Premenné Be hviezdy

• Sú to premenné hviezdy, ktoré vykazujú premenné emisie v Balmerovských čiarach vodíka, ktoré sú interpretované rýchlo rotujúcou okolohviezdnou obálkou, Be = B s emisiou, najsilnejšia emisia sa vždy pozoruje v čiare H$_{\alpha}$, niektoré Be hviezdy majú v spektre aj zakázané emisné čiary označujeme ich B[e]

• Emisné profily Be hviezd majú 4 základné tvary: 1. wine-bottle profil= jeden emisný pík, hviezdy s pomalou rotáciou 2. symetrický emisný profil rotačná rýchlosť nad 100-150 km/s, 3. asymetrický profil, 4. shell profil

• V H-R sú to hviezdy spektrálnych typov O6 - B9 s triedami svietivosti III - V

• Premennosť je fotometrická, spektroskopická aj polarimetrická, niekedy sa emisné čiary striedavo objavujú a strácajú na dlhých časových škálach, napr. pri $\kappa Dra$ je to 23 rokov

• Spektroskopická premennosť je charakterizovaná zmenami intenzity emisných čiar, niekedy sa pozorujú aj cyklické zmeny medzi B - Be - Be shell, u niektorých sústav sa pozorujú aj cyklické variácie V a R zložky pri dvojitých emisných profiloch

• U niektorých Be hviezd sa pozorujú zmeny jasnosti pravdepodobne vyvolané pulzáciami podobne ako u $\beta Cep$ hviezd, alebo rotáciou škvrnitého povrchu hviezdy

• Periodicity zmien jasnosti sú na časových škálach od 0.4 do 3 dní a s amplitúdami od 0.01 do 0.3 mag, intenzita emisných čiar je často korelovaná s jasnosťou

• Dlhodobé zmeny jasnosti sú buď ako u veľmi pomalých nov s malou amplitúdou alebo ako U R Crb hviezd

• Presné mechanizmy zmien jasnosti nie sú doteraz známe: buď sa jedná o rotačnú moduláciu alebo o neradiálne pulzácie, vo všeobecnosti platí, že svetelné krivky a správanie sa jednotlivých predstaviteľov sa výrazne líši

• Doteraz boli navrhnuté tri modely na vysvetlenie premennosti Be hviezd:

  1.

  Rotačný model - predpokladá, že Be hviezdy sú na rovníku nestabilné a uniká z nich hmota, ktorá vytvorí obálku, rýchla rotácia je podľa tohto modelu vyvolaná kontrakciou na HP, u známych Be hviezd sa však nepozoruje kritická rotačná rýchlosť, pozorované emisné profily je možné vysvetliť rotujúcim kruhovým alebo eliptickým exkréčnym diskom

  2.

  Binárny model - obálka vznika pretokom hmoty v tesnej dvojhviezdy, aby sa mohol vytvoriť disk okolo hviezdy musí byť dostatočne dlhá orbitálna perióda, pritom sa predpokladá, že prenos hmoty nemusí byť kontinuálny ale môže nastávať v zhlukoch

  3.

  Model disku stlačeného hviezdnym vetrom - vychádza z toho že OB hviezdy majú silný hviezdny vietor, pri rýchlorotujúcej hviezde hviezdny vietor odtekajúci z vyšších hviezdografických šírok smeruje k rovine rovníka, tam sa zrážajú vetry zo severnej a južnej pologule hviezdy, v tejto oblasti dochádza ku silnej ionizácii a ohrevu na teploty 10⁵ až 10⁶ K, pre hviezdy spektrálneho typu O6 sa disk vytvorí ak rotačná rýchlosť dosahuje 90% kritickej rýchlosti, pre hviezdy sp. typu B2 postačuje 50-60% krit. rýchlosti

• Bolo zistené, že niektoré Be hviezdy sú dvojhviezdy