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Contribution: Maylis Lavayssière, Sylvain Rondi
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| Présentation |
| Explication du phénomène |
| Caractéristiques spectrales |
| Exemples de Spectres |
| Catalogue |
Une étoile Be est une
étoile de type "B" (Température: 10 000°K) présentant ou
ayant présenté à un moment de sa vie des raies en émission
à la place des traditionnelles raies en absorption.
De fortes turbulences provoquant
des éjections de masse importantes, contribueraient aussi à l'élargissement
des raies.
Par ailleurs, un très
petit nombre d'étoiles Be supergéantes présentent un excès
infrarouge qui ne s'explique que par la présence de poussière
autour de l'enveloppe de gaz circumstellaire. Ces objets sont parfois supposés
être dans une phase de transition entre les étoiles Of et WR.
Cette apparition de raies
en émission peut s'expliquer par la présence à une distance
estimée entre 5 à 15 rayons de l'étoile, d'une enveloppe
d'hydrogène excitée par la formidable énergie ultraviolette
libérée par l'étoile. Cette dernière, en se refroidissant,
produit alors un spectre de recombinaison. De plus, ces étoiles étant
animées par de fortes vitesses de rotation (une étoile B tourne
à 
100 ou 200 Km.s-1 à l'équateur),
leurs raies spectrales présentent un profil élargi par l'effet
Doppler.
Dans
la terminologie étoile Be, le "e" signifie émission. Ces étoiles
sont caractérisées par des raies d'émission en hydrogène
superposées à un spectre normal en absorption. Les toutes premières
raies de la série de Balmer sont habituellement modifiées ainsi
que parfois les raies du Fer, du Titane et du silicium ionisé. Les raies
d'émission sont quelques fois scindées en deux composantes.
Ces étoiles sont entourées par une enveloppe ténue de gaz,
étirée par rotation rapide suivant un disque autour de l'équateur.
Ce gaz émet un rayonnement lumineux mais est plus froid que la surface
de l'étoile. L'observateur voit le spectre en absorption de l'étoile,
l'émission des deux parties A et B de la couche allongée de part
et d'autre de l'étoile, et l'absorption due au gaz de la région
C sur le fond de l'étoile.
Près de 15% de toutes les étoiles B et O montrent des spectres
à émission et à absorption de ce type. Elles sont sujettes
à des variations irrégulières de lumière et de spectres,
accompagnant probablement les changements de strucure de la couche.
Deux exemples remarquables sont
Pleione, dans l'amas des Pléiades et gamma Cassiopée. Cette dernière
fut une des premières étoiles à raie d'émission
à être reconnue des le début de la spectroscopie stellaire, à
la fin du XIX ème siècle et paraissait stable à
l'époque. Durant la période 1932-1937, elle a subit des modifications
de son spectre atteignantcune brillance maximale de 1,5 magnitude. Depuis 1940,
elle est stationnaire à 2,2 magnitudes, avec seulement des fluctuations
de faible amplitude.
On constate une immense variété dans la forme des raies des spectres de Be: les raies de l'hydrogène présentent généralement de fortes emissions avec des parties (centre ou ailes) en absorption. Ces formes peuvent renseigner sur la dynamique de l'enveloppe de gaz autour de l'étoile.
Spectre de Kappa Dra: l'émission de la raie H-alpha est évidente!
Remarquer aussi le profil en absorption avec émission centrale sur H-beta.
Voici des spectres plus détaillés de quelques étoiles Be, centrés sur la raie H-alpha:
42 Andromedae
Zeta Tau
Les étoiles Be présentent souvent un profil
de raie de type P-Cygni: ce profil caractéristique (absorption du côté
"bleu" de la raie) est la manifestation de l'expansion rapide de l'enveloppe
autour de l'étoile. Cette absorption déplacée par effet
Doppler est créée par le gaz opaque entre l'étoile et l'observateur
se déplaçant rapidement dans notre direction.
Catalogues de Be (formats 
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A cura di Maylis Lavayssière e Sylvain Rondi
| Presentazione |
| Spiegazione del fenomeno |
| Caratteristiche spettrali |
| Esempi di spettri |
| Cataloghi |
Una stella Be è una stella
di tipo "B" (con temperature superficiali dell'ordine dei 10 000°K) il cui spettro
presenta o ha presentato, in almeno un'occasione, alcune righe di emissione
al posto de lle rispettive righe di assorbimento.
Forti turbolenze provocano
importanti perdite di massa sottoforma di emissione di getti che contribuirebbero
anche all'allargamento osservato delle righe dello spettro.
D'altra parte, alcune stelle
Be supergiganti presentano un eccesso nell'infrarosso che può essere interpretato
soltanto ammettendo la presenza di polvere intorno all'inviluppo di gas che
circonda ogni stella. Si ritiene che almeno alcuni di questi oggetti siano in
una fase di transizione da stelle di tipo Of a stelle WR.
L'apparizione di righe in
emissione può spiegarsi con la presenza, a una distanza stimata tra i 5 e i
15 raggi della stella, di un inviluppo di idrogeno eccitato dalla energetica
radiazione ultravioletta emessa dalla stella la quale, raffreddandosi, produce
allora uno spettro di ricombinazione. Inoltre, essendo queste stelle animate
da forti velocità di rotazione (una stella B ruota a 100 o 200 Km.s-1 all'equatore), le loro righe spettrali
presentano un profilo allargato per effetto Doppler.
Nella
terminologia comunemente utilizzata, il suffisso "e" che appare ne ll'espressione
"stelle Be" significa "emissione". Queste stelle sono caratterizzate da righe
di emissione dell'idrogeno sovrapposte a un normale spettro di assorbimento.
Le prime righe della serie di Balmer si presentano, di solito, modificate e
questo accade anche per le righe del Ferro, del Titanio e del Silicio ionizzato.
In certi casi, le righe di emissione sono sdoppiate in due componenti.
Queste stelle sono circondate da un tenue inviluppo di gas che, a causa della
sua rapida rotazione, presenta un rigonfiamento sottoforma di disco equatoriale.
Questo gas emette radiazione luminosa ma, essendo più freddo della superficie
stellare, l'osservatore vede lo spettro d'assorbimento della stella, l'emissione
proveniente dalle due zone A e B alle estremità del disco allungato da una parte
e dall'altra della stella, e l'assorbimento dovuto al gas della regione C del
disco osservato al di sopra della stella.
Circa il 15% di tutte le stelle dei tipi B e O mostrano spettri di emissione
e di assorbimento di questo tipo. Esse sono soggette a variazioni irregolari
di luminosità e dello spettro che accompagnano probabilmente i cambiamenti nella
struttura dei vari strati.
Due esempi notevoli sono Pleione,
nell'ammasso delle Pleiadi, e gamma Cassiopea. Quest'ultima fu una delle prime
stelle a riga di emissione ad essere individuate fin dagli inizi della spettroscopia
stellare, alla fine del XIX° secolo, essendo all'epoca ritenuta stabile. Nel
periodo dal 1932 al 1937, il suo spettro ha subito importanti modificazioni
e la stella ha raggiunto una luminosità massima di 1,5 magnitudini. Da l 1940,
è stazionaria a 2,2 magnitudini e presenta soltanto fluttuazioni di piccola
ampiezza.
E' possibile osservare un'immensa varietà di forme per le righe degli spettri di stelle Be: le righe dell'Idrogeno presentano normalmente intense emissioni con zone (al centro o ai bordi) in assorbimento. Queste forme possono fornire informazioni sulla dinamica del gas che circonda la stella.
Spettro di Kappa Dra: l'emissi one della riga H-alfa è evidente!
Notare anche il profilo in assorbimento con emissione centrale su H-beta.
Ecco alcuni spettri più dettagliati di stelle Be tutti centrati sulla riga H-alfa:
42 Andromedae
Zeta Tau
Le stelle Be presentano spesso un profilo della riga del tipo
P-Cygni: questo profilo caratteristico (assorbimento del bordo "blu" della riga)
è dovuto all'effetto di espansione rapi da del gas che circonda la stella. Questo
assorbimento che appare spostato per effetto Doppler è prodotto dal gas opaco
fra la stella e l'osservatore che si sposta rapidamente nella nostra direzione.
Cataloghi di stelle
Be (formati-
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Per la traduzione in italiano un ringraziamento speciale a Marco Angiolo Innocenti.
