Huvudsekvensstjärnor av spektraltyp B

Typiska egenskaper för stjärnor [1]
Spektrum Radie
 Vikt
 T eff
( K ) 		log g
B0V tio 17 30 000 fyra
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 fyra
B5V 3.9 5.9 15 200 fyra
B6V 3,56 5.17 13 800 fyra
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

Spektraltyp B (BV) huvudsekvensstjärnor  är dvärghuvudsekvensstjärnor som använder väte som "bränsle", spektraltyp B och ljusstyrka klass V. Dessa stjärnor har en massa på 2-16 gånger solens massa och en yttemperatur på 10 000 upp till 30 000  K [2] Tabell VII och VIII . B-typ stjärnor är extremt ljusa och blåvita till färgen. Eftersom huvudsekvensstjärnor kallas dvärgstjärnor, kan denna klass av stjärnor också kallas blåvita dvärgar . Deras spektra har neutralt helium , mest framträdande i B2-underklassen, och måttliga vätelinjer . Exempel inkluderar Regulus [3] och Algol A [4] .

Denna klass av stjärnor introducerades i Harvard-klassificeringen av stjärnspektra och publicerades i Catalog of Bright Stars . Definitionen av spektrala typ B-stjärnor var närvaron av icke-joniserade heliumlinjer utan enbart joniserat helium i den blåvioletta delen av spektrat. Alla spektralklasser, inklusive typ B, delades upp med ett numeriskt suffix som angav i vilken grad de närmade sig nästa underklass i klassificeringen. Så B2 är 1/5 av "vägen" från klass B (eller B0) till klass A [5] [6] .

Senare visade dock finare spektralstudier linjer av joniserat helium för stjärnor av B0-typ. På liknande sätt visar A0-stjärnor också svaga linjer av icke-joniserat helium. Efterföljande kataloger av stjärnspektra klassificerade stjärnor baserat på starkare absorptionslinjer vid vissa frekvenser eller genom jämförelse med mer eller mindre starka linjer. I MK-klassificeringssystemet har således spektralklass B0 en linje vid 439  nm , vilket är starkare än linjen vid 420  nm [7] . Serien av Balmer vätgasledningar förbättras i klass B och når sedan ett maximum i klass A2. Joniserade kisellinjer används för att definiera underklassen av klass B-stjärnor, och magnesiumlinjer  används för att avgränsa temperaturklasser [5] .

Klass B-stjärnor har ingen korona och har ingen konvektionszon i den yttre atmosfären. De har en högre massförlusthastighet än mindre stjärnor som solen , och deras stjärnvindar är runt 3000  km/s [8] . Energigenerering i klass B-stjärnor i huvudsekvensen sker på basis av CNO-cykeln . Eftersom CNO-cykeln är mycket känslig för temperatur, är energiproduktionen koncentrerad till stjärnans centrum, vilket resulterar i en konvektionszon runt kärnan. Detta leder till stabil blandning av vätebränsle med helium som en biprodukt av kärnfusion [9] . Många stjärnor av B-typ har en hög rotationshastighet  - deras ekvatoriska rotationshastighet är cirka 200  km/s [10] .

Stars Be och B (e)

Spektralobjekt, kända som "Be stars", är massiva, men inte superjätte, objekt som har eller hade en eller flera Balmer- emissionslinjer vid ett tillfälle . Dessutom sänds ett antal elektromagnetiska spektralserier av väte ut av stjärnor av särskilt vetenskapligt intresse. Stjärnor anses allmänt ha ovanligt starka stjärnvindar , höga yttemperaturer och betydande utarmning av stjärnmassan när föremål roterar med ovanligt höga hastigheter, och detta är deras huvudsakliga skillnad från många andra typer av huvudsekvensstjärnor [11] .

Även om de respektive terminologierna inte är helt entydiga, skiljer sig de spektralobjekt som kallas " B(e)-stjärnor " eller "B[e]"-stjärnor från Be-stjärnor eftersom nämnda objekt - B(e) - har distinkta neutrala eller emissionslinjer med låga jonisering, som anses vara " förbjudna linjer ", vilket indikeras med parenteser eller hakparenteser. Med andra ord verkar strålningen från dessa speciella stjärnor genomgå processer som normalt inte är tillåtna enligt den första ordningens stationära störningsteorin inom kvantmekaniken . Definitionen av en "B(e)-stjärna" kan inkludera objekt som är tillräckligt stora för att vara en blå jätte eller en blå superjätte , det vill säga utöver storleken på vanliga huvudsekvensstjärnor.

Karakteristika för standardstjärnor

Yerke luminosity classification (MKC) [12] innehåller ett tätt rutnät av standard B-typ dvärgstjärnor; dock har inte alla av dem överlevt till denna dag som standard. Referenspunkterna för ICC-spektralklassificeringssystemet bland huvudsekvensdvärgstjärnor av B-typ, det vill säga de standardstjärnor som har förblivit oförändrade i många år, åtminstone sedan 1940 -talet , och som kan användas för att bestämma spektra, beaktas. : Upsilon Orionis (B0 V), Eta Charioteer (B3 V), och Eta Ursa Major (B3 V) [13] . Utöver dessa två standardstjärnor ansåg W. Morgan och F. Keenan [14] (MK) ( 1973 ) följande stjärnor som standard: Tau Scorpii (B0 V), Omega 1 Scorpii (B1 V), 42 Orioni (B1 ) V), 22 Scorpio (B2 V), Rho Aurigae (B5 V) och 18 Taurus (B8 V). Andra standard MK-stjärnor var Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Perseus (B3 V), HD 36936 (B5 V) och HD 21071 (B7 V) [15] . Gray & Garrison ( 1994 ) [16] föreslog två standardstjärnor för underklass B9 V: Furnace Omega A och HR 2328 . Den enda publicerade standarden för underklass B4 V är 90 Leo av Lesh ( 1968 ) [17] . Det finns ingen konsensus i litteraturen om valet av B6 V-standard.

Kemiska egenskaper

Vissa B0-B3 underklassstjärnor har ovanligt starka icke-joniserade heliumlinjer. Dessa kemiskt säregna stjärnor kallas heliumstjärnor . De har ofta starka magnetfält i sin fotosfär . Däremot finns det också klass B-stjärnor med svaga heliumlinjer och starka vätelinjer. Andra kemiskt säregna stjärnor av B-typ är kvicksilver-manganstjärnor av spektrala underklasser B7-B9. Slutligen har de tidigare nämnda Be-stjärnorna ett märkbart emissionsspektrum av väte [18] .

Planeter

En lista över några närliggande typ B-stjärnor som är kända för att ha planeter inkluderar:

Stjärna Spektralklass Avstånd, St. år bekräftad planet
HIP 78530 B9 V 446 HIP 78530b
Kappa Andromeda B9IVn 168 Kappa Andromedae f

Flera (för närvarande 19) subdvärgar av spektraltyp B är också kända .


Anteckningar

  1. ↑ Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( november 2014 ), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
  2. ↑ Habets, GMHJ; Heintze, JRW Empiriska bolometriska korrigeringar för huvudsekvensen  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1981. - November ( vol. 46 ). - S. 193-237 . - .
  3. ↑ Regulus  . _ SIMBAD (29 november 2007). Hämtad 24 april 2019. Arkiverad från originalet 14 juli 2014.
  4. ↑ Algol  A. _ SIMBAD (29 november 2007). Hämtad 24 april 2019. Arkiverad från originalet 20 januari 2019.
  5. ↑ 1 2 Gray, C. Richard O.; Corbally, J. Stellar Spectral Classification  . - Princeton University Press , 2009. - S. 115-122. — ISBN 0691125112 .
  6. ↑ Pickering, Edward Charles. Reviderad Harvard-fotometri: en katalog över positioner, fotometriska magnituder och spektra för 9110 stjärnor, huvudsakligen av magnituden 6,50, och ljusare observerade med 2 och 4 tums meridianfotometrar  // Harvard College Observatory  : journal  . - 1908. - Vol. 50 . — .
  7. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. En atlas över stjärnspektra, med en kontur av spektral klassificering  (engelska) . — Chicago , Ill: University of Chicago Press , 1943.
  8. ↑ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachim. Den osynliga himlen: ROSAT och röntgenastronomins tidsålder  (engelska) / Hermann-Michael Hahn. - Springer, 1998. - S. 76. - ISBN 0387949283 .
  9. ↑ Böhm-Vitense, Erika. Introduktion till stjärnastrofysik  . - Cambridge University Press , 1992. - Vol. 3. - P. 167. - ISBN 0521348714 .
  10. ↑ McNally, D. Fördelningen av rörelsemängd mellan huvudsekvensstjärnor  //  Observatoriet : journal. - 1965. - Vol. 85 . - S. 166-169 . - .
  11. ↑ Slettebak, Arne. The Be Stars  (engelska)  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  : tidskrift. - 1988. - Juli ( vol. 100 ). - s. 770-784 . - doi : 10.1086/132234 . - .
  12. ↑ Fundamental stjärnfotometri för standarder av spektral typ på det reviderade systemet av Yerkes spektralatlas Arkiverad 2 april 2019 på Wayback Machine HL Johnson & WW Morgan , 1953 , Astrophysical Journal , 117, 313 
  13. ↑ MK ANCHOR POINTS Arkiverad 23 februari 2019 på Wayback Machine av Robert F. Garrison 
  14. ↑ Spectral Classification Arkiverad 14 november 2017 på Wayback Machine , WW Morgan & PC Keenan , 1973 , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 11, sid.29
  15. ↑ Reviderad MK Spectral Atlas för stjärnor tidigare än solen Arkiverad 5 oktober 2018 på Wayback Machine , WW Morgan , WW, HA Abt, JW Tapscott, 1978 , Williams Bay: Yerkes Observatory och Tucson: Kitt Peak National observatory 
  16. ↑ Stjärnorna av sena B-typ: Förfinad MK-klassificering, konfrontation med stromgren-fotometri och effekterna av rotation Arkiverad 7 oktober 2019 på Wayback Machine , RF Gray & RO Garrison, 1994 , The Astronomical Journal , vol. 107, nr. 4, sid. 1556-1564 
  17. ↑ Gouldbältets kinematik : en expanderande grupp? Arkiverad 5 oktober 2018 på Wayback Machine JR Lesh, 1968 , Astrophysical Journal Supplement , vol. 17, s. 371 (tabell 1) 
  18. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, CJ Stellar Spectral Classification  . - Princeton University Press , 2009. - S. 123-136. — ISBN 0691125112 .

Länkar