Herbig-Ae/Be-stjerne

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

Herbig-Ae/Be-stjerne er unge stjerner i spektralklasse A og B som enda ikke har nådd hovedserien. De er fremdeles innlemmet i gass og støv, og kan være omringet av en skive. Spektrallinjer av hydrogen og kalsium observeres i disse stjerners spekter. De har en masse på 2–8 solmasser og gjennomgår fremdeles akkresjonsfasen av stjernedannelsesprosessen før hovedserien, noe som innebærer at det enda ikke skjer noen fusjon av hydrogen. I Hertzsprung-Russell-diagrammet finnes disse stjernene til høyre for hovedserien. De har fått navne etter den amerikanske astronomen George Herbig som først skilte dem fra andre stjerner i 1960.

De opprinnelige kriteriene for en Herbig-Ae/Be-stjerne i følge George Herbig var:

  • Spektralklasse før F0 (for å utelukke T Tauri-stjerner
  • Balmerspektrallinjer i stjernens spekter (for å være like T Tauri-stjerner)
  • En posisjon innenfor grensene for en mørk intersellar tåke (for å velge virkelig unge stjerner nær deres fødsesteder)
  • Opplysning av en nærliggende refleksjonståke (for å garantere en fysisk lenke med stjernedannelsesregionen)

I dag finnes flere kjente isolerte Herbig-Ae/Be-stjerne som ikke har en forbindelse med mørke skyer eller tåker. Derfor er de mest pålitelige kriteriene nå:

  • Spektraltype før F0
  • Balmerspektrallinjer i stjernens spekter
  • En overflod av infrarød stråling sammenlignet med vanlige stjerner på grunn av en skive av støv som er rundt nye stjerner

Herbig-Ae/Be-stjerne viser noen ganger betydelige variasjoner i lysstyrken. Det anses å være avhengig av objekt (protoplaneter og planetesimaler i den protoplanetariske skiven). Når lysstyrken er på det laveste blir strålingen fra stjernen blåere og lineært polarisert, noe som kommer av at klumpene forstyrrer det direkte stjernelyset så står det spredte lyset for en større andel. Det hele er samme slags effekt som den blå fargen på vår himmel, der sollyset spres i atmosfæren.

Analogt til Herbig-Ae/Be-stjerne finnes en motpart med lavere masse (<2 solmasser) for spektralklassene F, G, K og M, som kalles for T Tauri-sjerner. Tyngre stjerner enn åtte solmasser kan ikke observeres i dette stadiet ettersom de utvikles svært raskt. Når tilstrekkelig mye gass og støf har blitt spredt, slik at de kan bli synlige, har de alt begynt fusjonen av hydrogen og er dermed hovedseriestjerner.

Referanser[rediger | rediger kilde]