Estrella Be: diferència entre les revisions
Robot posa data a plantilles de manteniment |
Cap resum de modificació Etiqueta: editor de codi 2017 |
||
| Línia 1: | Línia 1: | ||
{{FR|data=juliol de 2020}} |
|||
Una '''[[estrella]] Be''' és una estrella del [[tipus espectral]] B que mostra [[línia espectral|línies espectrals]] d'emissió. Les estrelles Be volten molt ràpidament (a moltes centenes de kilòmetres per segon a l'[[línia equatorial|equador]]) i tenen un disc al seu voltant. És aquest disc on es produeixen les línies d'emissió. |
Una '''[[estrella]] Be''' és una estrella del [[tipus espectral]] B que mostra [[línia espectral|línies espectrals]] d'emissió. Les estrelles Be volten molt ràpidament (a moltes centenes de kilòmetres per segon a l'[[línia equatorial|equador]]) i tenen un disc al seu voltant. És aquest disc on es produeixen les línies d'emissió. |
||
Moltes estrelles tenen espectres de tipus B i mostren línies d’emissió d’hidrogen, inclosos molts supergegants, [[Estrella Herbig Ae/Be|Herbig Ae]], [[sistema binari (astronomia)|sistemes binaris]] de transferència de massa i estrelles B(e). Es prefereix restringir l'ús del terme estrella Be a estrelles no supergegants que mostren una o més línies d'emissió de la [[Sèries de Balmer|sèrie Balmer]]. De vegades es coneixen com a estrelles Be clàssiques. Les línies d’emissió només poden estar presents en determinats moments.<ref name=porter>{{cite journal|bibcode= 2003PASP..115.1153P|doi=10.1086/378307|title=Classical Be Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=115|issue=812|pages=1153|year=2003|last1=Porter|first1=John M.|last2=Rivinius|first2=Thomas|doi-access=free}}</ref> |
|||
Tot i que l'espectre tipus Be es produeix amb més força en les estrelles de classe B, també es detecta en les estrelles d'embolcall O i A, i de vegades s'inclouen a la categoria "Estel Be". Les estrelles Be es consideren principalment estrelles de seqüència principal, però també s’inclouen diverses estrelles gegants i subgegants.<ref name="RiviniusCarciofi2013">{{cite journal|last1=Rivinius|first1=Thomas|last2=Carciofi|first2=Alex C.|last3=Martayan|first3=Christophe|title=Classical Be stars|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|volume=21|issue=1|pages=69|year=2013|issn=0935-4956|doi=10.1007/s00159-013-0069-0|arxiv = 1310.3962 |bibcode = 2013A&ARv..21...69R |s2cid=118652497}}</ref> |
|||
Les estrelles Be són estrelles variables i les variacions tenen lloc en diferents escales de temps. Les variacions a llarg termini (de setmanes a dècades) han de veure amb la formació i la dispersió de el disc de material, les de mig termini (de dies a setmanes) s'associen a el moviment dins de sistemes binaris d'algunes d'aquestes estrelles, i les variacions a curt termini (de 0,3 a 2 dies) poden ser degudes a pulsacions no-radials o la rotació. L'estat d'estrella Be és un estat transitori. Una estrella pot canviar de B a Be per després retornar a la normalitat. A les estrelles de tipus espectrals O i A que presenten aquest mateix comportament també se-les anomena estrelles Be. |
Les estrelles Be són estrelles variables i les variacions tenen lloc en diferents escales de temps. Les variacions a llarg termini (de setmanes a dècades) han de veure amb la formació i la dispersió de el disc de material, les de mig termini (de dies a setmanes) s'associen a el moviment dins de sistemes binaris d'algunes d'aquestes estrelles, i les variacions a curt termini (de 0,3 a 2 dies) poden ser degudes a pulsacions no-radials o la rotació. L'estat d'estrella Be és un estat transitori. Una estrella pot canviar de B a Be per després retornar a la normalitat. A les estrelles de tipus espectrals O i A que presenten aquest mateix comportament també se-les anomena estrelles Be. |
||
== Referències == |
|||
{{referències}} |
|||
[[Categoria:Estrelles Be| ]] |
[[Categoria:Estrelles Be| ]] |
||
Revisió del 20:19, 24 des 2020
Una estrella Be és una estrella del tipus espectral B que mostra línies espectrals d'emissió. Les estrelles Be volten molt ràpidament (a moltes centenes de kilòmetres per segon a l'equador) i tenen un disc al seu voltant. És aquest disc on es produeixen les línies d'emissió.
Moltes estrelles tenen espectres de tipus B i mostren línies d’emissió d’hidrogen, inclosos molts supergegants, Herbig Ae, sistemes binaris de transferència de massa i estrelles B(e). Es prefereix restringir l'ús del terme estrella Be a estrelles no supergegants que mostren una o més línies d'emissió de la sèrie Balmer. De vegades es coneixen com a estrelles Be clàssiques. Les línies d’emissió només poden estar presents en determinats moments.[1]
Tot i que l'espectre tipus Be es produeix amb més força en les estrelles de classe B, també es detecta en les estrelles d'embolcall O i A, i de vegades s'inclouen a la categoria "Estel Be". Les estrelles Be es consideren principalment estrelles de seqüència principal, però també s’inclouen diverses estrelles gegants i subgegants.[2]
Les estrelles Be són estrelles variables i les variacions tenen lloc en diferents escales de temps. Les variacions a llarg termini (de setmanes a dècades) han de veure amb la formació i la dispersió de el disc de material, les de mig termini (de dies a setmanes) s'associen a el moviment dins de sistemes binaris d'algunes d'aquestes estrelles, i les variacions a curt termini (de 0,3 a 2 dies) poden ser degudes a pulsacions no-radials o la rotació. L'estat d'estrella Be és un estat transitori. Una estrella pot canviar de B a Be per després retornar a la normalitat. A les estrelles de tipus espectrals O i A que presenten aquest mateix comportament també se-les anomena estrelles Be.
Referències
- ↑ Porter, John M.; Rivinius, Thomas «Classical Be Stars». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 115, 812, 2003, pàg. 1153. Bibcode: 2003PASP..115.1153P. DOI: 10.1086/378307.
- ↑ Rivinius, Thomas; Carciofi, Alex C.; Martayan, Christophe «Classical Be stars». The Astronomy and Astrophysics Review, vol. 21, 1, 2013, pàg. 69. arXiv: 1310.3962. Bibcode: 2013A&ARv..21...69R. DOI: 10.1007/s00159-013-0069-0. ISSN: 0935-4956.