Co je Shell Star?

Shell hvězda je myšlenka být obklopen diskem plynu u jeho rovníku. Tyto hvězdy jsou také známé jako proměnné gama Cassiopeiae, protože první příklad byl nalezen v souhvězdí Cassiopeia. Shell hvězda je volána “proměnná” kvůli nepravidelným změnám nebo variabilitě, v jasu, způsobený obklopujícím oblakem plynu. Tento proces není zcela pochopen, ale může souviset s rychlou rotací všech známých hvězd tohoto typu.

Hvězdy jsou klasifikovány podle jejich spektrálních charakteristik a jsou jim přiděleny dopisy, a skořápkové hvězdy jsou podle této klasifikace rozděleny do čtyř skupin. Písmena jsou v pořádku O, B, A, F, G, K a M. Hvězdy na O konci spektra, nazývané modré hvězdy, jsou nejžhavější. Hvězdy na druhém konci spektra jsou nejchladnější hvězdy a jsou klasifikovány jako červené hvězdy. Tři typy hvězd skořápky spadají pod část spektra O a B nebo modro-bílo bílou část spektra a čtvrtá skupina patří do skupiny hvězd v rozsahu AF nebo bílých a žlutobílých hvězd. Většina hvězd skořápky spadá do řady B.

Písmeno „e“ se často používá jako sekundární klasifikace hvězdy, která označuje zvýšené emise, a ve většině případů bude hvězdice skořápky označena jako taková. Zvýšené emise jsou z vodíkové části emisního spektra, což znamená, že tyto hvězdy vykazují větší množství vodíku ve stavu vyšší energie než jiné hvězdy. Shell hvězda může také ukázat zvýšená emisní spektra pro jiné prvky takový jako železo, hélium a vápník, mezi ostatními.

Hvězdy jsou také klasifikovány podle velikosti, což také odpovídá celkové jasnosti nebo jasu. Většina hvězd hvězd patří mezi větší typy hvězd. K označení této klasifikace se používají římské číslice, přičemž I hvězdy jsou největší a V hvězdy nejmenší. Naše vlastní slunce je hvězdou velikosti V. Většina hvězd shellu spadá do rozsahu III-IV, ale některé se nacházejí ve třídě V.

Variabilita spektra luminosity a emise pro skořápkové hvězdy ztěžuje jejich úplné porozumění nebo jejich přesnou klasifikaci, protože se může zdát, že spadají do různých kategorií podle přijatých kritérií v různých časech. Předpokládá se, že extrémně rychlá rotace má v této variabilitě hlavní roli, ale zcela nevysvětluje změny v jasnosti nebo emisích. V roce 2011 se astronomové stále pokoušejí vysvětlit mechanismus za plynovým diskem a jeho vztah k variabilitě hvězd hvězd.