Apri il menu principale
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.

CaratteristicheModifica

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 BeModifica

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

NoteModifica

  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.

BibliografiaModifica

  • 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 correlateModifica

  Portale Stelle: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni