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étaient plus sensibles dans ce domaine que les détecteurs CCD actuels), on mesurait de 1A à plus de
10A!
Curtis nota en 1923 que la "largeur" des raies en émission de l'hydrogène est liée linéairement à
leur longueur d'onde:
∆λ=6.28.10-4(λ-3270)(W-2.61)+2.61
// W: largeur mesurée de Hβ
Une caractéristique des étoiles Be est la variabilité de l'aspect des raies de l'hydrogène. Pour
certaines étoiles (Pleione, κ Dra), l'énergie total de la raie d'émission varie; pour d'autres (π Aqr),
l'énergie totale reste à peu près constante. Sur des cycles de plusieurs années, les raies peuvent
être fortement en émission, complètement absentes, voir en absorption comme une étoile normale.
Mais les cycles peuvent être aussi très courts, de quelques heures ou même minutes! Ces étoiles
particulières à variation rapide (β Lyr, φ Per) sont souvent des binaires spectroscopiques. Ils se
passent aussi parfois de nombreuses années avant de revoir un changement dans les raies en
émission... Et les cycles peuvent être à périodes multiples.
Selon B. P. Gerasimovic et R. H. Curtis, les étoiles de type Be sont plus lumineuses que les étoiles
de type B normales. Une forte luminosité implique certainement également une plus grande masse.
Comme le souligne Struve dans son article de 1931, il est en tout cas très intéressant de constater
que les étoiles à émission forme un groupe aligné parallèlement à la séquence principale du
diagramme HR, environ d'une magnitude plus brillant.
Dans le même article, Otto Struve avance l'hypothèse que l'origine de
l'émission de ces raies serait liée à la présence d'un anneau ou d'une fine
enveloppe de matière, en rotation rapide. Il montre en fait, par l'analyse de
la forme des raies, que les étoiles de type Be sont en rotation très rapide. Sir
James Jeans a par ailleurs montré en 1928 que sous certaines conditions, un
corps gazeux en rotation rapide pouvait prendre la forme d'une lentille et
rejeter de la matière le long de son équateur. Struve émet donc l'hypothèse
que les étoiles Be rejètent de la matière dans un disque très plat, un peu
comme les anneaux de Saturne.
Tomakazu Kogure et Ryuko Hirata ont classé en 1982 les étoiles Be en trois
catégories selon l'angle de vue: les étoiles "Be-shell" quand l'anneau est vu
de profile; les étoiles "Be-pole on" quand l'anneau est vu du pôle; et les "Be"
simples dans les cas intermédiaires. Les schémas suivants montrent les
différentes géométries, le découpage de l'anneau en plusieurs zones, et les
formes des raies de la série de Balmer selon le type de Be.
Hypothèse 2: un anneau elliptique
Curtis et McLaughlin découvrirent rapidement que les étoiles Be ont des variations spectrales
souvent cycliques, voir périodiques. Ils introduisirent les notions de E/C (intensité relative au
continuum) et V/R (intensité, dans le cas d'une double raie, de la raie décalée vers le Violet par
rapport à l'intensité de la raie décalée vers le Rouge). Ces paramètres furent suivi avec intérêt. Dans
un article de référence de 1961, McLaughlin proposa un modèle d'anneau elliptique. Ce modèle fût
revisité par Su-Shu Huang en 1973 et fit l'objet d'un article dans le numéro de Juin 1975 de Sky &
Telescope.
Les variations périodiques mesurées du rapport V/R de certaines étoiles pourraient être expliqués
par la présence d'un anneau elliptique dont la ligne des apsides (la ligne reliant le périhélie et
l'aphélie) est en mouvement (précession). En fonction de la géométrie de l'ensemble par rapport à
l'observateur, on observe une variation relative de l'intensité de l'aile Rouge par rapport à l'aile
Violette de la raie.
Lhires III – Guide Utilisateur (Français) – DC0003A
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