Be-ster
Be-sterre is ’n heterogene groep B-tipe sterre met emissielyne. ’n Enger definisie, wat soms klassieke Be-sterre genoem word, is ’n B-ster wat nie ’n superreus is nie en waarvan die spektrum een of meer Balmer-emissielyne het of in ’n stadium gehad het.
Definisie en klassifikasie
[wysig | wysig bron]Baie sterre het B-tipe spektrums en toon waterstofemissielyne, insluitende baie superreuse, Herbig Ae/Be-sterre, massaoordraende dubbelsterre en B(e)-sterre. Daar word verkies om die term "Be-ster" net te gebruik vir sterre wat nie superreuse is nie en een of meer Balmerlyne in emissie toon. Dikwels word na hulle as klassieke Be-sterre verwys. Die emissielyne kan net op sekere tye sigbaar wees.[1]
Hoewel die Be-tipe spektrum sterker by B-tipe sterre voorkom, kan dit ook gesien word by O-tipe en A-tipe skilsterre, en hulle word ook soms Be-sterre genoem. Be-sterre is gewoonlik hoofreekssterre, maar ’n paar subreuse en reusesterre word ook ingesluit.[2]
Model
[wysig | wysig bron]Namate die proses van emissielyne in die vroeë 20ste eeu beter verstaan is, het dit duidelik geword hierdie lyne by Be-sterre moet kom van ’n sirkumstellêre skyf van materiaal wat uit die ster gewerp word vanweë die ster se vinnige rotasie.[3] Al die waarneembare eienskappe van Be-sterre kan nou verduidelik word aan die hand van ’n gasagtige skyf wat gevorm word deur materiaal wat uit die ster gewerp word. Die oormaat infrarooi en polarisasie is die gevolg van die verstrooiing van sterlig in die skyf, terwyl die lyn-emissie gevorm word deur die reprosessering van ultravioletlig in die gasagtige skyf.[2]
Skilsterre
[wysig | wysig bron]- Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Skilster.
Sommige Be-sterre toon spektrumeienskappe wat vertolk kan word as die resultaat van ’n "skil" gas om die ster, of meer akkuraat ’n skyf of ring. Hierdie skileienskappe word vermoedelik veroorsaak wanneer die skyf wat om baie Be-sterre voorkom, reg van die kant van die Aarde af gesien word en baie smal absorpsielyne in die spektrum skep.
Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ 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.
- ↑ 2,0 2,1 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.
- ↑ 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.
Nog leesstof
[wysig | wysig bron]- Slettebak, A. (1976). Be and Shell Stars. doi:10.1007/978-94-010-1498-4. ISBN 978-94-010-1498-4.
Eksterne skakels
[wysig | wysig bron]- Philippe Stee se tuisblad: Hot and Active Stars Research
- Artikel deur Olivier Thizy: Be Stars
Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
