Be-stjärnor ( oftast dubbelstjärnor) kan istället vara Trippelstjärnor

 

En Be-stjärna, eller B[e]-stjärna, är en stjärna av spektraltyp B med emissionslinjer i normalt ej vanliga våglängder (Balmer-emissionslinjer). Beteckningen kommer ifrån spektraltypen där B anger den primära klassen, e anger emissionslinjer och hakparenteserna anger ovanliga våglängder.  Be-stjärnor med unika emissionslinjer uppträder bara under vissa tillfällen. 

PhD student Jonathan Dodd och Professor René Oudmaijer, from the University’s School of Physics and Astronomy i Edinburgh visar spännande nya bevis för att massiva Be-stjärnor – som hittills främst ansetts existera som dubbelstjärnor kan vara "trippelstjärnor.

Den anmärkningsvärda upptäckten kan revolutionera  förståelsen av objekten. Be-stjärnor är omgivna av en karakteristisk skiva bestående av gas  som liknar  Saturnus ringar. Men även om Be-stjärnor har varit kända i cirka 150 år har ingen hittills förstått hur dessa skiva bildas.

Konsensus bland astronomer har hittills varit att skivorna bildas genom Be-stjärnornas snabba rotation och  av att stjärnorna växelverkar med en annan stjärna som ett dubbelstjärnsystem.

Genom att analysera data från den europeiska rymdorganisationen ESA:s Gaia-satellit, beskriver forskarna att de nu har hittat bevis för att dessa stjärnor istället för dubbelstjärnor är trippelsystem –tre stjärnor som interagerar i stället för som tidigare antagits som dubbelstjärnsystem.

De observerade hur stjärnorna rörde sig över natthimlen under perioder av 10 år och även kortare perioder på cirka sex månader. Om en stjärna rör sig i en rak linje vet vi att det  är en stjärna men om det finns fler än en ses en liten vinglig- eller en spiralrörelse.

Vi tillämpade detta på de två grupper av stjärnor som vi såg på – B-stjärnor och Be-stjärnor – och vad vi upptäckte var att det till en början ser ut som att Be-stjärnor har en lägre grad av följeslagare (dubbelstjärnkonstellation)  än B-stjärnorna. Det är intressant eftersom vi förväntar oss att de ska ha en högre grad av detta istället, beskriver ledaren i forskningen till studien Prof Oudmaijer och tillägger: "Det faktum att vi inte ser dem kan bero på att följestjärnan (orna)  är för svaglysande för att upptäckas. Forskarna tittade sedan på en annan uppsättning data och letade efter stjärnor som ligger längre bort och fann att vid dessa större separationer är frekvensen av kompanjonstjärnor mycket likartad mellan B- och Be-stjärnorna.

Från detta kunde de dra slutsatsen att det i många fall inte bara är en extra stjärna som upptäckts utan även en tredje stjärna kommer in i bilden vilket tvingar en av dessa följeslagare närmare den ena av Be-stjärnorna i konstellationen – tillräckligt nära för att massa ska kunna överföras från den ena till den andra och bilda den karakteristiska Be-stjärnskivan. Detta kan också förklara varför vi inte ser dessa följeslagare då förklaringen är att de är för små och därmed svaga i sitt sken för att upptäckas efter att Be-stjärnan har sugit in mycket av dess massa.

Upptäckten kan få stor betydelse i andra delar av astronomin – bland annat vår förståelse av svarta hål, neutronstjärnor och gravitationsvågskällor.

Bild vikipedia på Be-stjärnan Achernar i stjärnbilden Eridanus, utplattad av sin extremt snabba rotation.