Was ist ein Shell-Stern?

Ein Oberteilstern wird wahrscheinlich durch eine Diskette des Gases an seinem Äquator umgeben. Diese Sterne sind alias Gamma Cassiopeiae Variablen, weil das erste Beispiel im Konstellation Cassiopeia gefunden wurde. Ein Oberteilstern wird „Variable“ wegen der unregelmäßigen Änderungen oder Veränderlichkeit, in der Helle genannt, verursacht durch die umgebende Wolke des Gases. Dieser Prozess wird nicht völlig verstanden, aber kann mit der schnellen Umdrehung aller bekannten Sterne dieser Art zusammenhängen.

Sterne werden entsprechend ihren Spektraleigenschaften eingestuft und einen Buchstaben zuwiesen, und Oberteilsterne werden in vier Gruppen unterteilt, die auf dieser Klassifikation basieren. Die Buchstaben sind, im Auftrag, O, B, A, F, G, K, und M.-Sterne am O-Ende des Spektrums, genannt blaue Sterne, sind das heißeste. Sterne am anderen Ende des Spektrums sind die kühlsten Sterne und werden als rote Sterne eingestuft. Drei Arten Oberteilsterne fallen unter das O und das B, oder blau und blau-weiß, Teile des Spektrums und die vierte Gruppe gehört der Gruppe der Sterne in der A-Fstrecke oder den weißen und gelb-weißen Sternen. Eine Majorität Oberteilsterne fallen in die b-Strecke.

Der Buchstabe „e“ wird häufig angewendet, wie eine Sekundärklassifikation zu einem anzuzeigen Stern Emissionen erhöhte, und in den meisten Fällen, ein Oberteilstern als solches bezeichnet wird. Die erhöhten Emissionen sind vom Wasserstoffteil des Emissionspektrums und bedeuten, dass diese Sterne größere Mengen Wasserstoff, in einem Zustand der höheren Energie, als andere Sterne ausstellen. Ein Oberteilstern kann erhöhte Emissionspektren für andere Elemente wie Eisen, Helium und Kalzium auch zeigen, unter anderem.

Sterne werden auch entsprechend Größe eingestuft, die auch Gesamthelle oder Helligkeit entspricht. Die meisten Oberteilsterne gehören zu den größeren Sternarten. Römische Ziffern werden verwendet, um diese Klassifikation anzuzeigen, wenn die i-Sterne die größten und v-Sterne sind, das kleinste. Unsere eigene Sonne ist ein Stern der Größe V. Eine Majorität Oberteilsterne fallen in die III-IV Strecke, aber einige werden in der v-Kategorie gefunden.

Die Veränderlichkeit in den Helle- und Emissionspektren für Oberteilsterne bildet es schwierig, sie völlig zu verstehen oder sie, während sie scheinen können, in verschiedene Kategorien entsprechend geltenden Kriterien zu fallen, zu den verschiedenen Zeiten genau einzustufen. Die extrem schnelle Umdrehung wird gedacht, um die wichtige Rolle in dieser Veränderlichkeit zu haben aber nicht völlig die Änderungen in der Helle oder in den Emissionen erklärt. 2011 versuchen Astronomen noch, den Mechanismus hinter der Gasscheibe und seine Relation Veränderlichkeit der Oberteilsterne zu erklären.