For faster navigation, this Iframe is preloading the Wikiwand page for
Оболонкові зорі.
Оболонкові зорі
Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Оболонкові зорі, інша назва — змінні типу γ Кассіопеї,[1] — це зорі зі спектром, характеристики якого вказують на наявність довкола екватора зорі навколозоряного газового диску. Вони демонструють нерегулярні зміни яскравості через витік речовини. Оболонкові зорі швидко обертаються, що вважається частковим поясненням механізму їх змінності, але таємниці цих зір повністю ще не розкриті. Оболонкові зорі належать до спектральних класів від O7,5 до F5, але їх спектр має надзвичайно розширені лінії поглинання, спричинені швидким обертанням та газовим диском (він також відповідальний за інші особливості спектра). Швидкість обертання становить 200—250 км/с — майже на межі, коли прискорення обертання зашкодить цілісності зорі. Спектр і загальні характеристики оболонкових зір важко пояснюються, оскільки на нормальні риси спектра накладається змінна емісія, тому і клас світності, і точний спектральний клас зорі можуть легко були визначені неправильно.
Be-зорі середніх спектральних класів від B3 до B6.5.
Be-зорі пізніх спектральних класів від B7 до B9.5.
Оболонкові зорі спектральних класів A—F (від A0 до F5).
Спектр зорі у довгостроковому періоді змінний, і оболонкові зорі раннього типу можуть змінювати спектр з характерного для Be зорі на типовий для звичайної зорі класу B. Усі оболонкові зорі мають у спектрі розширені лінії емісії замість ліній поглинання, характерних для необолонкових зір того ж класу. Так, оболонкові зорі класу B мають лінії бальмерівські лінії емісії водню там, де звичайна зоря класу B має лінію поглинання. Більш ранні оболонкові зорі, як правило, мають емісію іонізованого гелію першого ступеня (He I) та часто іонізованого заліза другого ступеня (Fe II), більш пізні оболонкові зорі мають емісію іонізованих (другого ступеня) кальцію (Ca II) та титану (Ti II). Вважається, що оболонкові зорі розташовані у діапазоні між головною послідовністю та гігантами, однак точний клас світності невідомий через розширення ліній емісії внаслідок швидкого обертання.
Цей розділ містить динамічний перелік, який ніколи не зможе задовольнити певні стандарти повноти. Ви можете доповнити прогалини за допомогою авторитетних джерел.
↑ аб(візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))
↑ абTur, N. S.; Goraya, P. S. (April 1988). Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei. Astrophysics and Space Science. 143 (1): 99—105. Bibcode:1988Ap&SS.143...99T. doi:10.1007/BF00636758.
This browser is not supported by Wikiwand :( Wikiwand requires a browser with modern capabilities in order to provide you with the best reading experience. Please download and use one of the following browsers:
Your input will affect cover photo selection, along with input from other users.
X
Get ready for Wikiwand 2.0 🎉! the new version arrives on September 1st! Don't want to wait?
Oh no, there's been an error
Please help us solve this error by emailing us at support@wikiwand.com
Let us know what you've done that caused this error, what browser you're using, and whether you have any special extensions/add-ons installed.
Thank you!