Звёзды главной последовательности спектрального класса B

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Авиор — пример двойной звезды, в которой одна из звёзд является звездой главной последовательности спектрального класса B. Вид в программе Celestia
Типичные свойства звёзд[1]
Спектр Радиус
Масса
Tэфф
(K)
log g
B0V 10 17 25,000 4
B1V 6.42 13.21 25,400 3.9
B2V 5.33 9.11 20,800 3.9
B3V 4.8 7.6 18,800 4
B5V 3.9 5.9 15,200 4
B6V 3.56 5.17 13,800 4
B7V 3.28 4.45 12,400 4.1
B8V 3 3.8 11,400 4.1
B9V 2.7 3.29 10,600 4.1


Звезды главной последовательности спектрального класса B (B V) — это карликовые звезды главной последовательности, использующие водород в качестве «топлива», спектрального класса B и класса светимости V. Эти звезды имеют массу в 2-16 раза больше массы Солнца и температуры поверхности от 10 000 до 30 000 К[2]Таблицы VII и VIII. Звезды B-типа чрезвычайно яркие и бело-голубые по цвету. Поскольку звезды главной последовательности называются карликовыми звездами, то этот класс звёзд можно также назвать бело-голубыми карликам. Их спектры имеют нейтральный гелий, наиболее заметный в подклассе B2, и умеренные водородные линии. В качестве примеров можно привести Регул [3] и Алголь A[4].

Этот класс звезд был введен в Гарвардскую классификацию звездных спектров и опубликован в Каталоге ярких звёзд. Определением звезд спектрального класса B было наличие неионизированных линий гелия с отсутствием однократно ионизованного гелия в сине-фиолетовой части спектра. Все спектральные классы, включая тип B, были подразделены числовым суффиксом, который указывал степень, до которой они приблизились к следующему подклассу в классификации. Таким образом, B2 составляет 1/5 часть «пути» от класса B (или B0) к классу A[5][6].

Позже, однако, более тонкие спектральные исследования показали линии ионизированного гелия для звезд типа B0. Аналогично, звезды A0 также показывают слабые линии неионизированного гелия. Последующие каталоги звездных спектров классифицировали звёзды на основе более сильных линий поглощения на определенных частотах или путем сравнения с более или менее сильными линиями. Таким образом, в системе классификации MK спектральный класс B0 имеет линию на длине волны 439 нм, которая сильнее линии на длине волны 420 нм[7]. Серия бальмеровских водородных линий усиливается в классе B, а затем достигает максимума в классе A2. Линии ионизированного кремния используются для определения подкласса звезд класса B, а линии магния — для разграничения температурных классов[5].

Звезды класса B не имеют короны и не имеют зоны конвекции во внешней атмосфере. Они имеют более высокую скорость потери массы, чем меньшие звезды, такие как Солнце, а их звездный ветер имеет скорости около 3000 км/с[8]. Генерация энергии в звездах класса В главной последовательности происходит на основе CNO-цикла. Поскольку CNO-цикл очень чувствителен к температуре, производство энергии сконцентрировано в центре звезды, что приводит к появлению зоны конвекции вокруг ядра. Это приводит к устойчивому смешиванию водородного топлива с гелием в качестве побочного продукта ядерного синтеза[9]. Многие звезды B-типа имеют высокую скорость вращения — их экваториальная скорость вращения около 200 км/с[10].

Be и B (e) звезды[править | править код]

Спектральные объекты, известные как «звёзды Ве», представляют собой массивные, но не сверхгигантские объекты, которые имеют или имели в свое время 1 или более бальмеровских линий излучения. Причем ряд электромагнитных спектральных серии водорода, излучаются звездами, представляющими особый научный интерес. Обычно считается, что звезды обладают необычно сильными звездными ветрами, высокими поверхностными температурами и значительным истощением звездной массы, когда объекты вращаются с необычайно высокой скоростью, и в этом их главное отличие от многих других типов звезд главной последовательности[11].

Хотя соответствующие терминологии являются не совсем однозначными, спектральные объекты, известные как «звезды B (e)» или «B [e]», отличаются от звезд Be, поскольку указанные объекты — B(e) — обладают отличительными нейтральными линиями или линиями эмиссии с низкой ионизацией, которые считаются «запрещенными линиями», что обозначается скобками или квадратными скобками. Другими словами, излучение этих конкретных звезд, по-видимому, подвергается процессам, которые обычно не допускаются согласно стационарной теории возмущений I-го порядка в квантовой механике. Определение «B (e) звезда» может включать в себя объекты, которые достаточно велики, чтобы быть голубым гигантом или голубым сверхгигантом, т.е. находится за пределами размера стандартных звезд главной последовательности.

Характеристики стандартных звёзд[править | править код]

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)[12] содержит плотную сетку карликовых стандартных звёзд типа B; однако не все они сохранились до наших дней в качестве стандартных. Опорными точками системы спектральной классификации МКК среди карликовых звёзд главной последовательности B-типа, то есть тех стандартных звёзд, которые остались неизменными в течение многих лет, по крайней мере, с 1940 годов, и могут использоваться для определения спектров, считаются: Ипсилон Ориона (B0 V), Эта Возничего (B3 V), и Эта Большой Медведицы (B3 V)[13]. В дополнение к этим двум стандартным звёздам У. Морган и Ф. Кинан[14] (МК) (1973) считали следующие звезды стандартами: Тау Скорпиона (B0 V), Омега1 Скорпиона (B1 V), 42 Ориона (B1 V), 22 Скорпиона (B2 V), Ро Возничего (B5 V) и 18 Тельца (B8 V). Другими стандартными звёздами МК считали Бета2 Скорпиона (B2 V), 29 Персея (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V)[15]. Gray&Garrison (1994)[16] предложили две стандартных звезды для подкласса B9 V: Омега Печи A и HR 2328. Единственный опубликованный стандарт для подкласса B4 V — 90 Льва от Lesh (1968)[17]. В литературе отсутствует единое мнение о выборе стандарта B6 V.

Химические особенности[править | править код]

Некоторые звезды подкласса B0–B3 имеют необычайно сильные линии неионизированного гелия. Эти химически пекулярные звезды называют гелиевыми звездами. Они часто имеют сильные магнитные поля в своей фотосфере. В отличие от них, существуют также звезды класса B со слабыми линями гелия и сильными линиями водорода. Другими химически пекулярными звездами B-типов являются ртутно-марганцевые звезды спектральных подклассов B7-B9. Наконец, вышеупомянутые звезды Ве имеют заметный спектр излучения водорода[18].

Планеты[править | править код]

Список некоторых ближайших звезд типа B, о которых известно, что они имеют планеты, включает в себя:

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет Подтвержденная планета
HIP 78530 В9 V 511 HIP 78530 b
Каппа Андромеды B9IVn 168 Каппа Андромеды b

Также известно о нескольких (в настоящее время 19) субкарликах спектрального класса B.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1.  (англ.) {{Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. A. A. & Tycner, C. (November 2014), "The Hα Profiles of Be Shell Stars", The Astrophysical Journal Т. 795 (1): 12, 82, DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82 
  2. Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). “Empirical bolometric corrections for the main-sequence”. Astronomy and Astrophysics Supplement(англ.)]. 46: 193—237. Bibcode:1981A&AS...46..193H.
  3. Regulus (англ.). SIMBAD (29 November 2007).
  4. Algol A (англ.). SIMBAD (29 November 2007).
  5. 1 2 Gray, C. Richard O. Stellar Spectral Classification : [англ.]. — Princeton University Press, 2009. — P. 115–122. — ISBN 0691125112.
  6. Pickering, Edward Charles (1908). “Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers”. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College(англ.)]. 50. Bibcode:1908AnHar..50....1P. Дата обращения 2009-09-21.
  7. Morgan, William Wilson. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification : [англ.]. — Chicago, Ill : The University of Chicago press, 1943.
  8. Aschenbach, B. The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy : [англ.] / Hermann-Michael Hahn. — Springer, 1998. — P. 76. — ISBN 0387949283.
  9. Böhm-Vitense, Erika. Introduction to stellar astrophysics : [англ.]. — Cambridge University Press, 1992. — Vol. 3. — P. 167. — ISBN 0521348714.
  10. McNally, D. (1965). “The distribution of angular momentum among main sequence stars”. The Observatory(англ.)]. 85: 166—169. Bibcode:1965Obs....85..166M.
  11. Slettebak, Arne (July 1988). “The Be Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific(англ.)]. 100: 770—784. Bibcode:1988PASP..100..770S. DOI:10.1086/132234.
  12.  (англ.) Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
  13.  (англ.) MK ANCHOR POINTS, Robert F. Garrison
  14. Spectral Classification, W.W. Morgan & P.C. Keenan, 1973, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 11, p.29
  15.  (англ.) Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun, W.W. Morgan, W. W., H.A. Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory
  16.  (англ.) The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation, R.F. Gray & R.O. Garrison, 1994, The Astronomical Journal, vol. 107, no. 4, p. 1556-1564
  17.  (англ.) The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group? J.R. Lesh, 1968, Astrophysical Journal Supplement, vol. 17, p.371 (Table 1)
  18. Gray, Richard O. Stellar Spectral Classification : [англ.]. — Princeton University Press, 2009. — P. 123–136. — ISBN 0691125112.