Skalstjärna

En skalstjärna är en stjärna som har ett spektrum som visar extremt breda absorptionslinjer , plus några mycket smala absorptionslinjer. De visar vanligtvis också några emissionslinjer , vanligtvis från Balmer-serien men ibland av andra linjer. De breda absorptionslinjerna beror på snabb rotation av fotosfären , emissionslinjerna från en ekvatorialskiva och de smala absorptionslinjerna skapas när skivan ses nästan på kanten.

Skalstjärnor har spektraltyper O7,5 till F5, med rotationshastigheter på 200–300 km/s, inte långt från den punkt då rotationsaccelerationen skulle störa stjärnan.

Spektrum

Skalstjärnorna definieras som en grupp genom att det finns rotationsbreddade fotosfäriska spektrallinjer i kombination med mycket smala absorptionslinjer . Emissionslinjer förekommer ofta men ses inte som en avgörande egenskap. De exakta spektrallinjerna som finns varierar i viss mån: Balmer-emissionslinjer är mycket vanliga, men kan vara svaga eller saknas i kallare stjärnor; Fellinjer är vanliga men inte alltid närvarande; Heliumlinjer kan ses i de hetaste stjärnorna. De fotosfäriska linjerna är rotationsbreddade och visar projicerade hastigheter på 200 km/s eller mer.

Linjeprofilerna i skalstjärnspektra är komplexa, med variabla vingar, kärnor och överlagringar av absorptions- och emissionsegenskaper. I vissa fall är speciell absorption av emissionsegenskaper endast synliga som modifieringar av en linjeprofil eller en försvagning av en annan linje. Detta leder till dubbla och trippeltoppade linjer, eller asymmetriska linjer.

Skalstjärnor har mycket vanligt emissionslinjer och är därför ofta Be-stjärnor , även om de också kan förekomma i spektralklasserna O, A och ibland F.

Undertyper

Skalstjärnor har delats in i fyra kategorier, även om dessa kategorier inte längre anses vara meningsfulla och sällan ses i moderna publikationer:

tidig Be-stjärnor av spektraltyper O7.5 till B2.5
mitten Be-stjärnor av typerna B3 till B6.5,
sent Be stjärnor av typerna B7 till B9.5, och
AF-skalstjärnor från A0 till F5.

De allra flesta kända skalstjärnor är av spektralklass B. Men delvis på grund av detta har många kallare skalstjärnor förblivit oupptäckta. Be-fenomenet, och därav själva termen Be-stjärna, används nu i stor utsträckning på liknande stjärnor, inte bara av spektralklass B, utan även A och ibland O och F.

Variabilitet

Skalstjärnor visar ofta variation i sina spektra och ljusstyrka. Skalfunktionerna kan komma och gå, med stjärnan som ändras från en skalstjärna till en normal B-stjärna eller Be-stjärna. Skalstjärnor som visar oregelbunden variation på grund av förändringar i, eller försvinnandet av, "skal" kallas Gamma Cassiopeiae-variabler . Pleione och Gamma Cassiopeiae i sig är båda variabla stjärnor som har intermittenta skalepisoder där starka skaldrag uppträder i spektrumet och ljusstyrkan ökar eller minskar avsevärt. Vid andra tillfällen är skalet inte detekterbart i spektrumet, och även emissionslinjerna kan försvinna.

Se även

1 Delphini

Vidare läsning

Porter, John M. (1996). "Om rotationshastigheterna för Be och Be-shell stjärnor" . Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society . 280 (3): L31–L35. Bibcode : 1996MNRAS.280L..31P . doi : 10.1093/mnras/280.3.L31 .
Quirrenbach, A.; Buscher, DF; Mozurkewich, D.; Hummel, CA; Armstrong, JT (1994). "Maximum-entropi-kartor över Be shell-stjärnan zeta Tauri från optisk långbaslinjeinterferometri". Astronomi och astrofysik . 283 : L13. Bibcode : 1994A&A...283L..13Q .