Die Be-Sterne - eine Besonderheit der Spektralklasse B

B-Sterne mit Emissionslinien werden Be-Sterne genannt. Diese haben folgende Ursache: Die Rotationsgeschwindigkeit kann in der Spektralklasse B bis zu 200km/s am Äquator betragen - so viel wie in keiner anderen Spektraklasse. Diese kann zu einer Instabilität der B-Sterne und erhöhtem Materialverlust führen. Das ausgeschleuderte Material bildet dann einen leuchtenden Ring um den Stern, welcher für die Wasserstoff- und Helium-Emissionslinien verantwortlich ist. Am meisten Emissionslinien besitzen Sterne mit einer dicken Hülle und starken Sternwinden wie Gamma Cassiopeiae, einige Plejadensterne oder P Cygni. Ihre Emissionslinien werden wegen des Dopplereffekts auffallend breit. Weil sich die eine Seite des rotierenden Ringes von uns weg, die andere auf uns zu bewegt, kommt es zu einer gleichzeitigen Rot- und Blauverschiebung und somit zur Verbreiterung der Emissionslinien. Besondere Sterne mit Präfix p (engl. peculiar, besonders) wie Zeta Tauri können aufgrund bisher ungeklärter Gründe extrem starke Helium-Linien besitzen.

Galerie von Be-Sternen

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Spektrallinien von B-Sternen

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B0 IVe Gamma Cassiopeiae

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B1 Iae P Cygni

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B2 IVp Zeta Tauri

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B6 Ve Beta Piscium

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B7 IIIe Eta Tauri (Alcyone)

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B7 Ve Beta Lyrae


Spektralklassen im Überblick - Quellen