https://wiki.taigi.ima.org.tw/w/index.php?action=history&feed=atom&title=Be%E6%98%9F 2026-06-02T03:02:11Z 本 wiki 上此頁面的修訂紀錄 MediaWiki 1.43.1 https://wiki.taigi.ima.org.tw/w/index.php?title=Be%E6%98%9F&diff=494466&oldid=prev 2025-08-23T23:59:43Z

<p>從 JSON 檔案批量匯入</p> <p><b>新頁面</b></p><div>&#039;&#039;&#039;Be 星&#039;&#039;&#039;是光譜內底有明顯的氫發射線的 B-型恆星，這類恆星的光譜類型通常標示為 Be，B 表示講 B 型恆星，e 表示是發射光譜，雖然嘛可能有其他原子的離子發射譜線，毋過通常攏真弱。觀測上的其他特徵包括光學上的線性偏極化佮比一般的 B 型恆星閣較強的紅外線輻射，號做紅外過量。自然的 Be 星攏是暫時性的，Be 星通常攏保持著正常的 B 型光譜，而且到頭前為止攏是正常的 B 型星可能成做 Be 星。<br /> <br /> 雖然大多數 Be 星攏是主序星，但是𪜶攏是佇咧複雜的族群內底去予人分辨出來的，包括主序前星、超巨星、原行星雲，佮其他的天體。𪜶凡勢會當閣斟酌分做 Be 超巨星、赫比格 Be 星、緻密行星狀星雲 Be、共生 Be 星，這全部攏抑是 &quot; 不明確 &quot; 的分類。<br /> <br /> 頭一粒去予確定的 Be 星是策 ( 仙后座 γ )，佇一八六六年就予安吉洛 ・ 西奇觀測著，嘛是第一粒被發現有發射譜線的恆星。佇咧二十世紀初期，了解發射譜線形成的過程，知影這譜線來自環踅佇周圍的拱星物質，毋是來自恆星本身。這馬乎，所有的觀測特性攏會當用恆星拋出的物質形成的氣體環解說。紅外過量佮偏極化是星光被盤面散射的結果，發射譜線是恆星的紫外線被盤面的氣體吸收了後才閣輻射出來的。<br /> <br /> Be 星一般予人認為是高速自轉的天體，並且經過干涉儀測量到水委一的自轉扭曲得著證實。雖然，單獨的自轉凡勢猶無夠形成盤面，毋過額外口的手路機制是需要的，像一个磁場抑是非徑向的恆星的脈動。Be 現象時變的本質非常的親像過渡到另外一種程序的聯接過程，但是細節猶閣愛等進一步的研究。<br /> <br /> Be 星是典型的變星，並且予人認為是因為暫時存在的星盤佮散射的過程造成的仙后 γ 型變星，或者是自然脈動性質造成的波江 λ 型變星。<br /> <br /> ==相關條目==<br /> <br /> * 殼層星<br /> <br /> ==參考資料==<br /> <br /> Porter J . , Rivinius Th . : Classical Be stars , 兩千空三 PASP 一百十五 , 一千一百五十三<br /> <br /> ==外部連結==<br /> <br /> * Philippe Stee&#039;s homepage : Hot and Active Stars Research<br /> * Article from Olivier Thizy : Be Stars<br /> <br /> [[分類: 待校正]]</div>

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