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Be星

一月 07, 2024

提示：此条目的主题不是B[e]星。

Be星是一種具有B型光譜和發射線的異質恒星。一個更狹隘的定義，有時被稱為「經典Be星」，是不屬於超巨星的B型恆星，其光譜有一個或多個巴耳末發射線。

最亮的Be星水委一，因非常快速自轉而扁平化。

定義和分類 编辑

許多B型光譜的恆星，都顯示出氫的發射線，包括許多超巨星、赫比格Ae/Be星、質量轉移的聯星系統和B[e]星。最好將Be星一詞的使用限制在發射線中顯示一條或多條巴耳末系線的非超巨星；這些有時被稱為經典的Be星[1]。

儘管Be型光譜在B類恆星中產生得最强烈，但在O和A殼層星中也能檢測到，這些恒星有時被歸入「Be星」旗下。Be星主要被認為是主序星，但也包括一些次巨星和巨星[2]。

發現 编辑

第一顆被確認的Be星是策（仙后座γ），在1866年就被安吉洛·西奇觀測到，也是第一顆被發現有發射譜線的恆星[3]。許多其它明亮的恆星也顯示出類似的光譜，然而其中許多已經不再被認為是經典的be星[4]。最亮的Be星水委一（波江座α星），但直到1976年它才被認為是Be星[5][6]。

模型 编辑

隨著20世紀初對發射線形成過程的瞭解，很明顯，Be星中的這些發射線一定來自恆星快速旋轉的作用下從恆星噴出的星周物質[7]。Be星的所有觀測特徵現在都可以用一個由恆星噴出物質形成的氣態盤來解釋。紅外過量和偏振是星光在圓盤中散射的結果，而發射線是恆星的紫外線通過氣態圓盤吸收後，再重新輻射產生的[2]。

殼層星 编辑

主条目：殼層星

一些Be星表現出的光譜特徵被解釋為恆星周圍分離的氣體「外殼」，或者更準確地說是圓盤或環。這些殼層特徵被認為是由於許多be星周圍的氣體盤以邊緣與我們對齊，從而在光譜中產生非常窄的吸收線。

變異性 编辑

主条目：仙后座γ型變星和波江座λ型變星

Be星在視覺和光譜上往往是可變的。當觀測到瞬態或可變盤時，Be星可以被歸類為仙后座γ型變星。在變星總表中，表現出可變性但沒有明確機制指示的Be星被簡單地列為BE。其中一些被認為是脈動恒星，有時被稱為波江座λ型變星。

參考資料 编辑

  1. ^ Porter, John M.; Rivinius, Thomas. Classical Be Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2003, 115 (812): 1153. Bibcode:2003PASP..115.1153P. doi:10.1086/378307  . 
  2. ^ 2.0 2.1 Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe. Classical Be stars. The Astronomy and Astrophysics Review. 2013, 21 (1): 69. Bibcode:2013A&ARv..21...69R. ISSN 0935-4956. S2CID 118652497. arXiv:1310.3962  . doi:10.1007/s00159-013-0069-0. 
  3. ^ Secchi, A. Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber. Astronomische Nachrichten. 1867, 68 (4): 63–64 [2023-05-17]. Bibcode:1866AN.....68...63S. doi:10.1002/asna.18670680405. （原始内容于2023-05-17）. 
  4. ^ Merrill, P. W.; Humason, M. L.; Burwell, C. G. Discovery and Observations of Stars of Class Be. Astrophysical Journal. 1925, 61: 389. Bibcode:1925ApJ....61..389M. doi:10.1086/142899. 
  5. ^ Snow, T. P.; Marlborough, J. M. Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars. Astrophysical Journal. 1976, 203: L87. Bibcode:1976ApJ...203L..87S. doi:10.1086/182025. 
  6. ^ Massa, D. The influence of rotation and stellar winds upon the Be phenomenon. Astronomical Society of the Pacific. 1975, 87: 777. Bibcode:1975PASP...87..777M. doi:10.1086/129842  . 
  7. ^ Struve, Otto. On the Origin of Bright Lines in Spectra of Stars of Class B. Astrophysical Journal. 1931, 73: 94. Bibcode:1931ApJ....73...94S. doi:10.1086/143298. 

進階讀物 编辑

  • Slettebak, A. Slettebak, Arne , 编. Be and Shell Stars. 1976. ISBN 978-94-010-1498-4. doi:10.1007/978-94-010-1498-4. 

外部連結 编辑

  • Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  • Article from Olivier Thizy:

一月 07, 2024
be星, 提示, 此条目的主题不是b, 是一種具有b型光譜和發射線的異質恒星, 一個更狹隘的定義, 有時被稱為, 經典, 是不屬於超巨星的b型恆星, 其光譜有一個或多個巴耳末發射線, 最亮的水委一, 因非常快速自轉而扁平化, 目录, 定義和分類, 發現, 模型, 殼層星, 變異性, 參考資料, 進階讀物, 外部連結定義和分類, 编辑許多b型光譜的恆星, 都顯示出氫的發射線, 包括許多超巨星, 赫比格ae, 質量轉移的聯星系統和b, 最好將一詞的使用限制在發射線中顯示一條或多條巴耳末系線的非超巨星, 這些有時被稱為經. 提示 此条目的主题不是B e 星 Be星是一種具有B型光譜和發射線的異質恒星 一個更狹隘的定義 有時被稱為 經典Be星 是不屬於超巨星的B型恆星 其光譜有一個或多個巴耳末發射線 最亮的Be星水委一 因非常快速自轉而扁平化 目录 1 定義和分類 2 發現 3 模型 4 殼層星 5 變異性 6 參考資料 7 進階讀物 8 外部連結定義和分類 编辑許多B型光譜的恆星 都顯示出氫的發射線 包括許多超巨星 赫比格Ae Be星 質量轉移的聯星系統和B e 星 最好將Be星一詞的使用限制在發射線中顯示一條或多條巴耳末系線的非超巨星 這些有時被稱為經典的Be星 1 儘管Be型光譜在B類恆星中產生得最强烈 但在O和A殼層星中也能檢測到 這些恒星有時被歸入 Be星 旗下 Be星主要被認為是主序星 但也包括一些次巨星和巨星 2 發現 编辑第一顆被確認的Be星是策 仙后座g 在1866年就被安吉洛 西奇觀測到 也是第一顆被發現有發射譜線的恆星 3 許多其它明亮的恆星也顯示出類似的光譜 然而其中許多已經不再被認為是經典的be星 4 最亮的Be星水委一 波江座a星 但直到1976年它才被認為是Be星 5 6 模型 编辑隨著20世紀初對發射線形成過程的瞭解 很明顯 Be星中的這些發射線一定來自恆星快速旋轉的作用下從恆星噴出的星周物質 7 Be星的所有觀測特徵現在都可以用一個由恆星噴出物質形成的氣態盤來解釋 紅外過量和偏振是星光在圓盤中散射的結果 而發射線是恆星的紫外線通過氣態圓盤吸收後 再重新輻射產生的 2 殼層星 编辑主条目 殼層星 一些Be星表現出的光譜特徵被解釋為恆星周圍分離的氣體 外殼 或者更準確地說是圓盤或環 這些殼層特徵被認為是由於許多be星周圍的氣體盤以邊緣與我們對齊 從而在光譜中產生非常窄的吸收線 變異性 编辑主条目 仙后座g型變星和波江座l型變星 Be星在視覺和光譜上往往是可變的 當觀測到瞬態或可變盤時 Be星可以被歸類為仙后座g型變星 在變星總表中 表現出可變性但沒有明確機制指示的Be星被簡單地列為BE 其中一些被認為是脈動恒星 有時被稱為波江座l型變星 參考資料 编辑 Porter John M Rivinius Thomas Classical Be Stars Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2003 115 812 1153 Bibcode 2003PASP 115 1153P doi 10 1086 378307 nbsp 2 0 2 1 Rivinius Thomas Carciofi Alex C Martayan Christophe Classical Be stars The Astronomy and Astrophysics Review 2013 21 1 69 Bibcode 2013A amp ARv 21 69R ISSN 0935 4956 S2CID 118652497 arXiv 1310 3962 nbsp doi 10 1007 s00159 013 0069 0 Secchi A Schreiben des Herrn Prof Secchi Dir Der Sternwarte des Collegio Romano an den Herausgeber Astronomische Nachrichten 1867 68 4 63 64 2023 05 17 Bibcode 1866AN 68 63S doi 10 1002 asna 18670680405 原始内容存档于2023 05 17 Merrill P W Humason M L Burwell C G Discovery and Observations of Stars of Class Be Astrophysical Journal 1925 61 389 Bibcode 1925ApJ 61 389M doi 10 1086 142899 Snow T P Marlborough J M Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars Astrophysical Journal 1976 203 L87 Bibcode 1976ApJ 203L 87S doi 10 1086 182025 Massa D The influence of rotation and stellar winds upon the Be phenomenon Astronomical Society of the Pacific 1975 87 777 Bibcode 1975PASP 87 777M doi 10 1086 129842 nbsp Struve Otto On the Origin of Bright Lines in Spectra of Stars of Class B Astrophysical Journal 1931 73 94 Bibcode 1931ApJ 73 94S doi 10 1086 143298 進階讀物 编辑Slettebak A Slettebak Arne 编 Be and Shell Stars 1976 ISBN 978 94 010 1498 4 doi 10 1007 978 94 010 1498 4 外部連結 编辑Philippe Stee s homepage Hot and Active Stars Research 页面存档备份 存于互联网档案馆 Article from Olivier Thizy Be Stars 取自 https zh wikipedia org w index php title Be星 amp oldid 79405971, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

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