B(e)_star
Bestarと混同しないで
B starです。
B スターしばしば呼ばれる、B 型星は、あるB型星独特有する禁制中性又は低イオン化輝線そのスペクトルです。この指定は、スペクトルクラスB、スペクトル分類システムでの発光を示す小文字のe、および禁制線を示す周囲の角括弧を組み合わせた結果です。これらの星はしばしば強い水素輝線も示しますが、この特徴は他のさまざまな星に存在し、B オブジェクトを分類するには十分ではありません。その他の観測特性には、光学直線偏光と多くの場合赤外線が含まれます通常のBクラスの星よりもはるかに強い放射で、赤外線超過と呼ばれます。B の性質は一過性であるため、B タイプの星は時々通常のBタイプのスペクトルを示し、これまで通常のBタイプの星はB タイプの星になる可能性が
B 星の
周りの星雲HD87643
コンテンツ
1 発見2 分類 3 自然
4 も参照してください
5 参考文献
6 外部リンク
発見
多くのBe星は、スペクトルの特異性を持っていることが発見されました。これらの特徴の1つは、イオン化された鉄および場合によっては他の元素の禁止されたスペクトル線の存在でした。
1973年にこれらの星の一つの研究HD 45677またはFS CMAが、示された赤外線過剰と同様に、、、、および多くを。
1976年の研究のBe星を持つ赤外線行き過ぎはイオン化鉄や他のいくつかの要素から禁断の輝線を示した星のサブセットを同定しました。これらの星はすべて、古典的な主系列のBe星とは異なると考えられていましたが、さまざまな種類の星で構成されているように見えました。B 星という用語は、これらの星をグループ化するために造られました。
B 星の1つのタイプは、非常に明るい超巨星であると容易に識別されました。1985年までに、8つの塵に覆われたB 超巨星がマゼラン雲で知られていました。他のものは間違いなく超巨星ではないことがわかった。いくつかはバイナリであり、他は原始惑星状星雲であり、「B 現象」という用語は、異なるタイプの星が同じタイプのスペクトルを生成できることを明確にするために使用されました。
分類
B 現象がいくつかの異なるタイプの星で発生する可能性があるという認識に続いて、4つのサブタイプが命名されました：
B 超巨星（sgB ）
プリメインシーケンスB 4.5（HAeB ）のサブセットヘルビッヒAE /星て星
コンパクトな惑星状星雲B 星（cPNB ）
共生B スター（SymB ）
既知のB 星の約半分は、これらのグループのいずれにも配置できず、未分類のB 星（unclB ）と呼ばれていました。unclB 星があるためとして再分類されているFSのCMA星、最古のBのいずれかの名前の変数の種類星。
自然
禁止された放射、赤外線超過、およびB 現象を示すその他の特徴は、それ自体が星の性質に関する強力なヒントを提供します。星はイオン化されたガスに囲まれており、Be星と同じように強い輝線を生成します。ガスは、外側の低密度領域に禁制線を形成できるように、また、赤外線超過を生成するダストが形成されるように、十分に伸ばす必要がこれらの機能は、すべてのタイプのB 星に共通です。
かもめ星雲はほぼ円形である
HII地域を中心に
ヘルビッヒAE /スターになる
HD 53367。
sgB 星は、熱く速い風があり、拡張された星周円盤に加えて、より密度の高い星周円盤を生成します。HAeB は、星を形成している分子雲の残骸に囲まれています。バイナリB 星は、ロッシュローブのオーバーフローによって、ある星から別の星に移動するときに、物質の円盤を生成する可能性がcPNB は、AGB後の星であり、活発に融合する星として人生の終わりに達した後、大気全体を流しました。FS CMa星は、急速に回転する質量損失成分を持つバイナリのように見えます。
も参照してください
ガス殻星
参考文献
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外部リンク
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ティジー、オリヴィエ。「星になりなさい」。”