シェルスター

シェル星は、極めて幅広い吸収線と、いくつかの非常に狭い吸収線を示すスペクトルを持つ星です。また、通常はバルマー系列からの輝線も示しますが、他の線の輝線が見られる場合もあります。幅広い吸収線は光球の急速な回転によるもので、輝線は赤道円盤からのもので、狭い吸収線は円盤をほぼ真横から見たときに生成されます。

殻星はスペクトル型がO7.5 から F5 で、自転速度は 200～300 km/s であり、自転加速によって星が破壊される地点からそれほど遠くありません。

殻星は、回転により広がった光球スペクトル線と非常に狭い吸収線の組み合わせによってグループとして定義されます。^{[1] [2]} 輝線は頻繁に存在しますが、定義的な特徴とは見なされていません。存在する正確なスペクトル線はある程度異なります。バルマー輝線は非常に一般的ですが、より冷たい星では弱いか存在しない場合があります。鉄II線は一般的ですが、常に存在するわけではありません。ヘリウム線は最も熱い星で見られることがあります。光球線は回転により広がっており、投影速度は200km  /s以上^[3]

殻星のスペクトルの線プロファイルは複雑で、翼、核、吸収と放出の特徴の重なりが変化する。場合によっては、特定の吸収と放出の特徴が、線プロファイルの修正、または別の線の弱化としてのみ見える。これにより、二重ピーク線や三重ピーク線、または非対称線が生じる。^[2]

殻星は一般的に輝線を持つためBe星であることが多いが、スペクトル型O、A、時にはF型でも発生することがある。^[2]

殻星は4つのカテゴリーに細分化されているが、これらのカテゴリーはもはや意味があるとは認識されておらず、現代の出版物ではほとんど見られない。^[3]

• スペクトル型 O7.5 から B2.5 の初期のBe 型星
• 中期Be型星（B3～B6.5型）
• B7型からB9.5型の晩期Be型星、および
• A0からF5までのAFシェルスター。

既知の殻星の大部分はスペクトル型Bである。しかし、このため、より低温の殻星の多くが未発見のままとなっている。^[1] Be現象、そしてBe星という用語自体は、現在ではスペクトル型Bだけでなく、A、時にはO型やF型の類似の星にも広く適用されている。

殻星は、スペクトルと明るさに変動を示すことが多い。殻の特徴が現れたり消えたりすることもあり、星は殻星から通常のB星またはBe星に変化する。殻の変化または消失により不規則な変動を示す殻星は、ガンマ・カシオペヤ変光星と呼ばれる。^[4] プレオネとガンマ・カシオペヤ自体は、スペクトルに強い殻の特徴が現れ、明るさが大幅に増減する断続的な殻エピソードを持つ変光星である。他の時には、殻はスペクトルで検出できず、輝線さえ消えることがある。^[2]

• 1 デルフィニ

• ポーター、ジョン M. (1996)。「Be型および Be 殻型星の回転速度について」。王立天文学会月報。280 (3): L31–L35。Bibcode : 1996MNRAS.280L..31P。doi : 10.1093/mnras/280.3.L31。
• Quirrenbach, A.; Buscher, DF; Mozurkewich, D.; Hummel, CA; Armstrong, JT (1994). 「光学長基線干渉法による Be 殻星ゼータ タウリの最大エントロピー マップ」。天文学と天体物理学。283 : L13。Bibcode : 1994A&A...283L..13Q。