Оболонкові зорі

Оболонкові зорі, інша назва — змінні типу Гамми Кассіопеї,[1] — це зорі зі спектром, характеристики якого вказують на наявність довкола екватора зорі навколозоряного газового диску. Вони демонструють нерегулярну зміну своєї яскравості через витік матерії. Оболонкові зорі швидко обертаються, що вважається частковим поясненням механізму їх змінності, але таємниці цих зір повністю ще нерозкриті. Оболонкові зорі належать до спектральних класів від O7,5 до F5, але їх спектр має надзвичайно розширені лінії поглинання, спричинені швидким обертанням та газовим (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

Підтипи

Оболонкові зорі поділяють на чотири категорії:[2]

ранні Be-зорі спектральних типів від О7.5 до B2.5
середні Be-зорі спектральних типів від B3 до B6.5,
пізні Be-зорі спектральних типів від B7 до B9.5, та
оболонкові зорі спектральних класів A-F спектральних типів 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. Всі оболонкові зорі мають у спектрі розширені лінії емісії замість ліній поглинання, характерних для необолонкової зорі 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 яскравості невідомий через загальне розширення емісії внаслідок обертання.

Приклади

Шаблон:Dynamic list

Позначення (назва)	Сузір'я	Видима зоряна величина (максимум)[3]	Видима зоряна величина (мінімум)[3]	Різниця між зоряними величинами	Період зміни	Спектральний клас	Коментар'
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[4]	Персей	3^m,96	4^m,11	0,15	19,5 днів	B2Vpe
Псі Персея[4]	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

Be-зорі

Примітки

vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS, 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. 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

Porter, John M. (1996). On the rotational velocities of Be and Be-shell stars. 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. Процитовано 14 січня 2009.
Slettebak, A. (1982). Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars. Процитовано 14 січня 2009.

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[1] vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS, 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. 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.