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.
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]
- B[e]-сверхгиганты (sgB[e]),
- B[e]-звёзды до главной последовательности (HAeB[e]), подмножество звёзд Ae/Be Хербига,
- компактные планетарные туманности B[e]-звёзд (cPNB[e]),
- симбиотические B[e]-звёзды (SymB[e]).
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
Примечания
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ 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.
- ↑ Cidale, L.; Zorec, J.; Tringaniello, L. (2001). “BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon”. Astronomy and Astrophysics. 368: 160. Bibcode:2001A&A...368..160C. DOI:10.1051/0004-6361:20000409.
- ↑ 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.
- ↑ 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. (2015). “TOWARD UNDERSTANDING THE B[e] PHENOMENON. V. NATURE AND SPECTRAL VARIATIONS OF THE MWC 728 BINARY SYSTEM”. The Astrophysical Journal. 809 (2): 129. arXiv:1508.00950. Bibcode:2015ApJ...809..129M. DOI:10.1088/0004-637X/809/2/129.
- 1 2 Miroshnichenko, A. S. (2007). “Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars”. The Astrophysical Journal. 667: 497. Bibcode:2007ApJ...667..497M. DOI:10.1086/520798.
Ссылки
- Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research
- Article from Olivier Thizy: Be Stars
- ESO press release for Seagull Nebula image The Wings of the Seagull Nebula
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .