Stjärnor av spektral typ B kännetecknas av höga yttemperaturer - från 10 till 30 tusen kelvin och vit-blå färg. Deras spektra innehåller linjer av olika joniserade element, svaga linjer av väte är synliga och linjer av neutralt helium sticker ut mest . Vid övergång till senare underklasser blir vätelinjerna starkare, medan linjerna av neutralt helium, med början från underklass B2, försvagas.
Till klass B, liksom till klass O , hör huvudsakligen massiva och ljusa, men kortlivade stjärnor. Dessa stjärnor är ganska få till antalet, men de av dem som tillhör de tidiga underklasserna har en betydande inverkan på sin egen miljö, ger ett betydande bidrag till ljusstyrkan i galaxerna där de är och avgränsar deras spiralstruktur .
Spektralklassen B inkluderar ganska heta stjärnor: deras temperaturer är 10-30 tusen kelvin . Färgen på stjärnorna i denna klass är blåvit, deras B−V-färgindex är cirka −0,2 m [1] [2] .
Liksom klass O har klass B-stjärnor linjer av joniserade element i sina spektra, till exempel O II, Si II och Mg II [komm. 1] . Det finns dock praktiskt taget inga He II -linjer i spektra av klass B-stjärnor — endast i de tidigaste underklasserna, senast B0.5, kan svaga linjer observeras. Linjerna av neutralt helium, å andra sidan, är mycket starka och når sin maximala intensitet. Vätgaslinjer är också tydligt synliga , i synnerhet Balmer-serien [3] [4] [5] . Ofta uppvisar klass B-stjärnor också emissionslinjer [6] .
Spektrat för stjärnor av olika B-underklasser, från B0 till B9, skiljer sig märkbart i intensiteten på linjerna av joniserat helium och väte. Intensiteten hos de förra når ett maximum i B2 och minskar mot senare klasser, medan de senare tvärtom ökar mot senare underklasser. Således skulle det vara möjligt att exakt bestämma underklassen av en stjärna genom förhållandet mellan dessa linjer, men i klass B finns det ofta stjärnor med avvikande heliumförekomst, vilket inte tillåter användning av denna metod [3] [7] .
I praktiken används andra kriterier: för de tidigaste klasserna anses B0–B1, Si IV λ4089 och Si III λ4552 oftast linjeintensiteterna [komm. 2] , som visar sig vara lika i underklass B0.7, och för underklasserna B1–B3 jämförs linjerna Si III λ4552 och Si II λ4128–4132. I båda fallen kan andra kisellinjer mätas i samma grad av jonisering . I senare underklasser försvinner Si IV- och Si III-linjerna, och för stjärnor av senare underklasser med normala heliumförekomster jämförs linjerna He l λ4471 och Mg II λ4481 [8] .
De absoluta magnituderna för klass B-stjärnor av olika ljusklasser skiljer sig inte för mycket, men i större utsträckning än för klass O-stjärnor . För B5-klass huvudsekvensstjärnor är de absoluta stjärnstorlekarna i genomsnitt −1,1 m , för jättar av samma klass −2,2 m , och för superjättar av B5-klassen , från −5,7 till −7,0 m [9] [10] .
Intensiteten hos linjerna i He I och Balmer-serien av väte minskar med övergången till ljusare ljusklasser , men några av linjerna i O II, Si IV och Si III ökar. Förhållandet mellan intensiteterna för dessa linjer gör det möjligt att bestämma ljusstyrkaklassen, även om de angivna linjerna av syre och kisel i de sena underklasserna är praktiskt taget osynliga, och ljusstyrkan bestäms endast från linjerna i Balmer-serien. I allmänhet, för klass B-stjärnor, är definitionen av underklass och ljusstyrka relaterade, så de bestäms iterativt [11] .
Bland klass B-stjärnor är kemiskt säregna sådana ganska vanliga . Dessa kan till exempel vara stjärnor med ett onormalt högt eller lågt innehåll av helium, på grund av vilket linjerna för detta element i spektrumet blir starkare respektive svagare - i det första fallet används tilläggsbeteckningen h, i den andra - w [12] . Bland de heliumrika stjärnorna observeras de där heliumlinjernas intensitet förändras med tiden: detta kan förklaras av närvaron av heliumrika regioner på stjärnans yta, som är associerade med ett magnetfält och, på grund av stjärnans rotation, är periodvis inte synliga. Förutom stjärnor med en anomal heliumhalt finns det andra säregna klass B-stjärnor, till exempel kvicksilver-manganstjärnor med anomalt starka Hg II- och Mn II -linjer [13] .
Stjärnor, i vars spektra Balmer-linjer av väte observeras i utsläpp , sticker ut som en separat typ av Be-stjärnor . Förutom linjerna i Balmer-serien kan de också uppvisa emissionslinjer av joniserade metaller, till exempel Fe II, och de cirkumstellära skivorna av sådana stjärnor är källan till emissionslinjer . Vissa klass B-stjärnor kan periodvis förvandlas till Be-stjärnor, sedan till skalstjärnor med liknande spektrala egenskaper, omgivna av ett gashölje eller -skiva [14] och tillbaka till vanliga klass B-stjärnor [12] . Om, förutom Balmer-linjerna, förbjudna linjer observeras i spektrumet , till exempel [Fe II] eller [ O I], så kallas stjärnan för B[e]-stjärnor - sådana objekt kan ha olika fysisk natur [15] .
Spektralklass B omfattar mestadels ganska massiva och ljusa stjärnor. Till exempel måste huvudsekvensstjärnor ha massor av 3–20 M ⊙ för att vara av spektraltyp B, och deras ljusstyrka sträcker sig från 100 till 50 000 L ⊙ . Klass B utvecklade stjärnor, som superjättar , kan ha ännu större massor och ljusstyrka. Hur som helst lever sådana stjärnor vanligtvis tiotals miljoner år, även om de minst massiva stjärnorna har en livslängd på flera hundra miljoner år [12] [16] . De tillhör den extrema befolkningen I [17] .
Stjärnorna i denna klass är få till antalet – de är bara 0,09 % av det totala antalet stjärnor i Vintergatan [18] , men på grund av deras höga ljusstyrka är deras andel bland de observerade stjärnorna mycket större. Till exempel, i Henry Drapers katalog , som inkluderar stjärnor med en skenbar magnitud på upp till 8,5 m , tillhör cirka 10 % av stjärnorna klass B [19] [20] .
Tidiga stjärnor av B-typ har liknande fysiska och spektrala egenskaper som de som observeras i stjärnor av O-typ , så de är ofta grupperade under rubriken " OB-stjärnor ". Denna gemenskap, trots sitt namn, inkluderar inte senare B-underklasser: endast stjärnor över 8 M ⊙ , som lever mindre än 30 miljoner år, tillhör den. Bland huvudsekvensstjärnor hör alltså stjärnor till den senast B2, och för ljusare ljusklasser flyttas denna gräns till senare underklasser. OB-stjärnor är de främsta bidragsgivarna till ljusstyrkan (men inte massan) i de galaxer där de förekommer, påverkar sin omgivning med kraftfull ultraviolett strålning och avgränsar galaxernas spiralstruktur och spelar en stor roll för att berika galaxer med vissa element som t.ex. syre när de exploderar som supernovor [21] .
Klass B huvudsekvensstjärnor kännetecknas av den snabbaste rotationen bland alla huvudsekvensstjärnor: den genomsnittliga ekvatorialrotationshastigheten för sådana stjärnor är cirka 200 km/s. Rotationshastigheterna för vissa Be-stjärnor är ännu högre och kan nå 500 km/s [12] [22] [23] .
Undantaget från dessa regelbundenheter är subdvärgar av klass B. Dessa är lågmassastjärnor i evolutionens sena stadier, nämligen horisontella grenstjärnor som har förlorat nästan hela sitt vätehölje och därför har en hög temperatur. De tillhör också spektralklassen B, men är mycket svagare än andra stjärnor i denna klass [24] [25] .
| Spektralklass | Absolut magnitud , m | Temperatur, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | jag | V | III | jag | |
| B0 | −4.1 | −5,0 | −5,8...−7,0 | 29 000 | 29 000 | |
| B1 | −3.5 | −4.4 | −5,7...−7,0 | 24500 | 24500 | |
| B2 | −2.5 | −3.6 | −5,7...−7,0 | 19500 | 21050 | 18 000 |
| B3 | −1.7 | −2.9 | −5,7...−7,0 | 16500 | 16850 | |
| B4 | −1.4 | −2.6 | −5,7...−7,0 | |||
| B5 | −1.1 | −2.2 | −5,7...−7,0 | 15 000 | 14800 | 13600 |
| B6 | −0,9 | −1.9 | −5,7…−7,1 | |||
| B7 | −0,4 | −1.6 | −5,6…−7,1 | 13 000 | 13700 | |
| B8 | 0,0 | −1.4 | −5,6…−7,1 | 11500 | 13150 | 11 000 |
| B9 | 0,7 | −0,8 | −5,5…−7,1 | 10700 | 11730 | |
Klass B superjättar inkluderar Zeta Perseus (B1Ib) [ 27] . Ett exempel på en jätte av klass B är Tau Orionis (B5III) [28] , medan huvudsekvensstjärnor i klass B inkluderar Eta Aurigae (B3V) [29] och 18 Taurus (B8V) [30] . Den stjärna som ligger närmast jorden i denna klass är Regulus , som är 79 ljusår bort [31] , och den ljusaste när den observeras från jorden är Rigel med en skenbar magnitud på +0,12 m [19] .
| Spektralklass | Ljusstyrka klass | ||
|---|---|---|---|
| V | III | jag | |
| B0 | Upsilon Orionis | HD48434 | Alnilam |
| B1 | Omega¹ Skorpion | Sigma skorpion | Ro Lejon |
| B2 | HD42401 | Bellatrix | Chi² av Orion |
| B3 | Benetnash | HD 21483 | Omicron² Canis Major |
| B5 | Ro vagnförare | Aludra | |
| B7 | HR 1029 | Alcyone | |
| B8 | 18 Oxen | Atlas | Rigel |
| B9 | Omega Ugn A | H.R. 4712 | |
Spektralklass B, liksom andra klasser, dök upp i Williamina Flemings arbete 1890 [33] i en nära modern form .
Ursprungligen bestämdes klass B av frånvaron av He II-linjer i spektra av stjärnor i denna klass, som observerades i klass O-stjärnor , och av närvaron av He I-linjer, som inte längre observerades i klass A-stjärnor . Men senare, på grund av användningen av mer avancerade instrument, upptäcktes svaga He II-linjer i spektra av de tidigaste underklass B-stjärnor upp till B0,5, och He I-linjer hittades i A0-stjärnor, så detta kriterium upphörde att vara korrekt [34] .
Klass B-stjärnor har spelat en viktig roll i utvecklingen av det moderna stjärnklassificeringssystemet , galaktisk astronomi och stjärnastrofysik . Stjärnorna i denna spektralklass var de första som klassificerades massivt på 1950- och 1960-talen. Ansamlingen av information om dessa stjärnor ledde till upptäckten av Vintergatans spiralstruktur och bestämningen av dess parametrar, såväl som bestämningen av olika parametrar för öppna stjärnhopar . Slutligen visade sig atmosfären hos dessa stjärnor vara den lättaste att modellera under antagandet att de uppnår lokal termodynamisk jämvikt [35] .
| Spektralklassificering av stjärnor | |
|---|---|
| Huvudsakliga spektraltyper | |
| Ytterligare spektraltyper | |
| Ljusstyrka klasser | |