B(e)-ѕвезда

Не треба да се поистоветува со Be-ѕвезда.
Правилниот наслов на оваа статија гласи B[e]-ѕвезда. Замената на загради е направена поради технички ограничувања.
Магливост околу B[e]-ѕвездата HD 87643.

B[e]-ѕвезда или ѕвезда од типот B[e] — ѕвезда од типот B со изразени забранети неутрални или нискојонизирани оддавни линии во нејзиниот спектар. Ознаката е здружување на спектралната класа B со буквата e што значи лачење, а квадратните загради околу него ги означуваат забранетите линии. Овие ѕвезди често покажуваат и силни водородни оддавни линии, но ова е одлика и на разни други ѕвезди и нее доволен услов за телото да биде од типот B[e]. Други видливи особини се оптичката линеарна поларизација и често инфрацрвеното зрачење кое е многу посилно отколку кај обичните ѕвезди од класата B, наречен инфрацрвен вишок. Бидејќи B[e]-одликата е минлива, ѕвездите од овој тип може да стекнат нормален спектар од типот B, а досга нормалниоте ѕвезди од типот B може да станат ѕвезди од типот B[e].

Откривање

[уреди | уреди извор]

Многу Be-ѕвезди имаат спектрални необичности. Една од овие е присуството на забранети спектрални линии од јонизирано железо, а понекогаш и други елементи.[1]

Во 1973 г. е проучена ѕвездата HD 45677 (FS CMa), која покажала инфрацрвен вишок како и забранети линии на [OI], [SII], [FeII], [NiII] и многу други.[2]

во 1976 г. е направено проучување на Be-ѕвезди со инфрацрвени вишоци каде се покажал одека дел од нив покажуваат забранети оддавни линии од јонизирано железо и извесни други елементи. Сите овие ѕвезди се сметале за различни од класичните Be-ѕвезди од главната низа, иако се состојат од најразлични типови . Поимот B[e]-ѕвезда е измислен за да ги опфати овие ѕвезди.[3]

Еден вид на B[e]-ѕвезда се лесно се одликува како високосјаен суперџин. Кон 1985 г. во Магелановите Облаци биле познати осум B[e]-суперџинови обвиени во прашина.[4] За други е дефинитивно утврдено дека не се суперџинови. Некои биле двојни, а други протопланетарни маглини: се применува „B[e]-појава“ за да се нагласи дека различни видови ѕвезди можат да имаат ист вид на спектар.[5]

Класификација

[уреди | уреди извор]

Откако е утврдено дека B[e]-појавата може да се случи кај неколку различни видови ѕвезди, определени се четири поттипови:[6]

Особености

[уреди | уреди извор]
Маглината Галеб е приближно округло H II-подрачје во чие средиште е Хербиговата Ae/Be-ѕвездата HD 53367.[7]

Самото забрането зрачење, инфрацрвениот вишок и други одлики укажуваат на природата на ѕвездите. Ѕвездите се обиколени од јонизиран гас кој дава силни оддавни линии исто како Be-ѕвездите. Гасот мора да биде доволно раширен за да дозволи образување на забранети линии во надворешното малогустинско подрачје, и за да се создаде прашината која го дава инфрацрвениот вишок. Овие одлики се заеднички за сите видови на B[e]-ѕвезди.[8]

sgB[e]-ѕвездите имаат врели и брзи ветришта кои произведуваат простран околуѕвзден материјал, како и погуст екваторски диск. HAeB[e] се обиколени со остатоци од молекуларни облаци кои се создаваат во ѕвездите. Двојните B[e]-ѕвезди можат да создадат дискови од материјал како што истиот се префрла од една ѕвезда во друга по пат на прелив од Рошеовата шуплина. cPNB[e] се ѕвезди по асимптотската гранка на џинови кои се ослободиле од сета своја атмосфера откако стасале до крајот на животот како активно соединувачки ѕвезди. FS CMa-ѕвездите се двојки со брзовртечка составница што губи маса.[8]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R. (1954). „A Group of Peculiar Shell Stars“. Astrophysical Journal. 119: 501. Bibcode:1954ApJ...119..501B. doi:10.1086/145856.
  2. ↑ Swings, J. P. (1973). „Spectrographic observations of the peculiar Be star with infrared excess HD 45677“. Astronomy and Astrophysics. 26: 443. Bibcode:1973A&A....26..443S.
  3. ↑ Allen, D. A.; Swings, J. P. (1976). „The spectra of peculiar Be stars with infrared excesses“. Astronomy and Astrophysics. 47: 293. Bibcode:1976A&A....47..293A.
  4. ↑ Zickgraf, F.-J.; Wolf, B.; Leitherer, C.; Appenzeller, I.; Stahl, O. (1986). „B(e)-supergiants of the Magellanic Clouds“. Astronomy and Astrophysics. 163: 119. Bibcode:1986A&A...163..119Z.
  5. ↑ Cidale, L.; Zorec, J.; Tringaniello, L. (2001). „BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon“. Astronomy and Astrophysics. 368: 160–174. Bibcode:2001A&A...368..160C. doi:10.1051/0004-6361:20000409.
  6. ↑ Lamers, Henny J. G. L. M.; Zickgraf, Franz-Josef; de Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez (1998). „An improved classification of B[e]-type stars“. Astronomy and Astrophysics. 340: 117. Bibcode:1998A&A...340..117L.
  7. ↑ ESO (6 февруари 2013). "The Wings of the Seagull Nebula". Соопштение за печат. press release for Seagull Nebula image
  8. ↑ 8,0 8,1 Miroshnichenko, A.S. (2007). „Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars“. The Astrophysical Journal. 667 (1): 497–504. Bibcode:2007ApJ...667..497M. CiteSeerX 10.1.1.548.81. doi:10.1086/520798. S2CID 40320323.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]