スターになろう

Be 型星は、 B 型のスペクトル型と輝線を持つ異質な星の集合です。より狭い定義は、古典的 Be 型星と呼ばれることもあり、スペクトルに 1 つ以上のバルマー輝線がある、またはかつてあった非超巨星B 型星です。

多くの恒星はB型スペクトルを持ち、水素輝線を示す。これには多くの超巨星、ハービッグAe/Be星、質量移動連星系、B[e]星が含まれる。Be星という用語は、1本以上のバルマー系列輝線を放射する非超巨星に限定して使用することが好ましい。これらは古典的Be星と呼ばれることもある。輝線は特定の時間にのみ存在することがある。^[1]

Be型スペクトルはB型星で最も強く生成されるが、O殻星やA殻星でも検出され、これらは「Be型星」の枠に含まれることもある。Be型星は主に主系列星と考えられているが、準巨星や巨星も含まれる。^[2]

Be星として最初に認識された星は、1866年にアンジェロ・セッキが観測したカシオペヤ座ガンマ星で、輝線が観測された最初の星でした。^[3] 同様のスペクトルを示す明るい星は他にもたくさん見つかりましたが、その多くはもはや古典的なBe星とは見なされていません。^[4] 最も明るいのはアケルナルですが、1976年までBe星として認識されていませんでした。^{[5] [6]}

20世紀初頭に輝線形成の過程が解明され、Be星のこれらの輝線は、星の急速な自転によって星から放出された恒星周縁物質から生じているに違いないことが明らかになった。^[7] Be星の観測特性はすべて、星から放出された物質で形成されたガス円盤で説明できるようになった。赤外線過剰と偏光は、円盤内での恒星光の散乱によって生じ、輝線はガス円盤内での恒星紫外線の再処理によって形成される。^[2]

一部の Be 型星は、星を取り囲むガスの分離した「殻」、より正確には円盤またはリングとして解釈されるスペクトル特性を示します。これらの殻特性は、多くの Be 型星の周囲に存在するガスの円盤が私たちの方向に端を合わせて整列し、スペクトルに非常に狭い吸収線を生成するときに発生すると考えられています。

Be 星は、視覚的にも分光学的にも変光性があることが多い。Be 星は、一時的な変光または変光ディスクが観測される場合、カシオペヤ座ガンマ星変光星として分類されることがある。明確なメカニズムが示されないまま変光する Be 星は、変光星総合カタログでは単に BE として記載されている。これらのうちいくつかは脈動星であると考えられており、エリダヌス座ラムダ星変光星と呼ばれることもある。

• スレットバック、A. (1976)。スレットバック、アーン (編)。ビーとシェルスターズ。土井：10.1007/978-94-010-1498-4。ISBN 978-94-010-1498-4。

• Philippe Stee のホームページ: Hot and Active Stars Research
• オリヴィエ・ティジーの記事: スターになろう
• 「Be 星スペクトル (BeSS) データベース」。basebe.obspm.fr。