Be-звёзды — очень горячие звёзды спектрального класса B ( эффективная температура от 10 000 до 30 000 K) со светимостью класса от III до V (то есть не сверхгиганты ), спектр которых показывает по крайней мере одну эмиссионную линию излучения — как правило, бальмеровскую серию водорода . Иногда присутствуют другие линии излучения, например нейтрального гелия , но они, как правило, значительно слабее. Be-звёзды могут проявлять эмиссионные линии только время от времени, то есть иногда показывать спектр обычной звезды класса B. Также может возникнуть ситуация, когда до сих пор нормальная B-звезда становится Be-звездой .

В обозначении присутствуют две буквы: B , указывающая на спектральный класс, и строчная e , обозначающая излучение (emission) в спектральной классификации . Другими характеристиками Be-звёзд являются линейная поляризация оптического излучения и очень часто избыток инфракрасного излучения , который выражен гораздо сильнее, чем в обычных B-звёздах. Некоторые из этих звёзд являются переменными с периодами от нескольких часов до нескольких дней. У некоторых Be-звезд замечены пульсации поверхности, а в одном случае мощное магнитное поле .

Хотя большинство Be-звёзд лежат на главной последовательности , идентификатор «Be», на самом деле, может относиться к достаточно разнородной группе объектов, включая звёзды ещё не вышедшие на главную последовательность , сверхгиганты , симбиотические B[е] звёзды , протопланетарные туманности и др. Могут существовать подклассы: B[е] сверхгиганты, Звёзды Хербига (Ae/Be) , компактные планетарные туманности B[е] и прочие «неопределённые» категории .

Первой звездой, которая была обозначена как Be-звезда, стала Гамма Кассиопеи . Её спектр в 1866 году изучил Анджело Секки , и это была первая звезда, в спектре которой наблюдались эмиссионные линии. С пониманием процессов, происходящих внутри звёзд, в начале XX века стало ясно, что эмиссионные линии должны исходить от околозвёздной окружающей среды, а не от самой звезды. В настоящее время все наблюдаемые особенности объясняются газовым диском, который образуется из материала, выброшенного из звезды. Избыток инфракрасного излучения и поляризация образуется в результате рассеяния света в околозвёздных дисках, а линии излучения формируются при прохождении звёздного ультрафиолета через газовый диск.

Be-звёзды, как правило, быстро вращаются. Одним из примеров, который получил подтверждение с помощью интерферометрических измерений, является Ахернар . Тем не менее одного быстрого вращения, возможно, недостаточно для формирования околозвёздного диска, требуется дополнительный механизм сброса газа из звезды, например мощное магнитное поле или нерадиальные звёздные пульсации . То, что характеристики Be-звёзд проявляются только время от времени, может быть связано, скорее всего, с природой именно этих дополнительных механизмов, но детали в настоящее время ещё обсуждаются .

Be-звёзды, как правило, переменны и могут быть классифицированы как переменные типа Гаммы Кассиопеи из-за процесса рассеяния в диске или как переменные типа Лямбды Эридана с учётом их пульсационного характера.

См. также

• Оболочечная звезда

Примечания