100 ou 200 Km.s-1 à l'équateur),
leurs raies spectrales présentent un profil élargi par l'effet
Doppler.| Présentation |
| Explication du phénomène |
| Caractéristiques spectrales |
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
ętre 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 ętre 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.
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