Звёзды Хербига (Ae/Be) — молодые (возраст до 10 млн лет), ещё не вышедшие на главную последовательность звёзды спектрального класса A или B. Они имеют массу, превышающую солнечную от 2 до 8 раз. Наблюдаются в регионах звёздообразования, окружены газопылевыми облаками и имеют температуру поверхности от 3500 до 6000 K. Спектры этих звёзд отличаются сильными эмиссионными линиями. В оптическом диапазоне они, в основном, состоят из линий бальмеровской серии водорода и ионизованного кальция[1]. Звёзды данного типа также выделяются по избыточному инфракрасному излучению, которое исходит от окружающего их газопылевого облака. Термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в ядре звезды у них ещё не наступила, и они разогреваются за счёт гравитационного сжатия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в правой части главной последовательности[2]. Они названы в честь американского астронома Джорджа Хербига, который первым выделил подобные звёзды в отдельный класс в 1960 году и предложил для них следующие критерии:
- Спектральный класс — более ранний, чем F0 (чтобы отличить их от звёзд типа Т Тельца)
- Линии бальмеровской серии в спектре звезды
- Протозвезда находится в тёмной туманности
- Звезда подсвечивает отражательную туманность (чтобы подчеркнуть связь между звездой и местом звездообразования)
В настоящее время, когда стали известны изолированные звёзды Хербига (т.е. не связанные ни с какими туманностями), наиболее распространены следующие критерии[3]:
- Спектральный класс — более ранний чем F0
- Линии бальмеровской серии в спектре звезды
- Избыток инфракрасного излучения (по сравнению с обычными звёздами) из-за существования протопланетного диска
Иногда звёзды Хербига показывают лёгкую переменность. Считается, что это происходит, когда протопланеты и планетезимали перекрывают свет звезды[4].
Аналогами звёзд Хербига с массами меньше двух солнечных являются звёзды типа T Тельца. Звезды больших масс (>8 солнечных), не могут быть наблюдаемы (по крайней мере, в оптическом диапазоне), так как эволюционируют очень быстро и когда они становятся видимыми, то есть когда они уничтожат околозвёздный диск, они уже находятся на главной последовательности.
Примечания
править- ↑ Waters L. B. F. M., Waelkens, C. (1998), HERBIG Ae/Be STARS, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 36, p. 233—266 (англ.)
- ↑ Pérez M. R., Grady C. A. (1997), Observational Overview of Young Intermediate-Mass Objects: Herbig Ae/Be Stars, Space Science Reviews, Vol 82, p. 407—450 (англ.)
- ↑ Herbig Ae/Be stars (англ.)
- ↑ Molecular Hydrogen In The Circumstellar Environment Of Herbig Ae/Be Stars Архивная копия от 24 мая 2011 на Wayback Machine (англ.)
Ссылки
править- В. Г. Сурдин, С. А. Ламзин. Протозвёзды Архивная копия от 8 мая 2009 на Wayback Machine
- Molecular Hydrogen In The Circumstellar Environment Of Herbig Ae/Be Stars. mpia-hd.mpg.de. Дата обращения: 16 октября 2008. Архивировано 24 мая 2011 года.