Be星

Be星についての詳細

Be星（びーいーせい、Be star）は、特に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星の一種です。この名称は、B型スペクトルと、そのスペクトルに見られる輝線（emission line）の頭文字を組み合わせたものです。一般的に観測される他の原子のイオンからの輝線も存在しますが、それらは通常非常に微弱です。

Be星の特異な特徴の一つに、通常のB型主系列星よりも強い赤外線の放射があります。これは直線偏光や赤外超過と呼ばれ、これらの現象は主に外部環境に起因します。興味深いことに、Be星の特徴は一時的であるため、そのスペクトルはブ型主系列星と同じように見えることもあります。逆に、一般的なB型主系列星が変化してBe星となることも観測されています。

ほとんどのBe星は主系列段階にありますが、前主系列星や超巨星、さらには原始惑星状星雲でも確認されています。このような星たちは、B[e]超巨星（sgB[e]）、ハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B[e]、共生星B[e]などに分類されます。

Be星の最初の発見は1866年に遡ります。アンジェロ・セッキによって観測されたカシオペヤ座γ星がその例で、この星は輝線が観測された最初の恒星として知られています。20世紀初頭には、輝線の形成過程が解明され、これらの輝線は恒星そのものではなく、恒星の周囲に存在するガス環境に由来することがわかりました。現在では、観測される特徴は、恒星から放出されたガスの円盤によって説明されています。赤外過剰と直線偏光は、円盤内での恒星光の散乱によるものであり、輝線の形成は恒星からの紫外線がそのガス円盤で再処理されるために起こります。

Be星のもう一つの興味深い特性は、非常に速い自転速度です。干渉法を用いたアケルナルの回転歪みの測定がその証拠とされています。しかし、回転だけでは円盤が形成されるには不十分であり、さらに磁場や非放射恒星パルスなどのメカニズムが必要です。Be星の特徴が一時的である背景には、これらの二次的なプロセスが関与している可能性が高いのですが、詳細については未だ解明されていません。

多くのBe星は変光星でもあり、これらはGCAS（カシオペヤ座γ型変光星）、BE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星）などのカテゴリに分類されます。これにより、Be星の研究は多岐にわたる興味深い現象の理解を深める手助けとなっており、天文学者たちにとって重要な対象となっています。

関連項目

• - ガス殻星

参考文献

• - Porter J., Rivinius Th.: Classical Be stars, 2003 PASP 115, 1153

外部リンク

• - Philippe Stee's homepage: Hot and Active Stars Research
• - Article from Olivier Thizy: Be Stars

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