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