Be-звезды представляют собой неоднородный набор звезд со спектральными типами и эмиссионными линиями B. Более узкое определение, иногда называемое классическими Be-звездами , представляет собой не- сверхгигантскую B-звезду, спектр которой имеет или имел в какой-то момент времени одну или несколько бальмеровских эмиссионных линий .
Многие звезды имеют спектры B-типа и показывают линии излучения водорода, включая множество сверхгигантов , звезды Ae/Be Хербига , двойные системы с переносом массы и звезды B[e] . Предпочтительно ограничить использование термина звезда Be для звезд, не являющихся сверхгигантами, показывающих одну или несколько линий серии Бальмера в излучении. Иногда их называют классическими звездами Be. Линии излучения могут присутствовать только в определенные моменты времени. [1]
Хотя спектр типа Be наиболее ярко проявляется в звездах класса B, он также обнаруживается в звездах оболочек O и A , и их иногда включают в категорию «звезда Be». Звезды Be в первую очередь считаются звездами главной последовательности , но сюда также входят ряд субгигантов и гигантских звезд . [2]
Первой звездой, признанной звездой Be, была Гамма Кассиопеи , обнаруженная в 1866 году Анджело Секки , первая звезда, когда-либо наблюдавшаяся с эмиссионными линиями. [3] Было обнаружено, что многие другие яркие звезды демонстрируют похожие спектры, хотя многие из них больше не считаются классическими звездами Be. [4] Самой яркой является Ахернар , хотя она не была признана звездой Be до 1976 года. [5] [6]
С пониманием процессов формирования эмиссионных линий в начале 20-го века стало ясно, что эти линии в Be-звездах должны происходить из околозвездного материала, выброшенного из звезды при помощи быстрого вращения звезды. [7] Все наблюдаемые характеристики Be-звезд теперь можно объяснить с помощью газообразного диска, который образован из материала, выброшенного из звезды. Инфракрасный избыток и поляризация являются результатом рассеяния звездного света в диске, в то время как линейчатое излучение формируется путем повторной обработки звездного ультрафиолетового света в газовом диске. [2]
Некоторые звезды Be демонстрируют спектральные особенности, которые интерпретируются как отделенная «оболочка» газа, окружающая звезду, или, точнее, диск или кольцо. Считается, что эти особенности оболочки возникают, когда газовый диск, присутствующий вокруг многих звезд Be, выровнен ребром к нам, так что он создает очень узкие линии поглощения в спектре.
Be-звезды часто являются визуально и спектроскопически переменными. Be-звезды могут быть классифицированы как переменные типа Гамма Кассиопеи , когда наблюдается транзитный или переменный диск. Be-звезды, которые показывают переменность без четкого указания механизма, перечислены просто как BE в Общем каталоге переменных звезд . Некоторые из них считаются пульсирующими звездами и иногда называются переменными типа Лямбда Эридана .