Запит змінна типу Гамми Кассіопеї перенаправляє сюди див також Оболонкові зорі інша назва змінні типу γ Кассіопеї це зор

Запит «змінна типу Гамми Кассіопеї» перенаправляє сюди; див. також .

Оболонкові зорі, інша назва — змінні типу γ Кассіопеї, — це зорі зі спектром, характеристики якого вказують на наявність довкола екватора зорі навколозоряного газового диску. Вони демонструють нерегулярні зміни яскравості через витік речовини. Оболонкові зорі швидко обертаються, що вважається частковим поясненням механізму їх змінності, але таємниці цих зір повністю ще не розкриті. Оболонкові зорі належать до спектральних класів від O7,5 до F5, але їх спектр має надзвичайно розширені лінії поглинання, спричинені швидким обертанням та газовим диском (він також відповідальний за інші особливості спектра). Швидкість обертання становить 200—250 км/с — майже на межі, коли прискорення обертання зашкодить цілісності зорі. Спектр і загальні характеристики оболонкових зір важко пояснюються, оскільки на нормальні риси спектра накладається змінна емісія, тому і клас світності, і точний спектральний клас зорі можуть легко були визначені неправильно.

Художнє зображення Ахернара — найяскравішої оболонкової зорі, видимої з Землі.

Класифікація

Оболонкові зорі поділяють на чотири категорії:

Be-зорі ранніх спектральних класів від О7.5 до B2.5.
Be-зорі середніх спектральних класів від B3 до B6.5.
Be-зорі пізніх спектральних класів від B7 до B9.5.
Оболонкові зорі спектральних класів A—F (від A0 до F5).

Спектр зорі у довгостроковому періоді змінний, і оболонкові зорі раннього типу можуть змінювати спектр з характерного для Be зорі на типовий для звичайної зорі класу B. Усі оболонкові зорі мають у спектрі розширені лінії емісії замість ліній поглинання, характерних для необолонкових зір того ж класу. Так, оболонкові зорі класу B мають лінії бальмерівські лінії емісії водню там, де звичайна зоря класу B має лінію поглинання. Більш ранні оболонкові зорі, як правило, мають емісію іонізованого гелію першого ступеня (He I) та часто іонізованого заліза другого ступеня (Fe II), більш пізні оболонкові зорі мають емісію іонізованих (другого ступеня) кальцію (Ca II) та титану (Ti II). Вважається, що оболонкові зорі розташовані у діапазоні між головною послідовністю та гігантами, однак точний клас світності невідомий через розширення ліній емісії внаслідок швидкого обертання.

Приклади

Позначення (назва)	Сузір'я	Видима зоряна величина (максимум)	Видима зоряна величина (мінімум)	Амплітуда змін блиску	Період	Спектральний клас	Коментар'
γ Кассіопеї	Кассіопея	1,6	3,0	1.4		B0.5 IVe	прототип
(28 Тельця)	Телець	4,76	5,5	0,74		B8Vne
	Великий Пес	3,40	3,97	0,57		B1.5IVne
	Великий Пес	5,00	5,50	0,50
λ Павича	Павич	4,00	4,26	0,26		B2II-IIIe
	Персей	3,96	4,11	0,15	19,5 днів	B2Vpe
	Персей	4,17	4,36	0,19		B5III-Vne
	Персей	6,03	7,0	0,97		B0Ve	Мікроквазар

Див. також

Be-зорі

Примітки

vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS [ 1 липня 2015 у Wayback Machine.], Samus N.N., Durlevich O.V., et al.
Slettebak, A. (1982). Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars, page 80. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 18 січня 2009.
(візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))
Tur, N. S.; Goraya, P. S. (April 1988). Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei. Astrophysics and Space Science. 143 (1): 99—105. Bibcode:1988Ap&SS.143...99T. doi:10.1007/BF00636758.

Посилання

Porter, John M. (1996). On the rotational velocities of Be and Be-shell stars. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 14 січня 2009.
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. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 14 січня 2009.
Slettebak, A. (1982). . Архів оригіналу за 24 грудня 2015. Процитовано 14 січня 2009.

[1] vartype.txt in Combined General Catalog of Variable Stars GCVS [ 1 липня 2015 у Wayback Machine.], Samus N.N., Durlevich O.V., et al.

[2] Slettebak, A. (1982). Spectral types and rotational velocities of the brighter Be stars and A-F type shell stars, page 80. Архів оригіналу за 2 травня 2012. Процитовано 18 січня 2009.

[magn-3] (візуальна величина, за винятком позначеного (B) (= синя) або (p)(= фотографічна))

[aass143_1_99-4] Tur, N. S.; Goraya, P. S. (April 1988). Scanner observations of shell stars Phi Persei and Psi Persei. Astrophysics and Space Science. 143 (1): 99—105. Bibcode:1988Ap&SS.143...99T. doi:10.1007/BF00636758.