This HTML5 document contains 110 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
n35http://www.oca.eu/stee/page1/page3/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
n23http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
n13http://dbpedia.org/resource/Herbig_Ae/
dbpedia-mkhttp://mk.dbpedia.org/resource/
dcthttp://purl.org/dc/terms/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
n34http://dbpedia.org/resource/File:
dbphttp://dbpedia.org/property/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
dbpedia-pthttp://pt.dbpedia.org/resource/
n27https://web.archive.org/web/20110927005933/http:/shelyak.com/
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
dbpedia-rohttp://ro.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
dbpedia-afhttp://af.dbpedia.org/resource/
yago-reshttp://yago-knowledge.org/resource/
n36https://global.dbpedia.org/id/
n12http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
n37http://bs.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-trhttp://tr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#

Statements

Subject Item
dbr:Be_star
rdf:type
owl:Thing
rdfs:label
Be-Stern Estrela Be نجم-Be Estrella Be Stella Be Be star Be-stjärna Be형 항성 Estrella Be Étoile Be Be星 Be星 Be-зорі Be-звезда Be izar
rdfs:comment
Be형 항성(Be star), 껍질별(shell star)은 분광형 B의 항성 중 스펙트럼에 수소방출선이 나타나는 것을 말한다. 대문자 B 옆에 작은 e(스펙트럼상의 방출선을 의미)를 붙여서 Be로 표시한다. 비이형 별의 스펙트럼에는 다른 원자 이온들도 존재하기는 하나, 그 강도는 수소보다 훨씬 약하다. 비이형 별의 스펙트럼은 보통의 B형 항성보다 선형 편광 및 ''로 불리는 적외선 복사 현상이 뚜렷하게 발견된다. 비이형 별은 항성의 진화 과정 중 찰나에 해당하는 순간이므로, 현재 비이형 별의 특징을 보이는 천체들이 다시 평범한 B형 별로 돌아갈 수 있고, 그 반대의 현상도 일어날 수 있다. 대부분의 비이형 별은 주계열성이지만, 전주계열성, 초거성, 등도 있다. 이들은 B[e] 초거성, 허빅 비이형 별, 콤팩트 행성상 성운 B[e], , '불명' 등으로 분류된다. 비이형 별들은 보통 변광성이며, 항성주위 가스원반이 오래 존재하지 못하고, 원반이 항성의 빛을 분산하는 특징에 기반하여 으로 분류된다. 또는 맥동 현상을 근거로 으로 분류하기도 한다. Ein Be-Stern oder OeBeAe-Stern ist ein „früher“ Stern der Leuchtkraftklasse V, IV, oder III (also kein Überriese), der mindestens zeitweise Emissionslinien in den Fraunhoferlinien zeigt, was durch das Suffix e für engl. emission lines hinter dem B für die Spektralklasse angegeben wird. Una estrella Be és una estrella del tipus espectral B que mostra línies espectrals d'emissió. Les estrelles Be volten molt ràpidament (a moltes centenes de kilòmetres per segon a l'equador) i tenen un disc al seu voltant. És aquest disc on es produeixen les línies d'emissió. B[e]-зоря (англ. B[e] star), інша поширена назва — зоря класу B(e), — це зоря спектрального класу В з вираженими забороненими лініями емісії нейтральних або слабкоіонізованих атомів у спектрі. Назва походить від поєднання спектрального класу B, маленької e, яка позначає емісію у системі спектральної класифікації, та квадратних дужок, які позначають заборонені лінії. Be星（びーいーせい、Be star）（B型輝線星、Be型星）は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。 Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。これらはB[e]超巨星（sgB[e]と表記される）やハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B[e]、共生星B[e]、その他のカテゴリーに細分される。 Be星は自転速度が速いことが知られており、干渉法によるアケルナルの回転歪みの測定でも実証されている。しかし、回転だけでは円盤の形成には十分ではなく、さらに他に、磁場や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。 Be-звёзды — очень горячие звёзды спектрального класса B (эффективная температура от 10 000 до 30 000 K) со светимостью класса от III до V (то есть не сверхгиганты), спектр которых показывает по крайней мере одну эмиссионную линию излучения — как правило, бальмеровскую серию водорода. Иногда присутствуют другие линии излучения, например нейтрального гелия, но они, как правило, значительно слабее. Be-звёзды могут проявлять эмиссионные линии только время от времени, то есть иногда показывать спектр обычной звезды класса B. Также может возникнуть ситуация, когда до сих пор нормальная B-звезда становится Be-звездой. Una stella Be è una stella di classe spettrale B il cui spettro è caratterizzato da prominenti linee di emissione (indicate dalla lettera "e" dopo la B) dell'idrogeno; non è rara la presenza di linee di emissione di altri elementi ionizzati, ma normalmente appaiono più deboli.Altre caratteristiche osservative includono la polarizzazione lineare della luce e spesso un eccesso di emissione infrarossa, dovuta alla presenza di un disco circumstellare. Lo stadio di stella Be è transitorio: ogni stella di classe B può diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu γ Cassiopeiae, osservata nel 1866 da Angelo Secchi, nonché la prima stella sul cui spettro siano state individuate delle linee di emissione. En Be-stjärna, eller B[e]-stjärna, är en stjärna av spektraltyp B med emissionslinjer i normalt otillåtna våglängder (Balmer-emissionslinjer). Beteckningen kommer ifrån spektraltypen där B anger den primära klassen, e anger emissionslinjer och hakparenteserna anger otillåtna våglängder. Dessa kallas ibland klassiska Be-stjärnor och emissionslinjerna kan uppträda bara vid vissa tillfällen. Be星是光譜中有明顯的氫發射線的B-型恆星，這類恆星的光譜類型通常標示為Be，B表示是B型恆星，e表示是發射光譜，雖然也可能有其它原子的離子發射譜線，但通常都很微弱。觀測上的其他特徵包括光學上的和比一般的B型恆星更強的紅外線輻射，稱為紅外過量。自然的Be星都是暫時性的，Be星通常都可能保持著正常的B型光譜，而且到前為止都是正常的B型星可能成為Be星。 雖然大多數的Be星都是主序星，但它們都是在複雜的族群中被辨識出來的，包括主序前星、超巨星、原行星雲，和其它的天體。它們或許可以再細分為Be超巨星、赫比格Be星、緻密行星狀星雲Be、共生Be星，而這些全部都還是"不明確"的分類。 第一顆被確認的Be星是策(仙后座γ)，在1866年就被安吉洛·西奇觀測到，也是第一顆被發現有發射譜線的恆星。在20世紀初期，瞭解了發射譜線形成的的過程，知道這些譜線來自環繞在周圍的拱星物質，而不是來自恆星本身。現在，所有的觀測特性都可以用恆星拋射出的物質形成的氣體環解釋。紅外過量和偏極化是星光被盤面散射的結果，發射譜線是恆星的紫外線被盤面的氣體吸收之後再輻射出來的。 Be星是典型的變星，並且被認為是由於暫時存在的星盤和散射過程造成的仙后γ型變星，或是自然脈動性質造成的。 Une étoile Be est une étoile de type spectral B et qui en plus montre des raies spectrales en émission. Les étoiles Be sont des étoiles qui ont une très grande vitesse de rotation (plusieurs centaines de kilomètres à la seconde à l'équateur), et qui ont un disque autour d'elles. C'est le disque qui est responsable des raies en émission. Les étoiles Be sont ainsi désignées à la suite d'un rapport que la première assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté à Rome le 10 mai 1922. نجوم-Be هي مجموعة غير متجانسة من النجوم الساخنة من الأنواع الطيفية B وخطوط الانبعاثات. ويشار إليها أحيانا باسم نجوم-Be الكلاسيكية، وهي نجم B غير عملاق الذي يحتوي طيفه على خط انبعاثات بالمر أو أكثر والتي تميز ذرة الهيدروجين Uma estrela Be é uma estrela de classe B com proeminentes linhas de emissão de hidrogênio em seu espectro (linhas de Balmer). A designação vem da combinação do tipo espectral, B, com o e minúsculo que representa emissão no sistema de classificação espectral. Como o fenômeno de emissão é transitório, estrelas Be podem às vezes exibir espectro de tipo B normal, e estrelas normais do tipo B podem se tornar estrelas Be. Estrelas Be com emissão de linhas proibidas, além das linhas de hidrogênio, são chamadas de estrelas B[e]. Supergigantes por definição não são consideradas estrelas Be. Be stars are a heterogeneous set of stars with B spectral types and emission lines. A narrower definition, sometimes referred to as classical Be stars, is a non-supergiant B star whose spectrum has, or had at some time, one or more Balmer emission lines. Una estrella Be es una estrella, normalmente de tipo espectral B, que muestra líneas de emisión de hidrógeno en su espectro. La emisión no proviene de la estrella, sino de un disco circunestelar originado por la pérdida de masa y la rápida rotación. Se caracterizan por altísimas velocidades de rotación -incluso para estrellas de tipo B-, del orden de 250 a 500 km/s. Be izarrak izar mota bat dira, ohi B espektro motakoak eta euren espektroan hidrogenozko debekatuak erakusten dituena. Igorketa hori ez dator izarretik bertatik, baizik eta errotazio azkarraren eta ondorio den disko zirkumestelar batetik baizik. Euren ezaugarri nagusia errotazio abiada bizia da, baita B motako izarrentzako ere, eta 250 eta 500 kilometro segundoko bitartekoa izan daitekeena. Be izarren egoera egoera iragankor bat da. Izar bat Btik Bera alda daiteke ondoren berriz normaltasunera itzultzeko. Jokaera hau duten O eta A espektro motako izarrei ere Be izena ematen zaie.
owl:differentFrom
dbr:B(e)_star
foaf:depiction
n23:Achernar.svg
dct:subject
dbc:Be_stars dbc:Star_types dbc:1866_in_science
dbo:wikiPageID
47577681
dbo:wikiPageRevisionID
1093223806
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Balmer_series dbc:Be_stars dbr:Lambda_Eridani_variable dbr:Supergiant dbr:General_Catalogue_of_Variable_Stars n13:Be_star dbc:Star_types dbr:Stellar_classification dbr:Balmer_line dbr:Subgiant dbr:Achernar dbr:Gamma_Cassiopeiae_variable dbr:Shell_star dbr:Main_sequence dbr:Gamma_Cassiopeiae dbr:Angelo_Secchi dbr:Binary_system dbc:1866_in_science dbr:Giant_star n34:Achernar.svg dbr:B(e)_star
dbo:wikiPageExternalLink
n27:dossier.php%3Fid_dossier=24 n35:page3.html
owl:sameAs
dbpedia-ro:Stea_Be dbpedia-mk:Be-ѕвезда n12:बीई_तारा dbpedia-it:Stella_Be dbpedia-eu:Be_izar dbpedia-ko:Be형_항성 dbpedia-es:Estrella_Be dbpedia-af:Be-ster dbpedia-fr:Étoile_Be dbpedia-ru:Be-звезда wikidata:Q812800 dbpedia-pt:Estrela_Be dbpedia-ja:Be星 dbpedia-zh:Be星 dbpedia-ca:Estrella_Be dbpedia-sv:Be-stjärna dbpedia-ar:نجم-Be dbpedia-de:Be-Stern n36:4yq7j n37:Be_zvijezda dbpedia-uk:Be-зорі yago-res:Be_star dbpedia-tr:Be_yıldızı
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:Cite_book dbt:Main dbt:Star dbt:Distinguish dbt:Anchor dbt:! dbt:Reflist
dbo:thumbnail
n23:Achernar.svg?width=300
dbo:abstract
Uma estrela Be é uma estrela de classe B com proeminentes linhas de emissão de hidrogênio em seu espectro (linhas de Balmer). A designação vem da combinação do tipo espectral, B, com o e minúsculo que representa emissão no sistema de classificação espectral. Como o fenômeno de emissão é transitório, estrelas Be podem às vezes exibir espectro de tipo B normal, e estrelas normais do tipo B podem se tornar estrelas Be. Estrelas Be com emissão de linhas proibidas, além das linhas de hidrogênio, são chamadas de estrelas B[e]. Supergigantes por definição não são consideradas estrelas Be. A primeira estrela reconhecida como estrela Be foi Gamma Cassiopeiae, observada em 1866 por Angelo Secchi, a primeira estrela observada com linhas de emissão. Com a compreensão do processo de linhas de emissão no início do século XX ficou claro que essas linhas devem vir do ambiente circunstelar, não da estrela em si. Atualmente, estrelas Be são entendidas como estrelas com um disco circunstelar formado por material ejetado da estrela. Elas também são caracterizadas por rotação muito rápida e variabilidade, numa escala de tempo que pode variar de minutos a décadas. Normalmente são classificadas como variáveis Gamma Cassiopeiae, em que é variabilidade é causada pela natureza transitória das emissões, ou como devido a mudanças periódicas e curtas no brilho causadas por pulsações estelares ou irregularidades no ambiente circunstelar. B[e]-зоря (англ. B[e] star), інша поширена назва — зоря класу B(e), — це зоря спектрального класу В з вираженими забороненими лініями емісії нейтральних або слабкоіонізованих атомів у спектрі. Назва походить від поєднання спектрального класу B, маленької e, яка позначає емісію у системі спектральної класифікації, та квадратних дужок, які позначають заборонені лінії. نجوم-Be هي مجموعة غير متجانسة من النجوم الساخنة من الأنواع الطيفية B وخطوط الانبعاثات. ويشار إليها أحيانا باسم نجوم-Be الكلاسيكية، وهي نجم B غير عملاق الذي يحتوي طيفه على خط انبعاثات بالمر أو أكثر والتي تميز ذرة الهيدروجين Ein Be-Stern oder OeBeAe-Stern ist ein „früher“ Stern der Leuchtkraftklasse V, IV, oder III (also kein Überriese), der mindestens zeitweise Emissionslinien in den Fraunhoferlinien zeigt, was durch das Suffix e für engl. emission lines hinter dem B für die Spektralklasse angegeben wird. Be형 항성(Be star), 껍질별(shell star)은 분광형 B의 항성 중 스펙트럼에 수소방출선이 나타나는 것을 말한다. 대문자 B 옆에 작은 e(스펙트럼상의 방출선을 의미)를 붙여서 Be로 표시한다. 비이형 별의 스펙트럼에는 다른 원자 이온들도 존재하기는 하나, 그 강도는 수소보다 훨씬 약하다. 비이형 별의 스펙트럼은 보통의 B형 항성보다 선형 편광 및 ''로 불리는 적외선 복사 현상이 뚜렷하게 발견된다. 비이형 별은 항성의 진화 과정 중 찰나에 해당하는 순간이므로, 현재 비이형 별의 특징을 보이는 천체들이 다시 평범한 B형 별로 돌아갈 수 있고, 그 반대의 현상도 일어날 수 있다. 대부분의 비이형 별은 주계열성이지만, 전주계열성, 초거성, 등도 있다. 이들은 B[e] 초거성, 허빅 비이형 별, 콤팩트 행성상 성운 B[e], , '불명' 등으로 분류된다. 비이형 별로 최초로 판명된 천체는 카시오페이아자리 감마로, 1866년 안젤로 세키가 관측했다. 감마별은 방출선 현상을 보여주는 최초의 사례이기도 했다. 방출선 형성과정을 더 잘 이해하게 된 20세기 초에는, 이들 방출선이 항성 자체가 원인이 아니라 항성 주변을 둘러싸고 있는 것 때문에 생겨나게 됨을 알았다. 오늘날 이들 방출선은 항성풍 형태로 방출된 가스가 주변에 존재하기 때문임이 밝혀졌다. 및 편광 현상은 항성에서 나온 빛이 주변 물질들에 의해 흩어지기 때문에 일어난다. 방출선 현상은 항성에서 나온 자외선이 주변 물질들과 반응하여 일어나는 것이다. 비이형 별은 보통 자전 속도가 빠르다. 이 사실은 주계열성 아케르나르를 항성 간섭 관측기로 살펴본 결과 확인되었다. 그러나 질량방출은 빠른 회전 속도만으로는 발생하지 않을 확률이 크며, 여기에 자기장 및 비복사 항성맥동 등의 추가적인 방출 메카니즘이 더해져야 한다. 비이형 별이 잠깐 동안만 존재하는 상태임을 고려하면 항성맥동이 더 관련이 있을 것으로 보이지만, 이 분야의 연구는 아직 진행 중이다. 비이형 별들은 보통 변광성이며, 항성주위 가스원반이 오래 존재하지 못하고, 원반이 항성의 빛을 분산하는 특징에 기반하여 으로 분류된다. 또는 맥동 현상을 근거로 으로 분류하기도 한다. Una estrella Be es una estrella, normalmente de tipo espectral B, que muestra líneas de emisión de hidrógeno en su espectro. La emisión no proviene de la estrella, sino de un disco circunestelar originado por la pérdida de masa y la rápida rotación. Se caracterizan por altísimas velocidades de rotación -incluso para estrellas de tipo B-, del orden de 250 a 500 km/s. Las estrellas Be son estrellas variables cuyas variaciones tienen lugar en distintas escalas de tiempo. Las variaciones a largo plazo (de semanas a décadas) tienen que ver con la formación y la dispersión del disco de material, las de medio plazo (de días a semanas) se asocian al movimiento dentro de sistemas binarios de algunas de estas estrellas, y las variaciones a corto plazo (de 0,3 a 2 días) pueden deberse a pulsaciones no-radiales o a la rotación. El estado de estrella Be es un estado transitorio. Una estrella puede cambiar de B a Be para luego retornar a la normalidad. A las estrellas de tipos espectrales O y A que presentan este mismo comportamiento también se les llama estrellas Be. En Be-stjärna, eller B[e]-stjärna, är en stjärna av spektraltyp B med emissionslinjer i normalt otillåtna våglängder (Balmer-emissionslinjer). Beteckningen kommer ifrån spektraltypen där B anger den primära klassen, e anger emissionslinjer och hakparenteserna anger otillåtna våglängder. Dessa kallas ibland klassiska Be-stjärnor och emissionslinjerna kan uppträda bara vid vissa tillfällen. Även om spektret av Be-typ framträder starkast i stjärnor av spektralklass B kan det observeras även i skalstjärnor av klass O och A. De anses främst vara stjärnor i huvudserien, men ett antal underjättar och jättestjärnor ingår också. Be-звёзды — очень горячие звёзды спектрального класса B (эффективная температура от 10 000 до 30 000 K) со светимостью класса от III до V (то есть не сверхгиганты), спектр которых показывает по крайней мере одну эмиссионную линию излучения — как правило, бальмеровскую серию водорода. Иногда присутствуют другие линии излучения, например нейтрального гелия, но они, как правило, значительно слабее. Be-звёзды могут проявлять эмиссионные линии только время от времени, то есть иногда показывать спектр обычной звезды класса B. Также может возникнуть ситуация, когда до сих пор нормальная B-звезда становится Be-звездой. В обозначении присутствуют две буквы: B, указывающая на спектральный класс, и строчная e, обозначающая излучение (emission) в спектральной классификации. Другими характеристиками Be-звёзд являются линейная поляризация оптического излучения и очень часто избыток инфракрасного излучения, который выражен гораздо сильнее, чем в обычных B-звёздах. Некоторые из этих звёзд являются переменными с периодами от нескольких часов до нескольких дней. У некоторых Be-звезд замечены пульсации поверхности, а в одном случае мощное магнитное поле. Хотя большинство Be-звёзд лежат на главной последовательности, идентификатор «Be», на самом деле, может относиться к достаточно разнородной группе объектов, включая звёзды ещё не вышедшие на главную последовательность, сверхгиганты, симбиотические B[е] звёзды, протопланетарные туманности и др. Могут существовать подклассы: B[е] сверхгиганты, Звёзды Хербига (Ae/Be), компактные планетарные туманности B[е] и прочие «неопределённые» категории. Первой звездой, которая была обозначена как Be-звезда, стала Гамма Кассиопеи. Её спектр в 1866 году изучил Анджело Секки, и это была первая звезда, в спектре которой наблюдались эмиссионные линии. С пониманием процессов, происходящих внутри звёзд, в начале XX века стало ясно, что эмиссионные линии должны исходить от околозвёздной окружающей среды, а не от самой звезды. В настоящее время все наблюдаемые особенности объясняются газовым диском, который образуется из материала, выброшенного из звезды. Избыток инфракрасного излучения и поляризация образуется в результате рассеяния света в околозвёздных дисках, а линии излучения формируются при прохождении звёздного ультрафиолета через газовый диск. Be-звёзды, как правило, быстро вращаются. Одним из примеров, который получил подтверждение с помощью интерферометрических измерений, является Ахернар. Тем не менее одного быстрого вращения, возможно, недостаточно для формирования околозвёздного диска, требуется дополнительный механизм сброса газа из звезды, например мощное магнитное поле или нерадиальные звёздные пульсации. То, что характеристики Be-звёзд проявляются только время от времени, может быть связано, скорее всего, с природой именно этих дополнительных механизмов, но детали в настоящее время ещё обсуждаются. Be-звёзды, как правило, переменны и могут быть классифицированы как переменные типа Гаммы Кассиопеи из-за процесса рассеяния в диске или как переменные типа Лямбды Эридана с учётом их пульсационного характера. Be stars are a heterogeneous set of stars with B spectral types and emission lines. A narrower definition, sometimes referred to as classical Be stars, is a non-supergiant B star whose spectrum has, or had at some time, one or more Balmer emission lines. Una stella Be è una stella di classe spettrale B il cui spettro è caratterizzato da prominenti linee di emissione (indicate dalla lettera "e" dopo la B) dell'idrogeno; non è rara la presenza di linee di emissione di altri elementi ionizzati, ma normalmente appaiono più deboli.Altre caratteristiche osservative includono la polarizzazione lineare della luce e spesso un eccesso di emissione infrarossa, dovuta alla presenza di un disco circumstellare. Lo stadio di stella Be è transitorio: ogni stella di classe B può diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu γ Cassiopeiae, osservata nel 1866 da Angelo Secchi, nonché la prima stella sul cui spettro siano state individuate delle linee di emissione. Be星（びーいーせい、Be star）（B型輝線星、Be型星）は、スペクトル中に顕著な水素の輝線を持つB型主系列星である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオンによる輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光や赤外超過と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。 Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星や超巨星、原始惑星状星雲のものも確認されている。これらはB[e]超巨星（sgB[e]と表記される）やハービッグAe/Be型星、コンパクト惑星状星雲B[e]、共生星B[e]、その他のカテゴリーに細分される。 Be星であることが最初に確認された恒星は、1866年にアンジェロ・セッキによって観測されたカシオペヤ座γ星であり、これはスペクトル中に輝線が観測された最初の恒星であった。20世紀初めに輝線が形成される過程が解明され、これらの線は恒星そのものではなく、周囲の環境が起源であることが明らかとなった。今日では、観測される全ての特徴が、恒星から放出されるガスの円盤で説明されている。赤外過剰と直線偏光は、円盤で恒星の光が散乱されるためであり、輝線の形成は、恒星からの紫外線がガスの円盤で再処理されるためであることが分かった。 Be星は自転速度が速いことが知られており、干渉法によるアケルナルの回転歪みの測定でも実証されている。しかし、回転だけでは円盤の形成には十分ではなく、さらに他に、磁場や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。 Be星は変光星であることが多く、GCAS（カシオペヤ座γ型変光星）やBE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星）などに分類される。 Una estrella Be és una estrella del tipus espectral B que mostra línies espectrals d'emissió. Les estrelles Be volten molt ràpidament (a moltes centenes de kilòmetres per segon a l'equador) i tenen un disc al seu voltant. És aquest disc on es produeixen les línies d'emissió. Moltes estrelles tenen espectres de tipus B i mostren línies d’emissió d’hidrogen, incloses moltes supergegants, Herbig Ae, sistemes binaris de transferència de massa i estrelles B[e]. Es prefereix restringir l'ús del terme estrella Be a estrelles no supergegants que mostren una o més línies d'emissió de la sèrie Balmer. De vegades es coneixen com a estrelles Be clàssiques. Les línies d’emissió només poden estar presents en determinats moments. Tot i que l'espectre tipus Be es produeix amb més força en les estrelles de classe B, també es detecta en les estrelles d'embolcall O i A, i de vegades s'inclouen a la categoria "Estel Be". Les estrelles Be es consideren principalment estrelles de seqüència principal, però també s’inclouen diverses estrelles gegants i subgegants. Les estrelles Be són estrelles variables i les variacions tenen lloc en diferents escales de temps. Les variacions a llarg termini (de setmanes a dècades) han de veure amb la formació i la dispersió de el disc de material, les de mig termini (de dies a setmanes) s'associen al moviment dins de sistemes binaris d'algunes d'aquestes estrelles, i les variacions a curt termini (de 0,3 a 2 dies) poden ser degudes a pulsacions no-radials o la rotació. L'estat d'estrella Be és un estat transitori. Una estrella pot canviar de B a Be per després retornar a la normalitat. A les estrelles de tipus espectrals O i A que presenten aquest mateix comportament també se-les anomena estrelles Be. Be izarrak izar mota bat dira, ohi B espektro motakoak eta euren espektroan hidrogenozko debekatuak erakusten dituena. Igorketa hori ez dator izarretik bertatik, baizik eta errotazio azkarraren eta ondorio den disko zirkumestelar batetik baizik. Euren ezaugarri nagusia errotazio abiada bizia da, baita B motako izarrentzako ere, eta 250 eta 500 kilometro segundoko bitartekoa izan daitekeena. Be izarrak euren aldaketak denbora eskala ezberdinetan jasaten dituzten dira. Epe luzerako aldaketek (asteetatik hasi eta hamarkadetaraino) materialezko diskoaren eraketa eta barreiatzearekin zerikusia dute, epe ertainekoak (egunetatik asteetara) izar hauetakoren batzuen sistema bitarren barruko mugimenduarekin lotzen dira, eta epe motzerako aldaketak (0,3 eta 2 egun bitartekoak) errotazioaren edo pultsazio ez erradialen ondorio izan daitezke. Be izarren egoera egoera iragankor bat da. Izar bat Btik Bera alda daiteke ondoren berriz normaltasunera itzultzeko. Jokaera hau duten O eta A espektro motako izarrei ere Be izena ematen zaie. Une étoile Be est une étoile de type spectral B et qui en plus montre des raies spectrales en émission. Les étoiles Be sont des étoiles qui ont une très grande vitesse de rotation (plusieurs centaines de kilomètres à la seconde à l'équateur), et qui ont un disque autour d'elles. C'est le disque qui est responsable des raies en émission. Les étoiles Be sont ainsi désignées à la suite d'un rapport que la première assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI) a adopté à Rome le 10 mai 1922. Des étoiles comme γ Cassiopeiae, λ Eridani, ou α Eridani (Achernar), sont des exemples d'étoiles Be. Une étoile Be peut faire partie d'une binaire X. Dans ce cas elle est considérée comme étant une binaire X à forte masse. Sa période orbitale avec son compagnon compact est dans ce cas supérieure à 15 jours et son excentricité orbitale très faible (c'est-à-dire que son orbite est quasiment circulaire). Dans le cas où l'objet compact accompagnant l'étoile Be est une étoile à neutrons détectée sous forme de pulsar X, on observe empiriquement une relation de proportionnalité entre la période orbitale du système et la période de rotation du pulsar. Be星是光譜中有明顯的氫發射線的B-型恆星，這類恆星的光譜類型通常標示為Be，B表示是B型恆星，e表示是發射光譜，雖然也可能有其它原子的離子發射譜線，但通常都很微弱。觀測上的其他特徵包括光學上的和比一般的B型恆星更強的紅外線輻射，稱為紅外過量。自然的Be星都是暫時性的，Be星通常都可能保持著正常的B型光譜，而且到前為止都是正常的B型星可能成為Be星。 雖然大多數的Be星都是主序星，但它們都是在複雜的族群中被辨識出來的，包括主序前星、超巨星、原行星雲，和其它的天體。它們或許可以再細分為Be超巨星、赫比格Be星、緻密行星狀星雲Be、共生Be星，而這些全部都還是"不明確"的分類。 第一顆被確認的Be星是策(仙后座γ)，在1866年就被安吉洛·西奇觀測到，也是第一顆被發現有發射譜線的恆星。在20世紀初期，瞭解了發射譜線形成的的過程，知道這些譜線來自環繞在周圍的拱星物質，而不是來自恆星本身。現在，所有的觀測特性都可以用恆星拋射出的物質形成的氣體環解釋。紅外過量和偏極化是星光被盤面散射的結果，發射譜線是恆星的紫外線被盤面的氣體吸收之後再輻射出來的。 Be星一般被認為是高速自轉的天體，並且經由測量到水委一的自轉扭曲得到證實。雖然，單獨的自轉或許還不足以形成盤面，但是額外的拋射機制是需要的，像是一個磁場或是非徑向的恆星的脈動。Be現象瞬變的本質非常像是過渡到另一種程序的聯接過程，但是細節還有待進一步的研究。 Be星是典型的變星，並且被認為是由於暫時存在的星盤和散射過程造成的仙后γ型變星，或是自然脈動性質造成的。
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Be_star?oldid=1093223806&ns=0
dbo:wikiPageLength
5817
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Be_star