|
'''Ae/Be -зоря Гербіга''' ('''HABe''') — [[зоря до головної послідовності|молода зоря]] (<10 мільйонів років) [[спектральна класифікація зір|спектрального класу]] [[зорі спектрального класу A|A]] або [[зорі спектрального класу B|B]]. Такі зорі все ще оточені газо-пиловою оболонкою та деколи мають [[Навколозоряний диск|навколозоряні диски]].<ref>{{cite journal |author=V. Mannings & A. Sargent (|date=2000) |title=High-resolution studies of gas and dust around young intermediate-mass stars: II. observations of an additional sample of Herbig Ae/Be systems. |journal=Astrophysical Journal, vol. |volume=529, p|pages=391–401 |bibcode=2000ApJ...529..391M 391|doi=10.1086/308253}}</ref> У їх спектрі наявні лінії випромінювання [[водень|водню]] та [[кальцій|кальцію]], а маса становить 2-8 [[маса Сонця|мас Сонця]]. Вони все ще перебувають на стадії гравітаційного стиснення [[еволюція зір|еволюції зірок]] та лише наближаються до [[головна послідовність|головної послідовності]] (тобто, в них ще не розпочалися [[протон-протонний ланцюжок|ядерні реакції за участі водню]] в ядрі). На [[Діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]] такі зорі розташовані справа від головної послідовності.
Вони отримали свою назву на честь американського астронома [[Джордж Гербіґ|Джорджа Гербіґа]], який вперше виокремив їх серед інших зір 1960 року. Початковими критеріями Гербіґа були:
* [[спектральна класифікація зір|спектральний клас]] вищий від F0 (для виключення [[Зорі типу T Тельця|зір типу Т Тельця]]),
* наявність [[Серія Бальмера|ліній емісії Бальмера]] у спектрі випромінювання (щоб були схожі на [[зорі типу T Тельця]]),
* проекційне розташування (принаймні в проекції на небесну сферу) в межах темної міжзоряної хмари (щоб відібрати дуже молоді зорі поряд з місцем їх народження),
* підсвічування розташованої неподалік яскравої [[Відбивна туманність|відбивної туманності]] (для гарантування наявності фізичного зв'язку з місцем [[формування зір]]).
Оскільки сьогодні відомо декілька ізольованих Ae/Be -зір Гербіга (тобто, не пов'язаних з темними хмарами або туманностями), більш надійними критеріями віднесення до цього класу є:
* [[спектральна класифікація зір|спектральний клас]] вищий від F0 ,
* наявність [[Серія Бальмера|ліній емісії Бальмера]] у спектрі випромінювання,
* надлишок випромінювання в інфрачервоних хвилях (у порівнянні з нормальними зорями) завдяки оточуючому міжзоряному пилу (для того, щоб відрізнити їх від класичних [[Be -зорі|Be -зір]], які мають надлишок інфрачервоного випромінювання через [[Гальмівне випромінювання|вільне-вільне випромінювання]]).
Деколи Ae/Be -зорі Гербіга мають суттєву змінність світності, причиною якої вважається наявність конденсацій речовини ([[протопланета|протопланет]] та [[планетозималь|планетозималей]]) у навколозоряному диску. На стадії найменшої світності світло від зорі стає блакитнішим та [[Поляризація електромагнітної хвилі|лінійно-поляризованим]] (коли щільна конденсація закриває пряме світло зорі, зростає відносна частка світла, відбитого від диску, — ефект, схожий на причинипоходження блакитного кольору земного неба).
== Аналоги ==
Аналогами Ae/Be -зір Гербіга є [[зорі типу T Тельця]] — молоді зорі масою менше 2-х сонячних мас [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] F, G, K, M. Масивніші молоді зорі (більше 8 мас Сонця) дотепер не спостерігались, оскільки вони [[еволюція зір|розвиваються]] дуже швидко: коли вони стають видимі (тобто скидають навколозоряну газо-пилову туманність), горіння Гідрогену в них уже розпочалося й вони вже є зорями [[головна послідовність|головної послідовності]].
== Планети ==
Приклад планети довкола Ae/Be -зорі Гербіга: [[HD 95086 b]] довкола [[зорі спектрального класу A]]
== Примітки ==
[[Категорія:Класи зірок]]
[[Категорія:Зоряна еволюція]]
[[Категорія:Ae/Be -зорі Гербіга]]
| 