Звезда главной последовательности (BV) типа B — это звезда главной последовательности ( сжигающая водород ) спектрального класса B и класса светимости V. Масса этих звезд составляет от 2 до 16 масс Солнца , а температура поверхности находится в диапазоне от 10 000 до 30 000 К. [ 1] Звезды типа B чрезвычайно яркие и голубые. Их спектры имеют сильные линии поглощения нейтрального гелия , которые наиболее заметны в подклассе B2, и умеренно сильные линии водорода. Примерами являются Регул , Алголь A и Акрукс . [2]
Этот класс звезд был введен в Гарвардской последовательности звездных спектров и опубликован в Пересмотренном Гарвардском фотометрическом каталоге . Определение звезд типа B заключалось в наличии неионизированных линий гелия с отсутствием однократно ионизированного гелия в сине-фиолетовой части спектра. Все спектральные классы, включая тип B, были подразделены числовым суффиксом, который указывал степень, в которой они приближались к следующей классификации. Таким образом, B2 составляет 1/5 пути от типа B (или B0) до типа A. [ 3] [4]
Однако позднее более уточненные спектры показали линии ионизированного гелия для звезд типа B0. Аналогично, звезды A0 также показывают слабые линии неионизированного гелия. Последующие каталоги звездных спектров классифицировали звезды на основе интенсивности линий поглощения на определенных частотах или путем сравнения интенсивности различных линий. Таким образом, в системе классификации MK спектральный класс B0 имеет линию на длине волны 439 нм, которая сильнее линии на 420 нм. [5] Серия линий водорода Бальмера усиливается через класс B, затем достигает пика в типе A2. Линии ионизированного кремния используются для определения подкласса звезд типа B, в то время как линии магния используются для различения температурных классов. [4]
Звезды типа B не имеют короны и не имеют конвективной зоны во внешней атмосфере. Они имеют более высокую скорость потери массы, чем меньшие звезды, такие как Солнце, и их звездный ветер имеет скорость около 3000 км/с. [8] Генерация энергии в звездах B-типа главной последовательности происходит из цикла CNO термоядерного синтеза . Поскольку цикл CNO очень чувствителен к температуре, генерация энергии в значительной степени сконцентрирована в центре звезды, что приводит к образованию конвективной зоны вокруг ядра. Это приводит к постоянному смешиванию водородного топлива с гелием, побочным продуктом ядерного синтеза. [9] Многие звезды B-типа имеют высокую скорость вращения , с экваториальной скоростью вращения около 200 км/с. [10]
Спектральные объекты, известные как «Be-звезды», являются массивными, но не сверхгигантскими образованиями, которые, в частности, имеют или имели в какой-то момент времени 1 или более линий Бальмера в излучении, причем связанный с водородом ряд электромагнитного излучения, проецируемый звездами, представляет особый научный интерес. Обычно считается, что Be-звезды характеризуются необычно сильными звездными ветрами , высокими температурами поверхности и значительным истощением звездной массы , поскольку объекты вращаются с необычайно высокой скоростью, все это в отличие от многих других типов звезд главной последовательности. [11]
Объекты, известные как звезды B[e], отличаются от звезд Be тем, что имеют необычные нейтральные или низкоионизационные линии излучения , которые считаются имеющими « запрещенные механизмы », что обозначается использованием квадратных скобок. Другими словами, излучения этих конкретных звезд, по-видимому, подвергаются процессам, обычно не разрешенным в рамках теории возмущений 1-го порядка в квантовой механике . Определение звезды B[e] может включать голубых гигантов и голубых сверхгигантов .
Пересмотренная система Yerkes Atlas (Johnson & Morgan 1953) [12] перечислила плотную сетку карликовых спектральных стандартных звезд B-типа, однако не все из них сохранились до наших дней в качестве стандартов. «Опорными точками» системы спектральной классификации MK среди карликовых звезд главной последовательности B-типа, т.е. тех стандартных звезд, которые остаются неизменными по крайней мере с 1940-х годов, являются Thabit (B0 V), Haedus (B3 V) и Alkaid (B3 V). [13] [14] Помимо этих опорных стандартов, основополагающий обзор классификации MK Моргана и Кинана (1973) [14] перечислил «кинжальные стандарты» Paikauhale (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B3 V), Rho Aurigae (B5 V) и 18 Tauri (B8 V). Пересмотренный атлас спектров MK Моргана, Абта и Тапскотта (1978) [15] дополнительно внес стандарты Acrab (B2 V), 29 Персея (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V). Грей и Гаррисон (1994) [16] внесли два стандарта B9 V: Omega Fornacis и HR 2328. Единственный опубликованный стандарт B4 V — 90 Льва из Lesh (1968). [17] В литературе не было единого мнения по выбору стандарта B6 V.
Некоторые звезды B-типа звездного класса B0–B3 демонстрируют необычно сильные линии неионизированного гелия. Эти химически пекулярные звезды называются гелий-сильными звездами. Они часто имеют сильные магнитные поля в своей фотосфере. Напротив, существуют также гелий-слабые звезды B-типа с недостаточным содержанием линий гелия и сильными водородными спектрами. Другие химически пекулярные звезды B-типа — это ртутно-марганцевые звезды со спектральными типами B7-B9.
Известно, что у звезд B-типа есть планеты, в том числе звезды главной последовательности B-типа HIP 78530 и HD 129116 .
