![cover image](https://wikiwandv2-19431.kxcdn.com/_next/image?url=https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/V1025_Tauri_Taurus_Molecular_Nebula_from_the_Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope_courtesy_Adam_Block.jpg/640px-V1025_Tauri_Taurus_Molecular_Nebula_from_the_Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope_courtesy_Adam_Block.jpg&w=640&q=50)
Ae/Be-зорі Гербіга
З Вікіпедії, безкоштовно encyclopedia
Ae/Be-зорі Гербіга (Хербіга)[1] (HAeBe[2]) — молоді зорі (віком до 10 мільйонів років) спектрального класу A або B. Такі зорі все ще оточені газо-пиловою оболонкою та деколи мають навколозоряні диски[3]. У їхньому спектрі наявні лінії випромінювання водню та кальцію, а маса становить 2—8 мас Сонця. Вони ще перебувають на стадії гравітаційного стиснення еволюції зірок та лише наближаються до головної послідовності (тобто, в них ще не розпочалися ядерні реакції за участі водню в ядрі). На діаграмі Герцшпрунга — Рассела такі зорі розташовані праворуч від головної послідовності.
![]() | Цю сторінку запропоновано перейменувати на Ae/Be зорі Хербіга.
Можливо, її поточна назва не відповідає нормам української мови або правилам іменування статей у Вікіпедії. Пояснення причин і обговорення — на сторінці Вікіпедія:Перейменування статей. |
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c7/V1025_Tauri_Taurus_Molecular_Nebula_from_the_Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope_courtesy_Adam_Block.jpg/640px-V1025_Tauri_Taurus_Molecular_Nebula_from_the_Mount_Lemmon_SkyCenter_Schulman_Telescope_courtesy_Adam_Block.jpg)
Вони отримали свою назву на честь американського астронома Джорджа Гербіґа, який уперше виокремив їх серед інших зір 1960 року. Початковими критеріями Гербіґа були:
- спектральний клас вищий від F0 (для виключення зір типу Т Тельця),
- наявність ліній емісії Бальмера у спектрі випромінювання (щоб були схожі на зорі типу T Тельця),
- розташування (принаймні в проєкції на небесну сферу) в межах темної міжзоряної хмари (щоб відібрати дуже молоді зорі поряд з місцем їх народження),
- підсвічування розташованої неподалік яскравої 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 із темними хмарами або туманностями), більш надійними критеріями віднесення до цього класу є:
- спектральний клас вищий від F0,
- наявність 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-зір, які мають надлишок інфрачервоного випромінювання через вільне-вільне випромінювання).
Деколи Ae/Be-зорі Гербіга мають суттєву змінність світності, причиною якої вважається наявність конденсацій речовини (протопланет та планетезималей) у навколозоряному диску. На стадії найменшої світності світло від зорі стає блакитнішим та лінійно поляризованим (коли щільна конденсація закриває пряме світло зорі, зростає відносна частка світла, відбитого від диска, — ефект, схожий на походження блакитного кольору земного неба).