Оболонкові зорі

Запит «змінна типу Гамми Кассіопеї» перенаправляє сюди; див. також інші значення.

Художнє зображення Ахернара — найяскравішої оболонкової зорі, видимої з Землі.

Оболонкові зорі^[1], також Be-зорі^[2] або Зорі типу γ Кассіопеї^[2], ще Змінні типу γ Кассіопеї^[3]  — це зорі зі спектром, характеристики якого вказують на наявність довкола екватора зорі навколозоряного газового диску. Вони демонструють нерегулярні зміни яскравості через витік речовини. Оболонкові зорі швидко обертаються, що вважається частковим поясненням механізму їх змінності, але таємниці цих зір повністю ще не розкриті. Оболонкові зорі належать до спектральних класів від O7,5 до F5, але їх спектр має надзвичайно розширені лінії поглинання, спричинені швидким обертанням та газовим диском (він також відповідальний за інші особливості спектра). Швидкість обертання становить 200—250 км/с — майже на межі, коли прискорення обертання зашкодить цілісності зорі. Спектр і загальні характеристики оболонкових зір важко пояснюються, оскільки на нормальні риси спектра накладається змінна емісія, тому і клас світності, і точний спектральний клас зорі можуть легко були визначені неправильно.

Класифікація

Оболонкові зорі поділяють на чотири категорії^[4]:

• Be-зорі ранніх спектральних класів від О7.5 до B2.5.
• Be-зорі середніх спектральних класів від B3 до B6.5.
• Be-зорі пізніх спектральних класів від B7 до B9.5.
• Оболонкові зорі спектральних класів A—F (від A0 до F5).

Спектр зорі у довгостроковому періоді змінний, і оболонкові зорі раннього типу можуть змінювати спектр з характерного для Be зорі на типовий для звичайної зорі класу B. Усі оболонкові зорі мають у спектрі розширені лінії емісії замість ліній поглинання, характерних для необолонкових зір того ж класу. Так, оболонкові зорі класу B мають лінії бальмерівські лінії емісії водню там, де звичайна зоря класу B має лінію поглинання. Більш ранні оболонкові зорі, як правило, мають емісію іонізованого гелію першого ступеня (He I) та часто іонізованого заліза другого ступеня (Fe II), більш пізні оболонкові зорі мають емісію іонізованих (другого ступеня) кальцію (Ca II) та титану (Ti II). Вважається, що оболонкові зорі розташовані у діапазоні між головною послідовністю та гігантами, однак точний клас світності невідомий через розширення ліній емісії внаслідок швидкого обертання.

Приклади

Цей розділ містить динамічний перелік, який ніколи не зможе задовольнити певні стандарти повноти. Ви можете доповнити прогалини за допомогою авторитетних джерел.

Позначення (назва)	Сузір'я	Відкриття	Видима зоряна величина (максимум)[5]	Видима зоряна величина (мінімум)[5]	Амплітуда змін блиску	Період	Спектральний клас	Коментар'
γ Кассіопеї	Кассіопея		1,6	3,0	1.4		B0.5 IVe	прототип
Плейона (28 Тельця)	Телець		4,76	5,5	0,74		B8Vne
κ Великого Пса	Великий Пес		3,40	3,97	0,57		B1.5IVne
FW Великого Пса	Великий Пес		5,00	5,50	0,50
λ Павича	Павич		4,00	4,26	0,26		B2II-IIIe
φ Персея[6]	Персей		3,96	4,11	0,15	19,5 днів	B2Vpe
ψ Персея[6]	Персей		4,17	4,36	0,19		B5III-Vne
X Персея	Персей		6,03	7,0	0,97		B0Ve	Мікроквазар

Див. також

• Be-зорі

Примітки

1. Зорі з оболонками // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 177. — ISBN 966-613-263-X.
2. Зорі типу γ Кассіопеї // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 180. — ISBN 966-613-263-X.
3. vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS [Архівовано 1 липня 2015 у Wayback Machine.], Samus N.N., Durlevich O.V., et al.
4. Slettebak, A. (1982). Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars, page 80. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 18 січня 2009.
5. (візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))
6. Tur, N. S.; Goraya, P. S. (April 1988). Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei. Astrophysics and Space Science. 143 (1): 99—105. Bibcode:1988Ap&SS.143...99T. doi:10.1007/BF00636758.

Посилання

• Porter, John M. (1996). On the rotational velocities of Be and Be-shell stars. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 14 січня 2009.
• Quirrenbach, A.; Buscher, D. F.; Mozurkewich, D.; Hummel, C. A.; Armstrong, J. T. (1994). Maximum-entropy maps of the Be shell star zeta Tauri from optical long-baseline interferometry. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 14 січня 2009.
• Slettebak, A. (1982). Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars. Архів оригіналу за 24 грудня 2015. Процитовано 14 січня 2009.