Les étoiles Be

Contribution: Maylis Lavayssière, Sylvain Rondi

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Présentation
Explication du phénomène
Caractéristiques spectrales
Exemples de Spectres
Catalogue


Présentation générale

        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.

Explication du phénomène

        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.

Caractéristiques spectrales

             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.


Explication de la raie d'émission des Be

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.

Exemples de spectres

             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.

Catalogue

Catalogues de Be (formats - -- )


Le stelle Be

A cura di Maylis Lavayssière e Sylvain Rondi



Presentazione
Spiegazione del fenomeno
Caratteristiche spettrali
Esempi di spettri
Cataloghi


Presentazione generale

        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.

Spiegazione del fenomeno

        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.

Caratteristiche spettrali

             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.


Spiegazione della riga di emissione delle stelle Be

 

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.

Esempi di spettri

             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

Cataloghi di stelle Be (formati- -- )


Per la traduzione in italiano un ringraziamento speciale a Marco Angiolo Innocenti.