www.wikidata.uk-ua.nina.az

Be зорі B e зоря англ B e star інша поширена назва зоря класу B e це зоря спектрального класу В з вираженими забороненим

Be-зорі

B[e]-зоря (англ. B[e] star), інша поширена назва — зоря класу B(e), — це зоря спектрального класу В з вираженими забороненими лініями емісії нейтральних або слабкоіонізованих атомів у спектрі. Назва походить від поєднання спектрального класу B, маленької e, яка позначає емісію у системі спектральної класифікації, та квадратних дужок, які позначають заборонені лінії.

B(e)-зоря Ахернар, сплюснута надзвичайно швидким обертанням (художнє зображення)

Опис Редагувати

Характерні риси B[e]-зорі включають:

  • спектральний клас В або яскравіший;
  • широкі лінії Бальмера, з напівшириною до 1000 ангстремів;
  • лінії емісії з дозволеними переходами легко іонізованих металів, переважно Fe(II);
  • виражені тонкі заборонені лінії емісії нейтральних або слабкоіонізованих атомів, переважно Fe(II) та O(I);
  • оптичну лінійну поляризацію;
  • часто інфрачервоне випромінювання, значно сильніше від випромінення звичайних зір класу B, яке називають «інфрачервоним надлишком» (англ. infrared excess), викликане температурою газового диску бл. 1000 K.

Ці зорі часто також мають потужні емісійні лінії Гідрогену, але така риса притаманна й іншим зорям, а, отже, недостатня для класифікації як об'єкт класу B(e).

Оскільки природа B(e) змінна/перехідна, зорі класу B(e) час від часу можуть показувати нормальний спектр зорі класу B, а звичайні зорі класу B можуть ставати зорями класу B(e). Інколи також вживається й назва зоря класу Be, для тих зір класу B, які мають у спектрі лінії емісії, але не відповідають іншим критеріям класу B(e), а деколи і просто для зручності друку. При цьому, термін класична зоря класу Be використовується для зір класу B з лініями емісії, які не мають заборонених ліній, значної поляризації чи інфрачервоного надлишку.

Хоча більшість зір класу B(e) розташовані на головній послідовності, назва охоплює гетерогенну групу об'єктів, яка включає молоді зоряні об'єкти, надгіганти, протопланетарні туманності та ін. Зорі групи можуть додатково поділяти на підкласи: B[e]-надгіганти (скорочення sgB[e]), Ae/Be-зорі Гербіга, компактні планетарні туманності B[e], симбіотичні B[e]-зорі та категорію «невизначені» для всіх інших.

Першою зорею, визначеною як B(e)-зоря, стала γ Кассіопеї. 1866 року Анджело Секкі визначив її як першу зорю з лініями емісії у спектрі. Процес формування емісійних ліній став зрозумілим на початку 20-го сторіччя. Після цього стало зрозуміло, що лінії емісії цих зір випромінюються в навколозоряному середовищі, а не безпосередньо на самій зорі. Сьогодні всі характеристики, які спостерігаються у зір цього класу, пояснюються наявністю газового диска довкола зорі, сформованого з речовини, скинутої зорею. Інфрачервоний надлишок та поляризація утворюються внаслідок розсіювання зоряного світла диском, а лінії емісії, зокрема, заборонені, — внаслідок переробки ультрафіолетового випромінювання зорі в газовому диску.

Такі газові диски є наслідком резонансу близько розташованих радіальних коливань у поєднанні з високими швидкостями обертання молоддих зір таким чином, що обидва ефекти разом призводять до викидання речовини у області екватора зорі. За рахунок більшої відстані від ядра диск обертається повільніше, ніж поверхня зорі (див. Закони Кеплера), а тому лінії емісії утворюються лише в основі ліній поглинання. Аналіз спектрів Be-зір вказує на середню густину дисків на рівні між 1010 до 1013 атомів гідрогену на см3 для маси оболонки 10−10 мас Сонця.

Ці характерні риси зір класу B(e) надають інформацію про природу зір. B(e)-зорі часто дуже швидко обертаються, що було підтверджено інтерферометричними вимірами обертального стиснення Ахернар. Однак лише обертання ймовірно недостатньо для формування диску, потрібен додатковий механізм викидання речовини з зорі, наприклад магнітне поле чи нерадіальна зоряна пульсація. Перехідна природа B(e)-зір найбільш імовірно пов'язана саме з природою цього механізму, однак науковці ще не дійшли консенсусу щодо його подробиць. Гетерогенність групи B(e)-зір може свідчити й про гетерогенний механізм формування дисків. Так багато надгігантів класу B(e) є або частинами подвійних зоряних систем, де їх супутник може періодично «допомагати» речовиною для диску, або ж нестабільними дуже яскравими зорями з постійним потужним зоряним вітром.

B(e)-зорі переважно є змінними і їх класифікують або як змінні типу γ Кассіопеї завдяки перехідній природі диску та процесам розсіювання, або як змінні типу β Цефея через їх пульсації.

Див. також Редагувати

Туманність Чайка — майже куляста зона HII довкола Ae/Be-зорі Гербіга HD 53367.

Примітки Редагувати

  1. Zickgraf, F.-J.: Current Definition of B[e] Stars. In: B[e] stars: Proceedings of the Paris workshop held 9-12 June, 1997. Kluwer Academic Publishers, Dordrecht; Boston 1998, ISBN 0-7923-5208-4, S. 1.
  2. Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe (2013). Classical Be stars. The Astronomy and Astrophysics Review 21 (1). с. 69. Bibcode:2013A&ARv..21...69R. ISSN 0935-4956. arXiv:1310.3962. doi:10.1007/s00159-013-0069-0. 
  3. 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. с. 117—128. Bibcode:1998A&A...340..117L. 
  4. H. Scheffler, H. Elsässer: Physik der Sonne und der Sterne. 2 Auflage. BI Wissenschaftsverlag, Mannheim 1990, ISBN 3-411-14172-7.
  5. Kervella, P.; Domiciano de Souza, A. (July III 2006). The polar wind of the fast rotating Be star Achernar. Astronomy and Astrophysics 453 (3): 1059–1066. doi:10.1051/0004-6361:20054771. 

Посилання Редагувати

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
B e zorya angl B e star insha poshirena nazva zorya klasu B e ce zorya spektralnogo klasu V z virazhenimi zaboronenimi liniyami emisiyi nejtralnih abo slabkoionizovanih atomiv u spektri Nazva pohodit vid poyednannya spektralnogo klasu B malenkoyi e yaka poznachaye emisiyu u sistemi spektralnoyi klasifikaciyi ta kvadratnih duzhok yaki poznachayut zaboroneni liniyi B e zorya Ahernar splyusnuta nadzvichajno shvidkim obertannyam hudozhnye zobrazhennya Zmist 1 Opis 2 Div takozh 3 Primitki 4 PosilannyaOpis RedaguvatiHarakterni risi B e zori vklyuchayut 1 spektralnij klas V abo yaskravishij shiroki liniyi Balmera z napivshirinoyu do 1000 angstremiv liniyi emisiyi z dozvolenimi perehodami legko ionizovanih metaliv perevazhno Fe II virazheni tonki zaboroneni liniyi emisiyi nejtralnih abo slabkoionizovanih atomiv perevazhno Fe II ta O I optichnu linijnu polyarizaciyu chasto infrachervone viprominyuvannya znachno silnishe vid viprominennya zvichajnih zir klasu B yake nazivayut infrachervonim nadlishkom angl infrared excess viklikane temperaturoyu gazovogo disku bl 1000 K Ci zori chasto takozh mayut potuzhni emisijni liniyi Gidrogenu ale taka risa pritamanna j inshim zoryam a otzhe nedostatnya dlya klasifikaciyi yak ob yekt klasu B e Oskilki priroda B e zminna perehidna zori klasu B e chas vid chasu mozhut pokazuvati normalnij spektr zori klasu B a zvichajni zori klasu B mozhut stavati zoryami klasu B e Inkoli takozh vzhivayetsya j nazva zorya klasu Be dlya tih zir klasu B yaki mayut u spektri liniyi emisiyi ale ne vidpovidayut inshim kriteriyam klasu B e a dekoli i prosto dlya zruchnosti druku Pri comu termin klasichna zorya klasu Be vikoristovuyetsya dlya zir klasu B z liniyami emisiyi yaki ne mayut zaboronenih linij znachnoyi polyarizaciyi chi infrachervonogo nadlishku 2 Hocha bilshist zir klasu B e roztashovani na golovnij poslidovnosti nazva ohoplyuye geterogennu grupu ob yektiv yaka vklyuchaye molodi zoryani ob yekti nadgiganti protoplanetarni tumannosti ta in 3 Zori grupi mozhut dodatkovo podilyati na pidklasi B e nadgiganti skorochennya sgB e Ae Be zori Gerbiga kompaktni planetarni tumannosti B e simbiotichni B e zori ta kategoriyu neviznacheni dlya vsih inshih Pershoyu zoreyu viznachenoyu yak B e zorya stala g Kassiopeyi 1866 roku Andzhelo Sekki viznachiv yiyi yak pershu zoryu z liniyami emisiyi u spektri Proces formuvannya emisijnih linij stav zrozumilim na pochatku 20 go storichchya Pislya cogo stalo zrozumilo sho liniyi emisiyi cih zir viprominyuyutsya v navkolozoryanomu seredovishi a ne bezposeredno na samij zori Sogodni vsi harakteristiki yaki sposterigayutsya u zir cogo klasu poyasnyuyutsya nayavnistyu gazovogo diska dovkola zori sformovanogo z rechovini skinutoyi zoreyu Infrachervonij nadlishok ta polyarizaciya utvoryuyutsya vnaslidok rozsiyuvannya zoryanogo svitla diskom a liniyi emisiyi zokrema zaboroneni vnaslidok pererobki ultrafioletovogo viprominyuvannya zori v gazovomu disku Taki gazovi diski ye naslidkom rezonansu blizko roztashovanih radialnih kolivan u poyednanni z visokimi shvidkostyami obertannya moloddih zir takim chinom sho obidva efekti razom prizvodyat do vikidannya rechovini u oblasti ekvatora zori Za rahunok bilshoyi vidstani vid yadra disk obertayetsya povilnishe nizh poverhnya zori div Zakoni Keplera a tomu liniyi emisiyi utvoryuyutsya lishe v osnovi linij poglinannya Analiz spektriv Be zir vkazuye na serednyu gustinu diskiv na rivni mizh 1010 do 1013 atomiv gidrogenu na sm3 dlya masi obolonki 10 10 mas Soncya 4 Ci harakterni risi zir klasu B e nadayut informaciyu pro prirodu zir B e zori chasto duzhe shvidko obertayutsya sho bulo pidtverdzheno interferometrichnimi vimirami obertalnogo stisnennya Ahernar 5 Odnak lishe obertannya jmovirno nedostatno dlya formuvannya disku potriben dodatkovij mehanizm vikidannya rechovini z zori napriklad magnitne pole chi neradialna zoryana pulsaciya Perehidna priroda B e zir najbilsh imovirno pov yazana same z prirodoyu cogo mehanizmu odnak naukovci she ne dijshli konsensusu shodo jogo podrobic Geterogennist grupi B e zir mozhe svidchiti j pro geterogennij mehanizm formuvannya diskiv Tak bagato nadgigantiv klasu B e ye abo chastinami podvijnih zoryanih sistem de yih suputnik mozhe periodichno dopomagati rechovinoyu dlya disku abo zh nestabilnimi duzhe yaskravimi zoryami z postijnim potuzhnim zoryanim vitrom B e zori perevazhno ye zminnimi i yih klasifikuyut abo yak zminni tipu g Kassiopeyi zavdyaki perehidnij prirodi disku ta procesam rozsiyuvannya abo yak zminni tipu b Cefeya cherez yih pulsaciyi Div takozh Redaguvati nbsp Tumannist Chajka majzhe kulyasta zona HII dovkola Ae Be zori Gerbiga HD 53367 Obolonkovi zoriPrimitki Redaguvati Zickgraf F J Current Definition of B e Stars In B e stars Proceedings of the Paris workshop held 9 12 June 1997 Kluwer Academic Publishers Dordrecht Boston 1998 ISBN 0 7923 5208 4 S 1 Rivinius Thomas Carciofi Alex C Martayan Christophe 2013 Classical Be stars The Astronomy and Astrophysics Review 21 1 s 69 Bibcode 2013A amp ARv 21 69R ISSN 0935 4956 arXiv 1310 3962 doi 10 1007 s00159 013 0069 0 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 s 117 128 Bibcode 1998A amp A 340 117L H Scheffler H Elsasser Physik der Sonne und der Sterne 2 Auflage BI Wissenschaftsverlag Mannheim 1990 ISBN 3 411 14172 7 Kervella P Domiciano de Souza A July III 2006 The polar wind of the fast rotating Be star Achernar Astronomy and Astrophysics 453 3 1059 1066 doi 10 1051 0004 6361 20054771 Posilannya RedaguvatiPorter J Rivinius Th Classical Be stars 2003 PASP 115 1153 Philippe Stee s homepage Hot and Active Stars Research Arhivovano 2 travnya 2012 u WebCite Stattya Olivye Tizi Be zori angl Pres reliz ESO dlya zobrazhennya tumannosti Chajka Krila tumannosti Chajka Arhivovano 12 listopada 2020 u Wayback Machine angl Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Be zori amp oldid 35361864