Stella Be

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La estrella Be AchernarEridani ).

Una estrella Be es una estrella de clase espectral B cuyo espectro se caracteriza por líneas de emisión prominentes (indicadas por la letra "e" después de la B) de hidrógeno ; la presencia de líneas de emisión de otros elementos ionizados no es infrecuente, pero suelen parecer más débiles. Otras características de observación incluyen la polarización lineal de la luz y, a menudo, un exceso de emisión infrarroja , debido a la presencia de un disco circunestelar . La etapa de la estrella Be es transitoria: cualquier estrella de clase B puede convertirse en una estrella Be en cualquier momento y viceversa. La primera estrella reconocida como perteneciente a esta clase estelar fue γ Cassiopeiae , observada en 1866 por Angelo Secchi , así como la primera estrella en cuyo espectro se han identificado líneas de emisión.

Características

Aunque la gran mayoría de las estrellas Be están en la secuencia principal , un conjunto heterogéneo de otros tipos de estrellas pertenecen a esta categoría, incluidas las estrellas pre-secuencia principal (especialmente las estrellas Be de Herbig ), gigantes y supergigantes post-secuencia principal, núcleos de protoplanetarios y nebulosas planetarias . [1]

Las líneas de emisión de las estrellas Be provienen del entorno alrededor de la estrella, no de la estrella en sí: de hecho, se ha identificado la presencia de discos circunestelares alrededor de estas estrellas, que consisten en materia gaseosa que se cree que está formada por material expulsado. de la estrella, principalmente hidrógeno. El exceso de radiación infrarroja y la polarización son consecuencia de la difusión de la luz estelar por el disco, mientras que las líneas de emisión se originan como consecuencia del reprocesamiento de la radiación ultravioleta estelar en el interior del disco.

Las estrellas Be se caracterizan por tener velocidades de rotación muy altas, confirmadas por las mediciones interferométricas de algunas de estas estrellas, como AchernarEridani ). Sin embargo, la rotación no es suficiente para explicar cómo se forma este disco de materia expulsada; Los astrónomos creen que están involucrados otros mecanismos de expulsión, que involucran el campo magnético de la estrella o la presencia de pulsaciones no radiales de la superficie estelar . La naturaleza transitoria de la fase estelar de Be parece estar vinculada a estos procesos secundarios, aunque los mecanismos detallados aún están en estudio.

Algunas estrellas Be también son variables y pertenecen principalmente a una de las clases Gamma Cassiopeiae o Lambda Eridani .

Estrellas principales Be

La siguiente tabla recopila las estrellas Be más brillantes del cielo.

Nombre de pila Bayer / Flamsteed Clase espectral Velocidad de rotación
( km / s ) -límite inferior-
Magnitud aparente
promedio
Achernar α Eridani B3Ve 251 +0.45
Tsih γ Cassiopeiae B0.5IVe 300 +2.15
- η Centauri B1Vne 333 +2.23
Phecda o Phad γ Ursae Majoris A0Ve 168 +2.41
- δ Centauros B2IVne 263 +2.58
- α Arae B2Vne 298 +2.85
Alción η Tauri B7IIIe 215 +2.85
Gomeisa β Canis Minoris B8Ve 276 +2.89
PP Carinae p Carinae B4Vne 285 +3,36
Electra 17 Tauri B6IIIe 170 +3,72
- κ Draconis B6IIIpe 250 +3,88
- 48 perdí B3Ve 190 +4,00
Merope 23 Tauri B6IVe 282 +4,14
- θ Coronae Borealis A B6Vnn 393 +4,14
- ψ 2 Acuarios B5V 332 +4,39
Fum al Samakah β Piscio B6Ve 104 +4.49
- ο Puppis B1IVnne 440 +4,50
- φ Andrómeda A B6IVe 81 +4.54
Asiento π Acuario B1Ve 300 +4,79
- ψ 1 Orionis B1Ve 310 +4,87
Pleione 28 Tauri B8Vpe 329 +5.05

Nota

  1. ^ HJGLM Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, Una clasificación mejorada de estrellas de tipo B [e] , en Astronomy and Astrophysics , vol. 340, 1998, págs. 117-128.

Bibliografía

  • J. Porter, Th. Rivinius, Classical Be stars , en Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , vol. 115, n. 812, octubre de 2003, págs. 1153-1170, DOI : 10.1086 / 378307 . Consultado el 7 de septiembre de 2009 .

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