¶ Be stars
作者：张倩
主分类：Rotation
¶ 定义
Collins et al.(1991)[1]给出了Be星的一般定义：称其为非超巨B型恒星，其光谱具有或在某个时刻具有一条或多条Balmer发射线。
¶ 历史背景
1、1866年8月23日，Pader Angelo Secchi 报道了仙后座γ的独特之处，Balmer线显示明亮的发射线。这是最早探测到的发射线恒星之一，也是Be星的首次报告。
2、1922年在罗马举行的国际天文学联合会第一届大会上正式命名，符号为Be。
3、Collins et al.(1991)[1:1]将Be星定义为“光谱具有或在某个时间具有一条或多条Balmer发射线的非超巨星B星”，这一定义至今仍在使用。
4、目前已知最亮的Be星是水委一 ﹐即波江座α(αEri)﹐目视星等为0.46等。
¶ 物理信息
¶ 基本信息
经典的Be恒星是星族I型、主序星（MS）或稍微进化的B星，光谱范围为O晚期至A早期[2](Neiner et al,2009)，光度等级为V–III。它们的表面温度在10000到30000K之间。与正常的B星不同，在它们的光谱中可以看到不寻常的Balmer发射线、单电离金属和中性氦，一般不出现禁线。 Be星在赫罗图上位于主序之上0.5m~1m处，可能是处在脱离主序之后的阶段。
¶ 光谱特征
- 类似于普通B型星的吸收线和连续谱，但吸收线很宽。
- 较窄的发射线叠加在吸收线上，发射线呈单峰或双峰，偶尔有更复杂的形状。
宽吸收线轮廓表明自转很快，赤道自转速度达400~450km/s，快速自转会导致星周出现气壳，且流出物质集中在赤道面附近。发射线和窄吸收线必定在气壳中形成，分别相当于自转速度200km/s和100km/s。IUF卫星的紫外观测显示，Be星的宽吸收线常蓝移，表明存在星风，速度可达1000km/s。Be星的质量损失率一般为每年10-11—10-9M⊙。X射线卫星观测到一些Be星有X射线辐射时隐时现，应于Be星抛射物质时强时弱相关联。在发射X射线的Be星中，一部分星X射线光度很大，达1026-1022W,有些还观测到X射线脉冲，推断Be星与中子星组成了双星系统，称为Be/X射线双星。
¶ 旋转机制
转动在Be星研究的早期就被确认为是中心星的一个重要特性,是星周物质产生的一个重要因素。人们很早就发现Be星比正常的B星转动快，这些极快的旋转体的平均旋转速度约为其临界破裂速度的88%（Frémat et al.2005)。早期Be型恒星的平均赤道速度远低于估计的临界自转速度（v/vcr≈0.6）。晚期Be恒星的v/vcr比率增加到≈0.8，这意味着只有晚期Be星可能在临界自转速度附近自转（Balona 2013a）。
Be恒星表现出周期性或准周期性的线形变化，与非径向脉冲（NRP）预期的变化非常相似（Rivinius，Baade，&Štefl 2003；Gutiérrez-Soto等人。2007). 观测到的可变性被认为是由高阶g-模和低阶p-/g-模引起的，这取决于Be恒星内铁不透明度凸起的温度和深度。脉动可能在质量抛射中起着重要作用，并且是盘形形成所需的额外机制，因为即使在晚期Be恒星中，如βCMi中，脉动也会被激发（Saio et al.2007）。
¶ 几何分布
虽然多年来人们一直认为Be星有星周气体，但它的几何形状和运动学仍然是一个激烈争论的话题。最近，关于气体的几何分布已经形成共识。长期以来，人们一直怀疑星际气体是圆盘的形式（Struve 1931）。偏振研究（McLean & Brown 1978）表明，星周气体不是球对称的。
干涉测量研究已经证实，星际气体的几何形状是盘状的，并且对张开角度的统计估计指向一个相对较薄的盘。偏振角垂直于外圆盘平面，这也强烈表明内部存在圆盘结构（因为这些最密集的区域对偏振的影响最大）。
金牛座ζ Hα强度图，显示了这颗壳星星周环境的高轴比。偏振角（用箭头表示）垂直于圆盘平面。[3]
¶ Be星的全波段观测
Be星的发射线被认为是在经典大气层以外的比较冷的延伸大气中产生的,观察分析表明该层大气的粒子密度约为1011到1012cm-3，Fe II 线的存在显示的电子温度量级为104 K,尺度为5到15个中心星半径。延伸大气由于受到来自恒星的紫外辐射作用而发生电离,离子复合过程产生发射光谱,并叠加在经典的恒星光谱上,于是就形成了我们看到的Be星光谱。Be星光谱通常呈现出一条或多条氢的发射线,锐利的氢中心附加着电离金属的窄吸收线,以及中性氦的微弱弥漫的吸收线。下图给出典型Be星的一段光谱。Be星的发射线一般为双峰,也有单峰的,如图所示。双峰发射中,波长较长的峰称为红峰,以R表示；波长较短的峰称为蓝峰,以V表示。比率V/R表示双峰强度之比。通常V/R在变化,变化时标从几分钟至几年。双峰有时可以变成单峰,单峰有时也可以变成双峰。V/R的变化常常是无规则的,偶尔呈准周期性。对Be星的巴尔末发射线和Fe II发射线的高色散高信噪比光谱观测证实发射线的致宽主要来自于发射包层的自转,同时也证实发射包层的几何形状并非球状。
Be星发射线轮廓的例子。从气壳星（左边）到单峰发射线Be星（右边）。沿着这个顺序光球线宽从≈260到约等于70 km/s减小。速度刻度相隔250km/s;较大的速度刻度表示零点速度。[3:1]
¶ 其他物理图像
¶ 典型天体48 Lib的光变曲线及其性质
¶ 频谱图
振幅谱由2.48896(1)和5.08150(2)(c/d)两个主导频率组组成。在5年的时间区间内，主要频率一般出现在2.49(c/d)左右。从图中可以看出，前者是主要频率（A=9.34mmag），经计算，每组频率之间的间距约为0.08(c/d)。[4]
¶ 光变曲线
从图中可以看出，该曲线具有单一的正弦波和明显的不对称形状，其上升和下降分支的陡度有很大的不同：上升分支明显比下降分支陡。[4:1]
¶ 短时傅里叶变换图
在图中，在2.49和5.00(c/d)左右的频率清晰而持久地显示出来。其余的频率似乎是比较临时的，只持续几天。，从图中可以看出，两个频率都被分成两部分，这些分裂的间隔约为0.1(c/d)。这个数值与频谱图中的频率之间的规则间距相当一致。[4:2]
¶ 子分类
星周发射谱线形成于：(1a):赤道衰减盘，（1b):吸积盘，(1c):共转星云，(2):低阶线型变化，(3):径向和/或p型（短周期）脉动，(4):快速旋转，(5):大规模磁场，(6):表面丰度异常，(7):双星。 [3:2]
¶ 典型天体
仙后γ（γ Cas）即中文“策”星离地球约550ly，其视亮度变化为1.6m~3.0m，质量为17M⊙,半径为10R⊙，光度为34000L⊙，表面温度为25000K,年龄约为8My。20世纪30年代末，它经历一次爆发，增亮到2.0m，而后很快减暗到3.4m，又逐渐增亮到2.2m左右。它自转很快，视自转速度为472km/s，导致其赤道隆起，结合其高光度，抛出物质形成热的拱星气体盘，导致发射和亮度变化。它的光谱光度型为B0.5 IVe，处于主序后亚巨星演化阶段。
仙后γ也是一种原型X射线源，比其他B型或Be型的辐射强约10倍，可能是温度达千万开的等离子体发射的，显示很短周期或长周期的循环。从其1.21d周期强信号可推断存在磁场。它有两颗暗的光学伴星——（γ Cas）B和C。主星γ Cas A 是分光双星，轨道周期为203.5d。
¶ 参考文献
Collins G W, Truax R J, Cranmer S R. Model atmospheres for rotating B stars[J]. Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049), vol. 77, Dec. 1991, p. 541-606., 1991, 77: 541-606. ↩︎ ↩︎
Neiner C, Hubert A M. The pulsations of Be stars[C]//" Communications in Asteroseismology, Vol. 158, p. 194 Proceedings of" 38th Liege International Astrophysical Colloquium: Evolution and Pulsation of Massive Stars on the Main Sequence and Close to it", held on July 7-11 2008, edited by Arlette Noels, Conny Aerts, Josefina Montalban, Andrea Miglio and Maryline Briquet." 2009, 158: 194. ↩︎
Porter J M, Rivinius T. Classical be stars[J]. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 2003, 115(812): 1153. ↩︎ ↩︎ ↩︎
Ozuyar D, Caliskan S, Stevens I R, et al. Photometric and spectroscopic variability of the Be star 48 Lib: The relation between photometric variations and rotation[J]. Publications of the Astronomical Society of Australia, 2018, 35: e034. ↩︎ ↩︎ ↩︎