Stea Be
O stea Be este de tip spectral B și, în plus, arată linii spectrale de emisie. Stelele Be sunt stele care au o foarte mare viteză de rotație (mai multe sute de kilometri pe secundă la ecuator), și care au un disc în jurul lor. Acest disc este responsabil de liniile de emisie.

Stele ca γ Cassiopeiae, λ Eridani, α Eridani (Achernar), sau ο Puppis sunt exemple de stele Be.

O stea Be poate face parte dintr-o binară X. În acest caz este considerată ca fiind o binară X foarte masivă. Perioada sa orbitală cu companionul său compact este în acest caz mai mare de 15 zile, iar excentricitatea sa orbitală foarte slabă (cu alte cuvinte, orbita sa este cvasicirculară). În cazul în care obiectul compact însoțitor al stelei Be este o stea neutronică detectată sub forma unui pulsar X, se observă empiric o relație de proporționalitate între perioada orbitală a sistemului și perioada de rotație a pulsarului.

Stelele Be: de la descoperirea lor la primul model

Descoperirea stelelor Be
Pe când dezvolta o clasificare a spectrelor stelelor (1863-1866), părintele Angelo Secchi, director al Observatorio del Collegio Romano al Vaticanului, a remarcat că linia H a stelei  Cassiopeiae era în emisie. A publicat această descoperire în jurnalul Astronomische Nachrichten în 1866 și a calificat această emisiune drept „particularitate curioasă a stelei  Cassiopeiae” (Secchi, 1866). Această descoperire marchează începutul căutării unor noi stele Be și a primelor modele pentru explicarea particularităților lor.

Caracteristici
Deși marea majoritate a stelelor Be sunt în secvența principală, acestei categorii îi aparțin și o heterogenitate de alte tipologii stelare, între care, stele din pre-secvența principală (îndeosebi stele Be Herbig), gigante și supergigante albastre post-secvența principală, nuclee de nebuloase protoplanetare și planetare.

Principalele stele Be
Tabelul care urmează reunește cele mai strălucitoare stele Be de pe cerul nocturn, în ordinea descrescătoare a magnitudinii lor aparente.

Note

Bibliografie
Baade, D. 2000, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vil. 214, IAU Colloquium 175 : The Be phenomenon in Early-Type Stars, ed. M.A.Smith, H.F. Henrichs, & J. Fabregat, 178
Baade, D. & Balona, L.A. 1994, in IAU Symposium, Vol. 162, Pulsation ; Rotation ; and Mass Loss in Early-Type Stars, ed. L.A.Balona, H.F. Henrichs, & J.M. Le Contel, 311
Bidelman, W. P. & Weitenbeck, A. J. 1976, in IAU Symposium, Vol. 70, Be and Shell Stars, ed. A. Slettebak, 29
Bohlin, R.C. 1970, Astrophysical Journal, 162, 571
Castor, J.I., Abbott, D.C., & Klein, R.I. 1975, Astrophysical Journal, 195, 157
Collins, II, G.W. 1987, in IAU Colloquium 92 : Physics of Be Stars, Ed. A. Slettebak & T. P. Snow, 3-19
Grady, C.A., Bjorkman, K.S. & Snow, T.P. 1987, Astrophysical Journal, 320, 376
Hubert, A.M. 2007, in Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 361, Active OB-Stars : Laboratories for Stellar and Circumstellar Physics, ed. A.T. Okazaki, S.P. Owocki & S. Stefl, 27
Jaschek, M. Slettebak, A. & Jaschek, C. 1981, Be star terminology
Jeans, J. 1928, Astronomy & Cosmology, 257
Porter, J. M. & Rivinius, T. 2003, PASP, 115, 1153
Secchi, A. 1866, Astronomische Nachrichten, 68, 63
Slettebak, A. 1949, Astrophysical Journal, 110, 498
Slettebak, A. 1979, Space Science Reviews, 23, 541
Snow, T.P. 1981, Astrophysical Journal, 110, 498
Snow, T.P. 1987, in IAU Colloquium 92 : Physics of Be Stars, ed. A. Slettebak & T.P. Snow, 250-260
Stee, P. 1996, Astronomy & Astrophysics, 311, 945
Struve, O. 1931, Astrophysical Journal, 73, 94
Waters, L.B.F.M. 1986, Astronomy & Astrophysics, 162, 121.

Legături externe
  Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research
  Article from Olivier Thizy: Be Stars 
  ESO press release for Seagull Nebula image The Wings of the Seagull Nebula
O stea Be este de tip spectral B și , în plus , arată linii spectrale de emisie . Stelele Be sunt stele care au o foarte mare viteză de rotație ( mai multe sute de kilometri pe secundă la ecuator ) , și care au un disc în jurul lor . Acest disc este responsabil de liniile de emisie . Stele ca γ Cassiopeiae , λ Eridani , α Eridani ( Achernar ) , sau ο Puppis sunt exemple de stele Be . O stea Be poate face parte dintr- o binară X . În acest caz este considerată ca fiind o binară X foarte masivă . Perioada sa orbitală cu companionul său compact este în acest caz mai mare dezile , iar excentricitatea sa orbitală foarte slabă ( cu alte cuvinte , orbita sa este cvasicirculară ) . În cazul în care obiectul compact însoțitor al stelei Be este o stea neutronică detectată sub forma unui pulsar X , se observă empiric o relație de proporționalitate între perioada orbitală a sistemului și perioada de rotație a pulsarului . Stelele Be : de la descoperirea lor la primul model Descoperirea stelelor Be Pe când dezvolta o clasificare a spectrelor stelelor părintele Angelo Secchi , director al Observatorio del Collegio Romano al Vaticanului , a remarcat că linia H a stelei Cassiopeiae era în emisie . A publicat această descoperire în jurnalul Astronomische Nachrichten înși a calificat această emisiune drept „ particularitate curioasă a stelei Cassiopeiae ” ( Secchi , Această descoperire marchează începutul căutării unor noi stele Be și a primelor modele pentru explicarea particularităților lor . Caracteristici Deși marea majoritate a stelelor Be sunt în secvența principală , acestei categorii îi aparțin și o heterogenitate de alte tipologii stelare , între care , stele din pre- secvența principală ( îndeosebi stele Be Herbig ) , gigante și supergigante albastre post-secvența principală , nuclee de nebuloase protoplanetare și planetare . Principalele stele Be Tabelul care urmează reunește cele mai strălucitoare stele Be de pe cerul nocturn , în ordinea descrescătoare a magnitudinii lor aparente . Note Bibliografie Baade , D. in Astronomical Society of the Pacific Conference Series , Vil . IAU Colloquium : The Be phenomenon in Early-Type Stars , ed . M.A.Smith , H.F. Henrichs , & J. Fabregat , Baade , D. & Balona , L.A. in IAU Symposium , Vol . Pulsation ; Rotation ; and Mass Loss in Early-Type Stars , ed . L.A.Balona , H.F. Henrichs , & J.M. Le Contel , Bidelman , W. P . & Weitenbeck , A. J. in IAU Symposium , Vol . Be and Shell Stars , ed . A. Slettebak , Bohlin , R.C. Astrophysical Journal , Castor , J.I. , Abbott , D.C. , & Klein , R.I. Astrophysical Journal , Collins , II , G.W. in IAU Colloquium : Physics of Be Stars , Ed. A. Slettebak & T. P. Snow , Grady , C.A. , Bjorkman , K.S. & Snow , T.P. Astrophysical Journal , Hubert , A.M. in Astronomical Society of the Pacific Conference Series , Vol . Active OB-Stars \ : Laboratories for Stellar and Circumstellar Physics , ed . A.T. Okazaki , S.P. Owocki & S. Stefl , Jaschek , M. Slettebak , A . & Jaschek , C. Be star terminology Jeans , J. Astronomy & Cosmology , Porter , J. M. & Rivinius , T. PASP , Secchi , A. Astronomische Nachrichten , Slettebak , A. Astrophysical Journal , Slettebak , A. Space Science Reviews , Snow , T.P. Astrophysical Journal , Snow , T.P. in IAU Colloquium : Physics of Be Stars , ed. A. Slettebak & T.P. Snow , Stee , P. Astronomy & Astrophysics , Struve , O. Astrophysical Journal , Waters , L.B.F.M. Astronomy & Astrophysics , Legături externe Philippe Stee's homepage : Hot and Active Stars Research Article from Olivier Thizy : Be Stars ESO press release for Seagull Nebula image The Wings of the Seagull Nebula