Be-зорі — неоднорідна сукупність зір спектрального класу B з емісійними лініями. Вужче визначення, яке іноді називають "класичними Be-зорями", стосується не-надгігантів класу B, у спектрі яких є або раніше спостерігалися одна чи кілька емісійних ліній серії Бальмера.
Визначення і класифікація Багато зір мають спектри класу B й демонструють емісійні лінії водню, зокрема численні надгіганти, Ae/Be-зорі Гербіга, подвійні системи з обміном масою та B[e]-зорі. Зазвичай термін «Be-зоря» обмежують не-надгігантами, що демонструють одну або кілька ліній серії Бальмера в емісії. Їх іноді називають класичними Be-зорями. Емісійні лінії можуть з’являтися лише в певні періоди часу.
Хоча спектр типу Be найчастіше формується в зорях класу B, його також виявляють в оболонкових зір спектральних класів O та A, і такі об’єкти іноді також відносять до Be-зір. Переважно Be-зорі вважають зорями головної послідовності, але до них також належать деякі субгіганти та гіганти.
Відкриття Першою зорею, визнаною Be-зорею, була γ Кассіопеї, яку спостерігав 1866 року Анджело Секкі. Вона також стала першою зорею, у спектрі якої виявили емісійні лінії. Багато інших яскравих зір згодом також виявили подібні спектри, хоча значну частину з них нині не вважають класичними Be-зорями. Найяскравішою з них є Ахернар, хоча його визнали Be-зорею лише у 1976 році.
Модель Після з’ясування процесів формування емісійних ліній на початку XX століття стало очевидно, що ці лінії в Be-зорях походять від навколозоряної речовини, викинутої зорею за сприяння її швидкого обертання. Усі спостережні властивості Be-зір нині пояснюють наявністю газового диска, утвореного з речовини, викинутої зорею. Інфрачервоний надлишок і поляризація виникають унаслідок розсіювання зоряного світла в диску, тоді як емісійні лінії формуються в результаті перевипромінювання ультрафіолетового світла зорі газовим диском.
Зорі з оболонкою
Деякі Be-зорі демонструють спектральні особливості, які інтерпретують як відокремлену «оболонку» газу навколо зорі, або точніше як диск чи кільце. Вважають, що ці оболонкові особливості виникають, коли газовий диск, наявний у багатьох Be-зір, орієнтований ребром до спостерігача, що призводить до появи дуже вузьких ліній поглинання у спектрі.
Змінність
Be-зорі часто виявляють фотометричну та спектроскопічну змінність. Їх відносять до змінних типу γ Кассіопеї, коли спостерігають тимчасовий або змінний диск. Ті Be-зорі, що демонструють змінність без чітко встановленого механізму, у Загальному каталозі змінних зір позначають просто як BE. Деякі з них, імовірно, є пульсуючими зорями і їх іноді називають змінними типу λ Ерідана.
Див. також Оболонкові зорі B[e]-зоря
Примітки
Література
Посилання Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research Article from Olivier Thizy: Be Stars