означает, что различные типы звёзд могут обладать спектром одного и того же вида[5].


Классификация


Поскольку было выявлено, что спектр типа B[e] может принадлежать различным типам звёзд, было выделено четыре подтипа объектов[6]:

Около половины известных B[e]-звёзд невозможно отнести ни к одному из вышеперечисленных подтипов; такие объекты относят к неклассифицированным B[e]-звёздам (unclB[e]). unclB[e]-звёзды недавно были классифицированы как звёзды типа FS CMa по названию одной из первых известных B[e]-звёзд[7].


Природа B[e]-звёзд


Излучение в запрещённых линиях, инфракрасный избыток и другие особенности излучения подобных объектов помогают выявить природу объектов. B[e]-звёзды окружены ионизованным газом, создающим интенсивные эмиссионные линии таким же образом, как Be-звёзды. Газовая среда должна быть достаточно протяжённой для возникновения запрещённых линий во внешней области низкой плотности, а также для существования пыли, создающей избыток инфракрасного излучения. Данные особенности присущи всем типам B[e]-звёзд[8].

Звёзды подтипа sgB[e] обладают горячим быстрым звёздным ветром, создающим протяжённую область околозвёздного вещества, и плотным экваториальным диском. Звёзды подтипа HAeB[e] окружены остатками молекулярных облаков, образующих звёзды. Двойные B[e]-звёзды могут создавать диски из вещества, перетекающего с одного компонента двойной на другой после заполнения полости Роша. Звёзды подтипа cPNB[e] представляют собой звёзды после асимптотической ветви гигантов, лишившиеся атмосферы после завершения существования в виде звёзд с интенсивно протекающими ядерными реакциями. Звёзды типа FS CMa считаются двойными с быстро вращающимся и теряющим массу компонентом[8].


См. также


Туманность Чайка представляет собой почти сферическую область H II, в центре которой находится звезда Ae/Be Хербига HD 53367
Туманность Чайка представляет собой почти сферическую область H II, в центре которой находится звезда Ae/Be Хербига HD 53367

Примечания


  1. E. Margaret; Burbidge, G. R. A Group of Peculiar Shell Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1954. — Vol. 119. — P. 501. — doi:10.1086/145856. — Bibcode: 1954ApJ...119..501B.
  2. Swings, J. P. Spectrographic observations of the peculiar Be star with infrared excess HD 45677 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1973. — Vol. 26. — P. 443. — Bibcode: 1973A&A....26..443S.
  3. Allen, D. A.; Swings, J. P. The spectra of peculiar Be stars with infrared excesses (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1976. — Vol. 47. — P. 293. — Bibcode: 1976A&A....47..293A.
  4. Zickgraf, F.-J.; Wolf, B.; Leitherer, C.; Appenzeller, I.; Stahl, O. B(e)-supergiants of the Magellanic Clouds (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1986. — Vol. 163. — P. 119. — Bibcode: 1986A&A...163..119Z.
  5. Cidale, L.; Zorec, J.; Tringaniello, L. BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2001. — Vol. 368. — P. 160. — doi:10.1051/0004-6361:20000409. — Bibcode: 2001A&A...368..160C.
  6. Henny J. G. L. M.; Lamers; Zickgraf, Franz-Josef; De Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez. An improved classification of B[e]-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1998. — Vol. 340. — P. 117. — Bibcode: 1998A&A...340..117L.
  7. 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. TOWARD UNDERSTANDING THE B[e] PHENOMENON. V. NATURE AND SPECTRAL VARIATIONS OF THE MWC 728 BINARY SYSTEM (нем.) // The Astrophysical Journal : magazin. — IOP Publishing, 2015. — Bd. 809, Nr. 2. — S. 129. — doi:10.1088/0004-637X/809/2/129. — Bibcode: 2015ApJ...809..129M. — arXiv:1508.00950.
  8. Miroshnichenko, A. S. Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 667. — P. 497. — doi:10.1086/520798. — Bibcode: 2007ApJ...667..497M.

Ссылки



На других языках

[es] Estrella B(e)

Una estrella B[e] es una estrella Be (de tipo espectral B con fuertes líneas de emisión del hidrógeno) cuyo espectro muestra líneas prohibidas de baja ionización de algunos metales (principalmente FeII, pero también SII, NII, OI, OIII) y un exceso infrarrojo que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.[1] A pesar de características simulares apuntando a condiciones fisicoquímicas comparables, las estrellas de esta clase observacional pertenecen a grupos muy distintos: estrellas jóvenes (estrellas de Herbig Ae/Be), estrellas evolucionadas (supergigantes azules, nebulosas planetarias), estrellas simbióticas y objetos de naturaleza incierta.[2] Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una clase observacional bien definida.[3] Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y HD 45677 se hizo notar durante la primera parte del siglo XX, los estudios sistemáticos de las estrellas B[e] y la primera definición de la clase observacional tuvieron que esperar hasta los años 1970.[4]
- [ru] B(e)-звезда


Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии