astro.wikisort.org - Наука

Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звёзд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция[1]. Звёзды данного типа также выделяются по избыточному инфракрасному излучению, которое исходит от окружающего их газопылевого облака. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в ядре звезды у них ещё не наступила, и они разогреваются за счёт гравитационного сжатия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в правой части главной последовательности[2]. Они названы в честь американского астронома Джорджа Хербига, который первым выделил подобные звёзды в отдельный класс в 1960 году и предложил для них следующие критерии:

• Спектральный класс — более ранний, чем F0 (чтобы отличить их от звёзд типа Т Тельца)
• Линии бальмеровской серии в спектре звезды
• Протозвезда находится в тёмной туманности
• Звезда подсвечивает отражательную туманность (чтобы подчеркнуть связь между звездой и местом звездообразования)

В настоящее время, когда стали известны изолированные звёзды Хербига (т.е. не связанные ни с какими туманностями), наиболее распространены следующие критерии[3]:

• Спектральный класс — более ранний чем F0
• Линии бальмеровской серии в спектре звезды
• Избыток инфракрасного излучения (по сравнению с обычными звёздами) из-за существования протопланетного диска

Иногда звёзды Хербига показывают лёгкую переменность. Считается, что это происходит, когда протопланеты и планетезимали перекрывают свет звезды[4].

Аналогами звёзд Хербига с массами меньше двух солнечных являются звёзды типа T Тельца. Звезды больших масс (>8 солнечных), не могут быть наблюдаемы (по крайней мере, в оптическом диапазоне), так как эволюционируют очень быстро и когда они становятся видимыми, то есть когда они уничтожат околозвёздный диск, они уже находятся на главной последовательности.

Примечания

Ссылки

• В. Г. Сурдин, С. А. Ламзин. Протозвёзды Архивная копия от 8 мая 2009 на Wayback Machine
• Molecular Hydrogen In The Circumstellar Environment Of Herbig Ae/Be Stars (неопр.). mpia-hd.mpg.de. Дата обращения: 16 октября 2008. Архивировано 24 мая 2011 года.

На других языках

---

[de] Herbig-Ae/Be-Stern

Herbig-Ae/Be-Sterne (nach ihrem Erstbeschreiber George H. Herbig) sind bestimmte junge Sterne mit einem Alter von weniger als 10 Millionen Jahren.

---

[es] Estrella Herbig Ae/Be

Las estrellas Herbig Ae/Be son estrellas jóvenes pertenecientes a los tipos espectrales A y B, que aún no han entrado en la secuencia principal. Están envueltas en nubes de gas y polvo y pueden estar rodeadas de un disco circunestelar. Tienen una masa comprendida entre 2 y 8 masas solares y aún se encuentran en la fase de formación estelar (contracción gravitatoria), aproximándose a la secuencia principal, pero sin que se haya iniciado la fusión de hidrógeno en su núcleo. Su nombre se debe al astrónomo George Herbig, que en 1960 distinguió a este tipo de estrellas del resto.

---

- [ru] Звёзды Хербига (Ae/Be)

---

---