Stella Be

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La stella Be AchernarEridani).

Una stella Be è una stella di classe spettrale B il cui spettro è caratterizzato da prominenti linee di emissione (indicate dalla lettera "e" dopo la B) dell'idrogeno; non è rara la presenza di linee di emissione di altri elementi ionizzati, ma normalmente appaiono più deboli. Altre caratteristiche osservative includono la polarizzazione lineare della luce e spesso un eccesso di emissione infrarossa, dovuta alla presenza di un disco circumstellare. Lo stadio di stella Be è transitorio: ogni stella di classe B può diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu γ Cassiopeiae, osservata nel 1866 da Angelo Secchi, nonché la prima stella sul cui spettro siano state individuate delle linee di emissione.

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

Sebbene la stragrande maggioranza delle stelle Be siano nella sequenza principale, a questa categoria appartiene un insieme eterogeneo di altre tipologie stellari, tra cui stelle pre-sequenza principale (in particolare le stelle Be di Herbig), giganti e supergiganti post-sequenza principale, nuclei di nebulose protoplanetarie e planetarie.[1]

Le linee di emissione delle stelle Be provengono dall'ambiente attorno alla stella, non dalla stella stessa: infatti, è stata individuata attorno a tali astri la presenza di dischi circumstellari, costituiti da materia gassosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella, principalmente idrogeno. L'eccesso di radiazione infrarossa e la polarizzazione sono una conseguenza della diffusione della luce stellare da parte del disco, mentre le linee di emissione si originano a seguito del ri-processamento della radiazione ultravioletta stellare all'interno del disco.

È noto che le stelle Be sono caratterizzate da altissime velocità di rotazione, confermata dalle misurazioni interferometriche di alcuni di questi astri, come AchernarEridani). Tuttavia la rotazione non è sufficiente per spiegare come si formi questo disco di materia espulsa; gli astronomi ritengono che intervengano ulteriori meccanismi di espulsione, che coinvolgono il campo magnetico della stella o la presenza di pulsazioni non-radiali della superficie stellare. La natura transitoria della fase di stella Be sembra collegata a questi processi secondari, anche se i meccanismi dettagliati sono ancora oggetto di studio.

Alcune stelle Be sono anche variabili ed appartengono principalmente a due classi, le Gamma Cassiopeiae o le Lambda Eridani.

Principali stelle Be[modifica | modifica wikitesto]

La seguente tabella raccoglie le stelle Be più brillanti del cielo.

Nome Bayer / Flamsteed Classe spettrale Velocità di rotazione
(km/s) -limite inferiore-
Magnitudine apparente
media
Achernar α Eridani B3Ve 251 +0,45
Tsih γ Cassiopeiae B0.5IVe 300 +2,15
η Centauri B1Vne 333 +2,23
Phecda o Phad γ Ursae Majoris A0Ve 168 +2,41
δ Centauri B2IVne 263 +2,58
α Arae B2Vne 298 +2,85
Alcyone η Tauri B7IIIe 215 +2,85
Gomeisa β Canis Minoris B8Ve 276 +2,89
PP Carinae p Carinae B4Vne 285 +3,36
Elettra 17 Tauri B6IIIe 170 +3,72
κ Draconis B6IIIpe 250 +3,88
48 Persei B3Ve 190 +4,00
Merope 23 Tauri B6IVe 282 +4,14
θ Coronae Borealis A B6Vnn 393 +4,14
ψ2 Aquarii B5V 332 +4,39
Fum al Samakah β Piscium B6Ve 104 +4,49
ο Puppis B1IVnne 440 +4,50
φ Andromedae A B6IVe 81 +4,54
Seat π Aquarii B1Ve 300 +4,79
ψ1 Orionis B1Ve 310 +4,87
Pleione 28 Tauri B8Vpe 329 +5,05

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ H. J. G. L. M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec, An improved classification of B[e]-type stars in Astronomy and Astrophysics, vol. 340, 1998, pp. 117-128.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

  • J. Porter, Th. Rivinius, Classical Be stars in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 115, nº 812, ottobre 2003, pp. 1153-1170, DOI:10.1086/378307. URL consultato il 7-09-2009.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

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