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
- ↑ E. Margaret; Burbidge, G. R. A Group of Peculiar Shell Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1954. — Vol. 119. — P. 501. — doi:10.1086/145856. — .
- ↑ Swings, J. P. Spectrographic observations of the peculiar Be star with infrared excess HD 45677 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1973. — Vol. 26. — P. 443. — .
- ↑ Allen, D. A.; Swings, J. P. The spectra of peculiar Be stars with infrared excesses (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1976. — Vol. 47. — P. 293. — .
- ↑ Zickgraf, F.-J.; Wolf, B.; Leitherer, C.; Appenzeller, I.; Stahl, O. B(e)-supergiants of the Magellanic Clouds (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1986. — Vol. 163. — P. 119. — .
- ↑ Cidale, L.; Zorec, J.; Tringaniello, L. BCD spectrophotometry of stars with the B[e] phenomenon (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2001. — Vol. 368. — P. 160. — doi:10.1051/0004-6361:20000409. — .
- ↑ Henny J. G. L. M.; Lamers; Zickgraf, Franz-Josef; De Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez. An improved classification of B[e]-type stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1998. — Vol. 340. — P. 117. — .
- ↑ 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. TOWARD UNDERSTANDING THE B[e] PHENOMENON. V. NATURE AND SPECTRAL VARIATIONS OF THE MWC 728 BINARY SYSTEM (нем.) // The Astrophysical Journal : magazin. — IOP Publishing, 2015. — Bd. 809, Nr. 2. — S. 129. — doi:10.1088/0004-637X/809/2/129. — . — arXiv:1508.00950.
- ↑ 1 2 Miroshnichenko, A. S. Toward Understanding the B[e] Phenomenon. I. Definition of the Galactic FS CMa Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 667. — P. 497. — 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
Эта страница в последний раз была отредактирована 2 марта 2023 в 01:41.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.