Stea coajă

O stea coajă (o stea cu o coajă (extinsă)) este o stea al cărei spectru indică faptul că este înconjurată de un disc gazos de-a lungul ecuatorului. Învelișurile din jurul stelei sunt încă considerate a nu fi pe deplin explicate, deși apariția lor este explicată parțial prin rotația rapidă . Stelele Shell au un tip spectral de la O7,5 la F5, dar spectrele lor au linii de absorbție extrem de largi datorită prezenței unui disc și rotației rapide. Viteza de rotație la ecuator ajunge la 200-250 km/s, și nu departe de cea la care steaua ar fi sfâșiată. Ele pot avea o strălucire slabă din cauza planetelor care s-au format din discul de gaz și praf. Existența lor nu este atât de neobișnuită: sunt cunoscute două hipergiganți și o stea de clasă B pe secvența principală cu planete, așa că acest lucru este foarte posibil. Spectrele și proprietățile generale ale învelișului unei stele sunt extrem de dificil de interpretat, deoarece spectrele lor sunt distorsionate de linii de emisie puternice . Astfel, atât clasa de luminozitate , cât și tipul spectral exact pot fi determinate incorect [1] .

Stelele Shell sunt împărțite în patru categorii [2] :

• Fiți vedete din clasele spectrale timpurii de la O7.5 la B2.5
• Fiți vedete din clasele spectrale de la B3 la B6.5
• Fiți vedete din clasele spectrale târzii de la B7 la B9.5
• Stele A–F din clase spectrale de la A0 la F5.

De-a lungul timpului, spectrul stelelor din primele clase spectrale variază foarte mult: se poate schimba de la spectrul unei stele Be la spectrul unei stele obișnuite de clasă B. Toate stelele înveliș (spre deosebire de stelele fără coajă) au linii largi de emisie în loc de linii de absorbție. Astfel, în stelele învelișului B, liniile de emisie ale seriei Balmer de hidrogen sunt situate acolo unde într-o stea B obișnuită se află liniile de absorbție corespunzătoare. Stelele din clasa timpurie au de obicei linii de emisie He I și, de regulă, Fe II , în timp ce stelele din clasa târzie au linii de emisie Ca II și Ti II . Se crede că stelele cochilie sunt încă în secvența principală până la giganți , deși clasa lor exactă de luminozitate este neclară [3] .

Exemple

Prototipul de stele coajă este Gamma Cassiopeia . Cel mai strălucitor este Achernar . Un alt reprezentant strălucit este Psi Perseus . Steaua HR 2309 este destul de ciudată  - are o carcasă mică, bine definită.

Vezi și

• Fii vedetă
• Variabila de tip Gamma Cassiopeia

Note

1. ↑ Porter, John M. Despre vitezele de rotație ale stelelor Be și Be-shell. (1996). Data accesului: 15 iulie 2010. Arhivat din original pe 2 mai 2012.  (nedefinit)  (Engleză)
2. ^ Slettebak , A. Spectral types and rotational speeds of the brighter Be stars and AF type shell stars, pagina 80 (1982). Data accesului: 15 iulie 2010. Arhivat din original pe 2 mai 2012.  (nedefinit)  (Engleză)
3. ↑ Quirrenbach, A.; Buscher, D.F.; Mozurkewich, D.; Hummel, CA; Armstrong, JT Hărți de entropie maximă ale stelei Be shell zeta Tauri din interferometrie optică de bază lungă (1994). Data accesului: 15 iulie 2010. Arhivat din original pe 2 mai 2012.  (nedefinit)  (Engleză)