Skilster
’n Skilster is ’n ster met ’n uitsonderlike spektrum wat uiters breë absorpsielyne toon, asook sommige baie smal absorpsielyne. Hulle het gewoonlik ook emissielyne, veral van die Balmerreeks, maar soms ook ander. Die breë absorpsielyne is vanweë die vinnige rotasie van die fotosfeer, die emissielyne vanweë ’n ewenaarskyf (of "skil") en die smal absorpsielyne word gevorm wanneer die skyf byna direk van die kant gesien word.
Skilsterre het sterreklassifikasies van O7,5 tot F5 en ’n rotasiespoed van 200-300 km/s, naby aan die punt waar die rotasieversnelling die ster sal ontwrig.
Spektrum wysig
Die skilsterre word gedefinieer as ’n groep met breër fotosferiese spektraallyne vanweë hul rotasie in kombinasie met baie smal absorpsielyne.[1][2] Emissielyne is dikwels teenwoordig, maar nie altyd nie. Die presiese spektraallyne kan in ’n mate wissel: Balmer-emissielyne is baie algemeen, maar kan swak of afwesig wees in koeler sterre; Fe(II)-lyne is algemeen, maar nie altyd teenwoordig nie; heliumlyne kan in die warmste sterre gesien word. Die breedte van die fotosferiese lyne neem toe met die rotasie, en rotasiesnelhede kan 200 km/s of meer wees.[3]
Skilsterre het dikwels emissielyne en is dus dikwels Be-sterre, maar kan ook in spektraaltipes O, A en soms F voorkom.[2]
Die oorgrote meerderheid bekende skilsterre is van spektraaltipe B. As gevolg hiervan word baie koeler skilsterre waarskynlik oorgesien.[1] Die Be-verskynsel, en daarom die term Be-ster self, word nou algemeen gebruik vir soortgelyke sterre nie net van klas B nie, maar ook A en soms O en F.
Veranderlikheid wysig
Skilsterre toon dikwels veranderlikheid in hulle spektrum en helderheid. Die skileienskappe kan kom en gaan, sodat die ster van ’n skilster in ’n normale B-ster of Be-ster kan verander. Skilsterre wat ’n onreëlmatige veranderlikheid toon vanweë veranderings in, of die verdwyning van, die "skil" word dikwels Gamma Cassiopeiae-veranderlikes genoem.[4] Pleione en Gamma Cassiopeiae self is albei veranderlike sterre met afgebroke skilepisodes waar sterk skileienskappe in die spektrum verskyn en die helderheid aansienlik toe- of afneem. Op ander tye is die skil nie in die spektrum waarneembaar nie, en selfs die emissielyne kan verdwyn.[2]
Verwysings wysig
- ↑ 1,0 1,1 Bohlender, D. (2016). "Searching for and Monitoring Ae and a Shell Stars at the DAO". Bright Emissaries: Be Stars as Messengers of Star-Disk Physics. 506: 275. Bibcode:2016ASPC..506..275B.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Rivinius, Th; Štefl, S.; Baade, D. (2006). "Bright Be-shell stars". Astronomy and Astrophysics. 459 (1): 137. Bibcode:2006A&A...459..137R. doi:10.1051/0004-6361:20053008.
- ↑ Slettebak, A. (1982). "Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 50: 55–83. Bibcode:1982ApJS...50...55S. doi:10.1086/190820. page 80.
- ↑ vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS, Samus N.N., Durlevich O.V., et al.
Nog leesstof wysig
- Porter, John M. (1996). "On the rotational velocities of Be and Be-shell stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 280 (3): L31–L35. Bibcode:1996MNRAS.280L..31P. doi:10.1093/mnras/280.3.L31.
- Quirrenbach, A.; Buscher, D. F.; Mozurkewich, D.; Hummel, C. A.; Armstrong, J. T. (1994). "Maximum-entropy maps of the Be shell star zeta Tauri from optical long-baseline interferometry". Astronomy and Astrophysics. 283: L13. Bibcode:1994A&A...283L..13Q.
Bronne wysig
Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
