Be yıldızları

Abstract

İH ÖZET B tipi yıldızlar, etkin sıcaklıkları 1.0x104 ile 3.0x104 °K ve kütleleri 2 ile 20 M0 arasında değişen sıcak ve büyük kütleli genç yıldızlardır. Bu yıldızların görsel bölge spektrumunda kuvvetli He I çizgileri ve hidrojenin Balmer serisine ait çiz giler belirgin şekilde görülmekte, buna karşın iyonlaşmış He çizgileri hiçbir za man görülmemektedir. Asal kol yıldızlarında geç spektrel tiplere gittikçe Balmer çizgileri şiddetlen mekte, He I, B2 spektrel tipindeki maksimumundan sonra zayıflamaktadır. Anakoldan dev bölgesine kadar B yıldızları arasında, görsel bölge spektrumlar incelendiğinde, hidrojenin emisyon çizgilerini veren yıldızlar gözlemektedir. Ayrıca spektrumda bir kez iyonlaşmış metallerin emisyon çizgileri de görülür. Bu yıldızları aynı spektrel tipteki çok sayıda, absorpsiyon çizgili B yıldızların dan ayırt etmek için gösterimlerine bir `e` harfi eklenmiştir. HR diagramında bu bölgede bulunan emisyon çizgili yıldızlar, görsel dalgaboyu aralığı ve yıldız spektrumlarını sınıflayan sistem içerisinde bir anormallik gös terirler. Be olayı, hızlı dönen B yıldızlarının çevresinde oluşan zarflar nedeni ile ortaya çıkan spektroskopik bir olaydır. Bu olay, Balmer çizgilerinde veya iyonlaşmış metallerde emisyon çizgilerinin oluşumu şeklinde ortaya çıkmaktadır. Bu çizgi lerin şiddetleri ve profilleri, genellikle birkaç saat veya daha uzun zaman ara lıklarında düzensiz değişimler göstermektedir. Uzaydan yapılan gözlemlere ek olarak arzdan yapılan gözlemlerin gelişmesi sonucu, morötesi, X-ışın, kırmızıö- tesi ve radyo bölgelerindeki spektrel aralığın genişlemesiyle, Be yıldız olayı çeşitli yönleriyle aydınlanmaya başlamıştır. Optik dalgaboyu aralığında gözlenen, Be yıldızları için değişen emisyon çizgi spektrumlarını sınıflamak, karşılaştırmak ve tanımlamak için genel anlamda bir yol henüz tam olarak bulunamamıştır. Herbir Be tipi spektrum, sadece belirli bir zaman dilimi içinde ölçülen belirli bir Be yıldızını tanımlamaktadır. Farklı Be yıldızlarını karşılaştırmak için, bir Be yıldızının spektrumuna ait bilgilere ekiv olarak hem yıldız hem de etrafındaki zarfla ilgili aşağıdaki özellikler bilinmeli dir. Dachs (1987). 1- Yıldızın MK sınıflamasında kullanılan absorpsiyon çizgileri, 2- Yıldızın dönme hızı, 3- Mümkün olduğunca geniş bir dalgaboyu aralığını kapsayacak şekilde zarfa ait çok sayıda emisyon çizgisinin ve sürekliliğin şiddetleri, 4- Spektfumdaki karakteristik emisyon çizgilerinin duyarlı biçimde ölçüleri pro filleri ve bunlardan elde edilen radyal hız değerleri. Buna ek olarak çizgiler de saptanabilecek simetri bozulmasının zaman ile değişimi. Be yıldızları için yapılan iki temel model vardır. Struve (1931) ve Huang (1975) tarafından incelenen elipik halka modeli, yarı peryodik değişimlerle ilgili olan gözlemsel çalışmalarla uyum içindedir. Kriz ve Harmanec (1975), oluşturdukla rı çift yıldız modelinde bir eliptik halka ortaya atmış ve böylece halkanın oluşu muyla ilgili mekanizmalar bulmuşlardır. Çift yıldız modeliyle ilgili ortaya atılan en yeni model kütle alışverişi yapan çift yıldız sistemleridir. Bu model, gözlenen çok sayıda değişimler ve zarfın oluşumu için bir mekaniz ma oluşturmuştur. Bu model ayrıca, bilinen Be çift yıldızlarının olması ile des tek görmüştür. Be yıldızları için çift yıldız modelleri oluşturulmuş olmasına kar şın belirgin bir örnek vermek olanaksızdır. Balona (1990), Be yıldız olayını açıklamak için radyal olmayan pulsasyon ola yını düşünmüştür. Bu konuda bir model Vogt ve Penrod (1983) tarafından ge liştirilmiştir.

ABSTRACT The B-type stars, those stars whose visible spectra are dominated by lines of He I and the Balmer series of hydrogen, but no ionized He lines, are rather hot, massive stars with effective temperatures in the range from 1.0x104 to 3.0x1 04 °K and masses in the range from 2 to 20 solar masses. In main sequence stars, the Balmer series increases toward late spectral types. The strength of the He I lines reaches a maximum around B2, and decreases later than B2. For the spectral classification of B stars, mainly the visual region is used. Firstly, the spectra, which determine the spectral types, are defined. Among the B stars, from main sequence to the giant region, we observe stars that exhibit hydrogen emission lines in the visible wavelength range, sometimes accompanied by emission lines of singly ionized metals. In order to distinguish these stars from a large number of absorption-line B stars of the same spectral type, we add the suffix `e` to the spectral type determined by MK system to indicate the presence of Balmer emission. The emission-line stars occupying this region of the HR diagram are therefore an anomaly in the system used to classify stellar spectra at visible wavelengths. Be stars are the sepctroscopic phenomena caused by the formation of envelopes around B-type stars that are usually rapidly rotating. The phenomena appear as the formation of emission in the Balmer lines and some times in certain ionized metals; their intensities and profiles generally exhibit irregular variations with time scales from hours, to decades. With the extension of the observable spectral range to UV, x-ray, IR and radio wavelength regions, by the development of ground-based as well as space observations, a new and more complete aspect of the Be star phenomena has come to light. No general agreement has been reached so far about the proper way to describe, to compare and to classify the highly variable emission-line spectra observed for Be stars at optical wavelengths. Certainly, every description of avi Be-type spectrum only refers to a certain Be star as measured at a fixed epoch. In order to allow comparison between different Be stars, any meaningful description of a Be star spectrum should contain at least the following information both about the underlying star and about the circumstellar envelope (Dachs, 1987): 1 - MK absorption-line spectarl type of the underlying star, 2- Projected rotational velocity, v sin i, of the central star, 3- Intensities of line (and continuous) emission from the envelope for as many emission lines and wavelength regions as possible, 4- Accurately measured emission line profiles including radial velocities for important features and quantative evaluation of line asymmetries. There are two fundamental models for the Be stars. The elliptical ring model of Struve (1931) and Huang (1975) suffers from important simplifications yet it does fit reasonably well many of the observed variations in the semi-periodic variables. Kriz and Harmanec (1975) make use of the elliptical ring in their binary model and, in doing so, furnish better mechanisms for its formation and apsidal motion. The most recent model, mass exchanging binaries, is obviously a versatile one. It furnishes a mechanism for the formation of the envelope and for many of the observed variations. It is also supported by the existence of known Be binaries. Although the binary model can be shown to apply in certain cases, it is very difficult to completely rule it out in any given example. Balona (1990) considered the Non-Radial Pulsation to explain the Be pheno menon. Vogt & Penrod (1983) developed a model for non radial pulsation