Stea Be

O stea Be este de tip spectral B și, în plus, arată linii spectrale de emisie. Stelele Be sunt stele care au o foarte mare viteză de rotație (mai multe sute de kilometri pe secundă la ecuator), și care au un disc în jurul lor. Acest disc este responsabil de liniile de emisie.

Stele ca γ Cassiopeiae, λ Eridani, α Eridani (Achernar), sau ο Puppis sunt exemple de stele Be.

O stea Be poate face parte dintr-o binară X. În acest caz este considerată ca fiind o binară X foarte masivă. Perioada sa orbitală cu companionul său compact este în acest caz mai mare de 15 zile, iar excentricitatea sa orbitală foarte slabă (cu alte cuvinte, orbita sa este cvasicirculară). În cazul în care obiectul compact însoțitor al stelei Be este o stea neutronică detectată sub forma unui pulsar X, se observă empiric o relație de proporționalitate între perioada orbitală a sistemului și perioada de rotație a pulsarului.

Stelele Be: de la descoperirea lor la primul model

Descoperirea stelelor Be

Pe când dezvolta o clasificare a spectrelor stelelor (1863-1866), părintele Angelo Secchi, director al Observatorio del Collegio Romano al Vaticanului, a remarcat că linia H $\beta$ a stelei $\gamma$ Cassiopeiae era în emisie. A publicat această descoperire în jurnalul Astronomische Nachrichten în 1866 și a calificat această emisiune drept „particularitate curioasă a stelei $\gamma$ Cassiopeiae” (Secchi, 1866). Această descoperire marchează începutul căutării unor noi stele Be și a primelor modele pentru explicarea particularităților lor.

Caracteristici

Deși marea majoritate a stelelor Be sunt în secvența principală, acestei categorii îi aparțin și o heterogenitate de alte tipologii stelare, între care, stele din pre-secvența principală (îndeosebi stele Be Herbig), gigante și supergigante albastre post-secvența principală, nuclee de nebuloase protoplanetare și planetare.^[1]

Principalele stele Be

Tabelul care urmează reunește cele mai strălucitoare stele Be de pe cerul nocturn, în ordinea descrescătoare a magnitudinii lor aparente.

Nume	Denumirea Bayer / Flamsteed	Clasă spectrală	Viteza de rotație (km/s) -limită inferioară-	Magnitudine aparentă media
Achernar	Alpha Eridani	B3Ve	251	+0,45
Tsih	Gamma Cassiopeiae	B0.5IVe	300	+2,15
—	Eta Centauri	B1Vne	333	+2,23
Phecda sau Phad	Gamma Ursae Majoris	A0Ve	168	+2,41
—	Delta Centauri	B2IVne	263	+2,58
—	Alpha Arae	B2Vne	298	+2,85
Alcyone	Eta Tauri	B7IIIe	215	+2,85
Gomeisa	Beta Canis Minoris	B8Ve	276	+2,89
PP Carinae	p Carinae	B4Vne	285	+3,36
Electra	17 Tauri	B6IIIe	170	+3,72
—	Kappa Draconis	B6IIIpe	250	+3,88
—	48 Persei	B3Ve	190	+4,00
Merope	23 Tauri	B6IVe	282	+4,14
—	Theta Coronae Borealis	B6Vnn	393	+4,14
—	Psi2 Aquarii	B5V	332	+4,39
Fum al Samakah	Beta Piscium	B6Ve	104	+4,49
—	Omicron Puppis	B1IVnne	440	+4,50
—	Phi Andromedae	B6IVe	81	+4,54
Seat	Pi Aquarii	B1Ve	300	+4,79
—	Psi1 Orionis	B1Ve	310	+4,87
Pleione	28 Tauri	B8Vpe	329	+5,05

Note

^ en H. J. G. L. M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, An improved classification of Be type stars, In: Astronomy and Astrophysics, volume 340, pp.117-128, 1998

Bibliografie

Baade, D. 2000, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vil. 214, IAU Colloquium 175 : The Be phenomenon in Early-Type Stars, ed. M.A.Smith, H.F. Henrichs, & J. Fabregat, 178
Baade, D. & Balona, L.A. 1994, in IAU Symposium, Vol. 162, Pulsation ; Rotation ; and Mass Loss in Early-Type Stars, ed. L.A.Balona, H.F. Henrichs, & J.M. Le Contel, 311
Bidelman, W. P. & Weitenbeck, A. J. 1976, in IAU Symposium, Vol. 70, Be and Shell Stars, ed. A. Slettebak, 29
Bohlin, R.C. 1970, Astrophysical Journal, 162, 571
Castor, J.I., Abbott, D.C., & Klein, R.I. 1975, Astrophysical Journal, 195, 157
Collins, II, G.W. 1987, in IAU Colloquium 92 : Physics of Be Stars, Ed. A. Slettebak & T. P. Snow, 3-19
Grady, C.A., Bjorkman, K.S. & Snow, T.P. 1987, Astrophysical Journal, 320, 376
Hubert, A.M. 2007, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 361, Active OB-Stars : Laboratories for Stellar and Circumstellar Physics, ed. A.T. Okazaki, S.P. Owocki & S. Stefl, 27
Jaschek, M. Slettebak, A. & Jaschek, C. 1981, Be star terminology
Jeans, J. 1928, Astronomy & Cosmology, 257
Porter, J. M. & Rivinius, T. 2003, PASP, 115, 1153
Secchi, A. 1866, Astronomische Nachrichten, 68, 63
Slettebak, A. 1949, Astrophysical Journal, 110, 498
Slettebak, A. 1979, Space Science Reviews, 23, 541
Snow, T.P. 1981, Astrophysical Journal, 110, 498
Snow, T.P. 1987, in IAU Colloquium 92 : Physics of Be Stars, ed. A. Slettebak & T.P. Snow, 250-260
Stee, P. 1996, Astronomy & Astrophysics, 311, 945
Struve, O. 1931, Astrophysical Journal, 73, 94
Waters, L.B.F.M. 1986, Astronomy & Astrophysics, 162, 121.

Legături externe

en Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research
en Article from Olivier Thizy: Be Stars Arhivat în 27 septembrie 2011, la Wayback Machine.
en ESO press release for Seagull Nebula image The Wings of the Seagull Nebula

Portal astronomie

[1] H. J. G. L. M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, An improved classification of Be type stars, In: Astronomy and Astrophysics, volume 340, pp.117-128, 1998

[1]