Оболонкові зорі Запит змінна типу Гамми Кассіопеї перенаправляє сюди див також інші значення інша назва змінні типу γ Ка

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

Оболонкові зорі, інша назва — змінні типу γ Кассіопеї, — 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 спектру). Швидкість обертання становить 200–250км/с — майже на межі, коли прискорення обертання зашкодить цілісності зорі. Спектр та загальні характеристики оболонкових зір важко пояснюються, оскільки на нормальні риси спектру накладається змінна емісія, тому і клас світності, і точний спектральний клас зорі можуть легко були визначені неправильно.

Художнє зображення Ахернар, найяскравішої оболонкової зорі, видимої з Землі

Класифікація Редагувати

Оболонкові зорі поділяють на чотири категорії:

ранні Be-зорі спектральних класів від О7.5 до B2.5
середні Be-зорі спектральних класів від B3 до B6.5,
пізні Be-зорі 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 Редагувати

Це сторінка динамічних переліків^[en], які ніколи не зможуть задовольнити певні стандарти повноти. Ви можете допомогти доповнити прогалини за допомогою авторитетних джерел.

Позначення (назва)	Сузір'я	Видима зоряна величина (максимум)	Видима зоряна величина (мінімум)	Різниця між зоряними величинами	Період зміни	Спектральний клас
Гамма Кассіопеї	Кассіопея	1^m.6	3^m.0	1.4	B0.5 IVe	прототип
Плейона (28 Тельця)	Телець	4^m,76	5^m,5	0,74	B8Vne
Каппа Великого Пса	Великий Пес	3^m,40	3^m,97	0,57	B1.5IVne
FW Великого Пса	Великий Пес	5^m,00	5^m,50	0,50
Лямбда Павича	Павич	4^m,00	4^m,26	0,26	B2II-IIIe
Фі Персея	Персей	3^m,96	4^m,11	0,15	19,5 днів	B2Vpe
Псі Персея	Персей	4^m,17	4^m,36	0,19	B5III-Vne
X Персея	Персей	6^m,03	7^m,0	0,97	B0Ve	також рентгенівська подвійна великої маси

Див. також Редагувати

Be-зорі

Примітки Редагувати

vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS [ 1 липня 2015 у Wayback Machine.], Samus N.N., Durlevich O.V., et al.
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.
↑ (візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))
↑ 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 Редагувати

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). . Архів оригіналу за 24 грудня 2015. Процитовано 14 січня 2009.

[1] vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS [ 1 липня 2015 у Wayback Machine.], Samus N.N., Durlevich O.V., et al.

[2] 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.

[magn-3] (візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))

[aass143_1_99-4] 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.