Estrellas variables de Tipo Be. Generalidades

Las estrellas Be se definen como estrellas de rotación rápida de tipo O, B, A de clases de luminosidad III-V que forman líneas de emisión de Balmer. A veces, los perfiles de línea de helio y hierro también aparecen en la emisión. Muchas estrellas B muestran estas características, pero las estrellas Be corresponden únicamente a la clase de las no supergigantes (clases III a V). Aproximadamente el 10% de las estrellas de tipo B no supergigantes presentan las características de las estrellas Be. La mayoría de las estrellas Be pertenecen a las clases espectrales B0 a B7. El 5% de Be son de tipo espectral O8-O9.5 y un pequeño porcentaje (1%) pertenece al tipo espectral A0 o A1.

Una característica de las estrellas Be proviene de la variabilidad de aspecto de las líneas de hidrógeno (y, a veces, helio y hierro). Las estrellas pueden, en un ciclo de unos pocos años, mostrar líneas en fuerte emisión, generalmente completamente ausentes (confundidas con el continuo) o en absorción como en una estrella normal. La frecuencia de las variaciones de las líneas de perfil cubre un rango muy amplio ya que algunas estrellas Be pueden mostrar ciertos cambios de perfil de línea en unas pocas horas o minutos mientras que otras pueden permanecer estables durante años. En ocasiones se pueden superponer varios ciclos de variaciones con periodos muy diferentes. Las propias características de emisión tienen una gran variedad de perfiles. Una situación típica es la cáscara configuración en la que una línea de absorción estrecha y profunda está en el centro de una línea de emisión ancha. En algún momento, las alas de la línea de absorción fotosférica son visibles a ambos lados del perfil de la línea de emisión. Es probable que la mayoría de las estrellas Be presenten una fase de "caparazón" en algún momento de su vida.

El origen de la emisión de las líneas está relacionado con la presencia de un disco y/o una envoltura aplanada en rápida rotación. La velocidad de rotación del material circunestelar, que puede superar los 300 km/s, lo que explica que la mayoría de estas estrellas muestren líneas muy ensanchadas (ensanchamiento Doppler). Debe recordarse que lo que se observa es una velocidad aparente, que difiere de la verdadera velocidad del disco V debido a la inclinación del eje de rotación i desde la línea de visión del observador. La velocidad medida es, por lo tanto , V.sin i , la velocidad rotacional proyectada, y no V. Si una estrella Be muestra una velocidad de rotación proyectada baja, la mayor parte del tiempo se debe a que i tiene un valor bajo (vista polar de la estrella). Si el material en el disco es lo suficientemente grueso ópticamente, observamos unas líneas de absorción estrechas desde la parte del disco que se proyecta frente a la estrella subyacente (para esta situación, el material se mueve esencialmente en ángulo recto con la línea de visión). , por lo que no hay ensanchamiento Doppler). Esto explica la subclase Be-shell .

Prof. Fís. Daniel Mendicini

Coordinador General SEV

Propuesta de estudios

Proposta de estudo

Study proposal

arimsiqueira

AAVSO Observer Code

SAMA

Affiliation

American Association of Variable Star Observers (AAVSO)

Full Name

Ari Siqueira

Location

Betim, Minas Gerais, BR

Background/Interesting Fact

First hooked to Astronomy during my mid-teens; definitely fell in love with it in Athens/GA, USA, by the time of Halley's comet perihelion in 1985-86.

Practicing photometric and spectroscopic observation of Be stars.

Backyard DIY observatory located at 19° 57' S / 44° 15' W, 780 m; 203-mm f/10 SCT, 80-mm f/5 achromatic refractor.

Affiliated with the British Astronomical Association, the Variable Stars South, the Sociedade Astronômica Brasileira, the Alfa Crucis Group, the União Brasileira de Astronomia, the Liga Iberoamericana de Astronomía - Sección Estrellas Variables, and the Centro de Estudos Astronômicos de Minas Gerais.