스타가 되다

Be star
B[e] 별과 혼동하지 말 것.
가장 밝은 Be별인 아체나르의 묘사

Be별은 B형 스펙트럼과 방출선을 가진 이질적인 별 집합이다.고전적인 Be별이라고도 불리는 좁은 정의는 스펙트럼이 하나 이상의 발머 방출선을 가지고 있거나 가지고 있는 비초거성 B별입니다.

정의 및 분류

많은 초거성, 허빅 Ae/Be 별, 질량 전달 쌍성계, B[e] 별 등 많은 별들이 B형 스펙트럼을 가지고 있고 수소 방출선을 보인다.Be 별이라는 용어의 사용은 방출에서 하나 이상의 발머 계열 선을 보이는 비초거성으로 제한하는 것이 바람직하다.이것들은 고전적인 Be 별이라고 불리기도 합니다.방출선은 특정 [1]시간에만 존재할 수 있습니다.

Be형 스펙트럼은 B등급 별에서 가장 강하게 생성되지만, O형 및 A형 껍질 별에서도 검출되며, 때로는 "Be star" 배너 아래에 포함되기도 한다.Be별은 주로 주계열성으로 간주되지만, 다수의 준거성과 거성들도 포함된다.[2]

검출

Be별로 인식된 최초의 별은 카시오페이아자리 감마(Gamma Cassiopeiae)로, 1866년 안젤로 세키가 관측한 것으로,[3] 방출선이 관측된 최초의 별이다.많은 다른 밝은 별들도 비슷한 스펙트럼을 보이는 것으로 밝혀졌지만, 이들 중 다수는 더 이상 고전적인 Be [4]별들로 간주되지 않는다.가장 밝은 별은 1976년까지 베별으로 인식되지 않았지만,[5][6] 아체나르입니다.

모델

20세기 초의 방출선 형성 과정을 이해하면서, Be 별에 있는 이러한 선은 [7]별의 빠른 회전에 의해 별에서 방출된 주변 물질에서 나온 것이 분명해졌다.Be별의 모든 관측 특성은 이제 별에서 방출된 물질로 구성된 가스 원반을 통해 설명할 수 있습니다.적외선 초과와 편광은 원반 내 항성광 산란에서 발생하는 반면 선 방출은 기체 [2]원반 내 항성자외선을 재처리함으로써 형성된다.

조개 별

주요 기사:조개별

일부 Be 별들은 별 주위를 둘러싼 분리된 가스 "껍질" 또는 더 정확하게는 원반이나 고리로 해석되는 스펙트럼 특성을 보인다.이러한 껍데기 특성은 많은 Be 별 주위에 존재하는 가스 원반이 스펙트럼에서 매우 좁은 흡수선을 생성하도록 우리에게 정렬될 때 발생하는 것으로 생각됩니다.

가변성

주요 기사: 감마 카시오페이아 변수 및 람다 에리다니 변수

Be별은 종종 시각적으로나 분광학적으로도 변합니다.Be 별은 과도 원반 또는 가변 원반이 관찰되면 카시오페이아 감마 변광성으로 분류할 수 있습니다.메커니즘의 명확한 표시 없이 변동성을 보이는 별은 가변성 일반 카탈로그에 단순히 BE로 나열되어 있습니다.이들 중 일부는 맥동성으로 생각되며 때때로 람다 에리다니 변광성으로 불리기도 한다.

레퍼런스

  1. ^ Porter, John M.; Rivinius, Thomas (2003). "Classical Be Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (812): 1153. Bibcode:2003PASP..115.1153P. doi:10.1086/378307.
  2. ^ a b Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). "Classical Be stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 21 (1): 69. arXiv:1310.3962. Bibcode:2013A&ARv..21...69R. doi:10.1007/s00159-013-0069-0. ISSN 0935-4956. S2CID 118652497.
  3. ^ Secchi, A. (1867). "Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber". Astronomische Nachrichten. 68 (4): 63–64. Bibcode:1866AN.....68...63S. doi:10.1002/asna.18670680405.
  4. ^ Merrill, P. W.; Humason, M. L.; Burwell, C. G. (1925). "Discovery and Observations of Stars of Class Be". Astrophysical Journal. 61: 389. Bibcode:1925ApJ....61..389M. doi:10.1086/142899.
  5. ^ Snow, T. P.; Marlborough, J. M. (1976). "Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars". Astrophysical Journal. 203: L87. Bibcode:1976ApJ...203L..87S. doi:10.1086/182025.
  6. ^ Massa, D. (1975). "The influence of rotation and stellar winds upon the Be phenomenon". Astronomical Society of the Pacific. 87: 777. Bibcode:1975PASP...87..777M. doi:10.1086/129842.
  7. ^ Struve, Otto (1931). "On the Origin of Bright Lines in Spectra of Stars of Class B". Astrophysical Journal. 73: 94. Bibcode:1931ApJ....73...94S. doi:10.1086/143298.

추가 정보

외부 링크