Skalstjärna

En skalstjärna (en stjärna med ett (förlängt) skal) är en stjärna vars spektrum indikerar att den är omgiven av en gasskiva längs ekvatorn. Skalen runt stjärnan anses fortfarande inte vara helt förklarade, även om deras förekomst delvis förklaras av snabb rotation . Skalstjärnor har en spektraltyp från O7,5 till F5, men deras spektra har extremt breda absorptionslinjer på grund av närvaron av en skiva och snabb rotation. Rotationshastigheten vid ekvatorn når 200-250 km / s, och inte långt från den där stjärnan skulle slitas isär. De kan ha ett svagt skimmer på grund av planeterna som bildades från skivan av gas och damm. Deras existens är inte så ovanlig: två hyperjättar och en B-klassstjärna på huvudsekvensen med planeter är kända, så detta är fullt möjligt. Spektra och allmänna egenskaper hos skalet på en stjärna är extremt svåra att tolka, eftersom deras spektra förvrängs av starka emissionslinjer . Således kan både luminositetsklassen och den exakta spektraltypen bestämmas felaktigt [1] .

Skalstjärnor är indelade i fyra kategorier [2] :

• Var stjärnor i tidiga spektralklasser från O7.5 till B2.5
• Var stjärnor i spektralklasser från B3 till B6.5
• Bli stjärnor i sena spektralklasser från B7 till B9.5
• A–F-stjärnor i spektralklasser från A0 till F5.

Över tiden varierar spektrumet av stjärnor i tidiga spektralklasser kraftigt: det kan ändras från spektrumet av en Be-stjärna till spektrumet för en vanlig B-klassstjärna. Alla skalstjärnor (till skillnad från stjärnor utan skal) har breda emissionslinjer istället för absorptionslinjer. I skal B-stjärnor är alltså emissionslinjerna för Balmer-serien av väte placerade där i en vanlig B-stjärna motsvarande absorptionslinjer finns. Tidiga klassstjärnor har vanligtvis He I och, som regel, Fe II emissionslinjer , medan sentklassade stjärnor har Ca II och Ti II emissionslinjer . Man tror att skalstjärnor fortfarande är inom huvudsekvensen upp till jättar , även om deras exakta ljusstyrkaklass är oklart [3] .

Exempel

Prototypen av skalstjärnor är Gamma Cassiopeia . Den ljusaste är Achernar . En annan lysande representant är Psi Perseus . Stjärnan HR 2309 är ganska märklig  - den har ett litet, skarpt definierat skal.

Se även

• Be-stjärna
• Cassiopeia Gamma Typ Variabel

Anteckningar

1. ↑ Porter, John M. Om rotationshastigheterna för Be- och Be-shell-stjärnor. (1996). Datum för åtkomst: 15 juli 2010. Arkiverad från originalet den 2 maj 2012.  (obestämd)  (Engelsk)
2. ↑ Slettebak, A. Spektraltyper och rotationshastigheter för de ljusare Be-stjärnorna och skalstjärnorna av AF-typ, sidan 80 (1982). Datum för åtkomst: 15 juli 2010. Arkiverad från originalet den 2 maj 2012.  (obestämd)  (Engelsk)
3. ↑ Quirrenbach, A.; Buscher, D.F.; Mozurkewich, D.; Hummel, CA; Armstrong, JT Maximum-entropi-kartor över Be shell-stjärnan zeta Tauri från optisk långbaslinjeinterferometri (1994). Datum för åtkomst: 15 juli 2010. Arkiverad från originalet den 2 maj 2012.  (obestämd)  (Engelsk)