Be형 항성
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1. 개요
Be형 항성은 방출선을 보이는 B형 항성을 의미한다. 1866년 안젤로 세키가 관측한 감마 카시오페이아가 최초의 Be형 별로 기록되었다. Be형 별은 빠른 자전에 의해 별 주위 물질로 형성된 가스 원반을 가지고 있으며, 이 원반에서 발생하는 적외선 과잉, 편광, 선 방출 등의 특징을 보인다. 일부 Be형 항성은 쉘 구조를 나타내기도 하며, 시각적 및 분광학적 변광성을 보이기도 한다. 이러한 변광성은 카시오페이아자리 감마형 변광성 또는 BE형 변광성으로 분류될 수 있다.
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- Be형 항성 - 아케르나르
아케르나르는 에리다누스자리에서 가장 밝고 지구에서 아홉 번째로 밝게 보이는 청색 항성으로, 빠른 자전으로 편구체 모양을 하고 있으며 적도면에 가스 원반을 가지고 있고 동반성을 거느리고 있다. - Be형 항성 - 카시오페이아자리 감마
카시오페이아자리 감마는 겉보기 등급이 불규칙하게 변하는 분출 변광성이자 카시오페이아자리 감마 변광성의 대표 별로, 빠른 회전 속도와 적도 팽창, 뜨거운 가스 원반을 특징으로 하며 X선 방출 메커니즘에 대한 논쟁이 있고, 분광 쌍성을 포함하는 다중성계이며 'Navi'라는 별칭으로도 알려져 있다. - 항성의 형태 - 중성자별
중성자별은 초신성 폭발 후 남은 태양 질량의 1.4배에서 3배 정도 되는 질량을 가진 고밀도 천체로, 주로 중성자로 이루어져 있으며 빠른 자전과 강력한 자기장을 가진 펄서, 마그네타 등 다양한 유형이 존재하고, 쌍성 중성자별의 합병은 중력파와 감마선 폭발을 발생시키며 철보다 무거운 원소 생성에 기여하는 것으로 알려져 있다. - 항성의 형태 - 변광성
변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별을 의미하며, 내재적 변광성과 외재적 변광성으로 분류되고, 광도곡선을 통해 분석하며, 우주 거리 측정에도 활용된다.
| Be형 항성 | |
|---|---|
| 특징 | |
 | |
| 설명 | 고속 회전하는 B형 항성으로, 강력한 항성풍과 이로 인한 고리 모양의 가스층을 가지고 있음. 방출선 스펙트럼을 보임. |
| 명칭 | |
| 영어 | Be star |
| 한국어 | Be형 항성, Be별 |
| 한자 | Be星 |
| 분류 | |
| 분광형 | B형 |
| 특징 | 방출선 스펙트럼, 고속 회전, 항성풍, 가스 고리 |
| 물리적 특징 | |
| 질량 | 태양 질량의 3 ~ 20배 |
| 반지름 | 태양 반지름의 3 ~ 10배 |
| 광도 | 태양 광도의 100 ~ 100,000배 |
| 표면 온도 | 10,000 ~ 30,000 K |
| 회전 속도 | 매우 빠름 (종종 임계 회전 속도에 가까움) |
| 스펙트럼 특징 | |
| 방출선 | 수소, 헬륨, 철, 마그네슘 등의 특정 파장에서 강한 방출선을 보임. |
| 고리 | 항성에서 방출된 가스로 이루어진 고리 모양의 구조가 존재하며, 이는 방출선 형성에 기여함. |
| 형성 메커니즘 | |
| 고속 회전 | 별의 적도 부분이 불안정해져 물질이 방출되고, 이 물질이 원반을 형성함. |
| 항성풍 | 강력한 항성풍이 별에서 물질을 불어내어 원반 형성에 기여함. |
| 쌍성 상호작용 | 쌍성계에서 동반성과의 상호작용으로 인해 물질이 이동하고 원반이 형성될 수 있음. |
| 연구 | |
| 관측 | 분광학적 관측을 통해 Be 별의 스펙트럼 특징과 물리적 특성을 연구함. |
| 모델링 | Be 별의 형성과 진화를 설명하기 위해 다양한 이론적 모델이 개발되고 있음. |
| 중요성 | 별의 진화, 항성풍, 회전 등의 현상을 이해하는 데 중요한 역할을 함. |
2. 발견
감마 카시오페이아는 1866년 안젤로 세키에 의해 최초로 관측된 Be형 별이자, 방출선을 가진 최초의 별이었다.[3] 이와 유사한 스펙트럼을 보이는 다른 많은 밝은 별들이 발견되었지만, 이들 중 다수는 더 이상 고전적인 Be형 별로 간주되지 않는다.[4] 그중 가장 밝은 별은 아케르나르이며, 1976년까지 Be형 별로 인식되지 않았다.[5][6]
20세기 초 방출선 형성 과정에 대한 이해가 높아지면서, Be형 별의 방출선은 별의 급격한 자전에 의해 돕는 별 주위 물질에서 비롯된다는 것이 분명해졌다.[7] 현재 Be형 별의 모든 관측적 특징은 별에서 방출된 물질로 형성된 가스 원반으로 설명할 수 있다. 적외선 과잉과 편광은 원반에서 별빛의 산란으로 인해 발생하며, 선 방출은 가스 원반에서 별의 자외선을 재처리하여 형성된다.[2]
일부 Be형 항성들은 별을 둘러싼 분리된 가스 "쉘"(shell) [1], 더 정확하게는 원반이나 고리로 해석되는 스펙트럼 특징을 나타낸다. 이러한 쉘 특징은 많은 Be형 별 주위에 존재하는 가스 원반이 우리를 향해 가장자리로 정렬되어 스펙트럼에서 매우 좁은 흡수선을 생성할 때 발생한다고 생각된다. [1]
Be형 별은 시각 및 분광학적으로 변광성을 보이는 경우가 많다. Be형 별은 일시적이거나 변동하는 원반이 관측될 때 카시오페이아자리 감마형 변광성으로 분류될 수 있다. 기작의 명확한 징후 없이 변광성을 보이는 Be형 별은 변광성 일반 목록에서 단순히 BE로 등재된다. 이러한 별 중 일부는 맥동 변광성으로 여겨지며, 때로는 에리다누스자리 람다형 변광성이라고 불린다.
[1]
논문
Classical Be Stars
3. 모델
4. 쉘 별
5. 변광성
참조
[2]
논문
Classical Be stars
[3]
논문
Schreiben des Herrn Prof.Secchi, Dir. Der Sternwarte des Collegio Romano, an den Herausgeber
https://zenodo.org/r[...]
[4]
논문
Discovery and Observations of Stars of Class Be
[5]
논문
Evidence for mass loss at moderate to high velocity in Be stars
[6]
논문
The influence of rotation and stellar winds upon the Be phenomenon
[7]
논문
On the Origin of Bright Lines in Spectra of Stars of Class B
[8]
논문
An improved classification of B[e]-type stars
[9]
논문
Astronomy and Astrophysics, Volume 453, Issue 3, July III 2006, pp.1059-1066
2006-07
[10]
서적
天文学大事典
地人書館
[11]
서적
オックスフォード天文学辞典
朝倉書店
[12]
서적
기본천문학
(주)시그마프레스
2009-06-11
[13]
간행물
비이형 별들의 개선된 항성분류(An improved classification of B[e]-type stars)
http://adsabs.harvar[...]
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