A B spektrális típusú csillagokat magas felületi hőmérséklet jellemzi - 10-30 ezer kelvin és fehér-kék szín. Spektrumukban különböző ionizált elemek vonalai vannak, a hidrogén gyenge vonalai láthatók , és a semleges hélium vonalai tűnnek ki leginkább . A későbbi alosztályokba való áttéréssel a hidrogénvonalak erősödnek, míg a semleges hélium vonalai a B2 alosztályból kiindulva gyengülnek.
A B osztályba, valamint az O osztályba főleg nagy tömegű és fényes, de rövid életű csillagok tartoznak. Ezeknek a csillagoknak a száma meglehetősen kevés, de a korai alosztályokba tartozó csillagok jelentős hatással vannak saját környezetükre, jelentősen hozzájárulnak a galaxisok fényességéhez, ahol vannak, és körülhatárolják spirális szerkezetüket .
A B spektrális osztályba meglehetősen forró csillagok tartoznak: hőmérsékletük 10-30 ezer kelvin . Az ebbe az osztályba tartozó csillagok színe kék-fehér, B−V színindexük körülbelül –0,2 m [1] [2] .
Az O osztályhoz hasonlóan a B osztályú csillagok spektrumaiban ionizált elemek sora van, például O II, Si II és Mg II [comm. 1] . A B osztályú csillagok spektrumában azonban gyakorlatilag nincsenek He II vonalak – csak a legkorábbi alosztályokban, legkésőbb B0.5-ben figyelhetők meg gyenge vonalak. A semleges hélium vonalai viszont nagyon erősek és elérik maximális intenzitásukat. A hidrogénvonalak is jól láthatóak , különösen a Balmer sorozat [3] [4] [5] . A B osztályú csillagok gyakran emissziós vonalakat is mutatnak [6] .
A B0-tól B9-ig terjedő különböző B alosztályokhoz tartozó csillagok spektruma észrevehetően különbözik az ionizált hélium és hidrogén vonalainak intenzitásában. Az előbbi intenzitása a B2-ben éri el a maximumot, és a későbbi osztályok felé csökken, míg az utóbbiak éppen ellenkezőleg, a későbbi alosztályok felé nő. Így ezen vonalak arányával pontosan meg lehetne határozni egy csillag alosztályát, de a B osztályban gyakran vannak olyan csillagok, amelyek héliumbősége rendellenes, ami ezt a módszert nem teszi lehetővé [3] [7] .
A gyakorlatban más kritériumokat is alkalmaznak: a legkorábbi, B0–B1 osztályok esetében leggyakrabban az Si IV λ4089 és Si III λ4552 vonalintenzitást veszik figyelembe [comm. 2] , amelyek a B0.7 alosztályban egyenlőnek bizonyulnak, és a B1–B3 alosztályok esetében az Si III λ4552 és Si II λ4128–4132 vonalakat hasonlítjuk össze. Mindkét esetben más szilíciumvonalak is mérhetők azonos ionizációs fokon . A későbbi alosztályokban a Si IV és Si III vonalak eltűnnek, a későbbi alosztályok normál héliumbőségű csillagainál pedig a He l λ4471 és Mg II λ4481 vonalakat hasonlítják össze [8] .
A különböző fényességi osztályú B osztályú csillagok abszolút magnitúdója nem túlságosan, hanem nagyobb mértékben különbözik, mint az O osztályú csillagoké . Így a B5 osztályú fősorozatú csillagok abszolút csillagmagassága átlagosan -1,1 m , az azonos osztályú óriások esetében -2,2 m , a B5 osztályú szuperóriások esetében pedig -5,7 és -7,0 m [9] [10] .
A He I és a Balmer sorozatú hidrogén vonalainak intenzitása a világosabb fényességi osztályokra való áttéréssel csökken , de az O II, Si IV és Si III egyes vonalai nőnek. E vonalak intenzitásának aránya lehetővé teszi a fényességi osztály meghatározását, bár a késői alosztályokban az oxigén és a szilícium jelzett vonalai gyakorlatilag láthatatlanok, és a fényességi osztályt csak a Balmer sorozat vonalaiból határozzák meg. Általánosságban elmondható, hogy a B osztályú csillagok esetében az alosztály és a fényességi osztály meghatározása összefügg, ezért iteratív módon határozzák meg [11] .
A B osztályú csillagok között meglehetősen gyakoriak a kémiailag különleges csillagok . Ilyenek lehetnek például a rendellenesen magas vagy alacsony héliumtartalmú csillagok, amelyek miatt ennek az elemnek a vonalai a spektrumban rendre erősebbek vagy gyengébbek lesznek - az első esetben a h kiegészítő jelölést használják, a második - w [12] . A héliumban gazdag csillagok közül olyanok figyelhetők meg, amelyekben a héliumvonalak intenzitása idővel változik: ez azzal magyarázható, hogy a csillag felszínén héliumban gazdag régiók találhatók, amelyek mágneses térrel és a csillag forgása miatt időszakosan nem láthatók. Az anomáliás héliumtartalmú csillagokon kívül vannak más sajátos B osztályú csillagok is, például higany-mangán csillagok rendellenesen erős Hg II és Mn II vonalakkal [13] .
A csillagok, amelyek spektrumában a hidrogén Balmer-vonalait figyelik meg az emisszióban , a Be-csillagok külön típusaként tűnnek ki . A Balmer sorozat vonalai mellett ionizált fémek, például Fe II emissziós vonalai is megjelenhetnek, és az ilyen csillagok körkörös korongjai az emissziós vonalak forrásai . Egyes B osztályú csillagok időszakonként átalakulhatnak Be csillagokká, majd hasonló spektrális jellemzőkkel rendelkező héjcsillagokká, amelyeket gázburok vagy korong vesz körül [ 14] , és visszaváltozhat normál B osztályú csillagokká [12] . Ha a Balmer-vonalakon kívül tiltott vonalak is megfigyelhetők a spektrumban , például [Fe II] vagy [ O I], akkor a csillagot B[e]-csillagoknak nevezzük - az ilyen objektumok eltérőek lehetnek. fizikai természet [15] .
A B spektrális osztály többnyire meglehetősen nagy tömegű és fényes csillagokat foglal magában. Például a fősorozatú csillagok tömegének 3–20 M ⊙ között kell lennie ahhoz, hogy B spektrális típusúak legyenek, és fényességük 100 és 50 000 L ⊙ között van . A B osztályú fejlett csillagok, például a szuperóriások tömege és fényereje még nagyobb lehet. Mindenesetre az ilyen csillagok általában több tízmillió évig élnek, bár a legkisebb tömegű csillagok élettartama több száz millió év [12] [16] . Az I. szélső populációhoz tartoznak [17] .
Az ebbe az osztályba tartozó csillagok száma kevés – a Tejútrendszer összes csillagának mindössze 0,09%-át teszik ki [18] , de nagy fényességük miatt arányuk a megfigyelt csillagok között sokkal nagyobb. Például Henry Draper katalógusában , amely 8,5 m-ig terjedő látszólagos magnitúdójú csillagokat tartalmaz, a csillagok körülbelül 10%-a a B osztályba tartozik [19] [20] .
A korai B-típusú csillagok fizikai és spektrális jellemzői hasonlóak az O-típusú csillagokhoz , ezért gyakran az " OB-csillagok " címszó alatt csoportosítják őket. Ez a közösség a neve ellenére nem tartalmaz későbbi B alosztályokat: csak a 8 M ⊙ feletti , 30 millió évnél rövidebb életkorú csillagok tartoznak ide. Így a fősorozatú csillagok közül a legkésőbb a B2 csillagok tartoznak ide, a fényesebb fényességi osztályok esetében pedig ez a határ a későbbi alosztályok felé tolódik el. Az OB-csillagok fő szerepet játszanak azon galaxisok fényességében (de nem tömegében) , ahol előfordulnak, erős ultraibolya sugárzással hatnak a környezetükre, meghatározzák a galaxisok spirális szerkezetét , és jelentős szerepet játszanak a galaxisok bizonyos elemekkel való gazdagításában, mint pl. oxigén , amikor szupernóvaként felrobbannak [21] .
A B osztályú fősorozatú csillagokat a leggyorsabb forgás jellemzi az összes fősorozatú csillag közül: az ilyen csillagok átlagos egyenlítői forgási sebessége körülbelül 200 km/s. Egyes Be-csillagok forgási sebessége még nagyobb, és elérheti az 500 km/s-ot [12] [22] [23] .
Ez alól kivételt képeznek a B osztályú szubtörpék . Ezek az evolúció késői szakaszában lévő kis tömegű csillagok, nevezetesen vízszintes ágú csillagok , amelyek szinte teljes hidrogénburkukat elvesztették, és ezért magas a hőmérsékletük. Ők is a B spektrális osztályba tartoznak, de sokkal halványabbak, mint az osztály többi csillaga [24] [25] .
| Spektrális osztály | Abszolút nagyságrend , m | Hőmérséklet, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | én | V | III | én | |
| B0 | −4.1 | −5.0 | −5,8…−7,0 | 29000 | 29000 | |
| B1 | −3.5 | −4.4 | −5,7…−7,0 | 24500 | 24500 | |
| B2 | −2.5 | −3.6 | −5,7…−7,0 | 19500 | 21050 | 18000 |
| 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 | 15000 | 14800 | 13600 |
| B6 | −0,9 | −1.9 | −5,7…−7,1 | |||
| B7 | −0,4 | −1.6 | −5,6…−7,1 | 13000 | 13700 | |
| B8 | 0.0 | −1.4 | −5,6…−7,1 | 11500 | 13150 | 11000 |
| B9 | 0.7 | −0,8 | −5,5…−7,1 | 10700 | 11730 | |
A B osztályú szuperóriások közé tartozik a Zeta Perseus (B1Ib) [ 27] . A B osztályú óriásra példa a Tau Orionis (B5III) [28] , míg a B osztály fősorozatának csillagai közé tartozik az Eta Aurigae (B3V) [29] és a 18 Taurus (B8V) [30] . Ennek az osztálynak a Földhöz legközelebbi csillaga a Regulus , amely 79 fényévre van [31] , a Földről megfigyelve pedig a legfényesebb a Rigel , amelynek látszólagos magnitúdója +0,12 m [19] .
| Spektrális osztály | Fényerő osztály | ||
|---|---|---|---|
| V | III | én | |
| B0 | Upsilon Orionis | HD48434 | Alnilam |
| B1 | Omega¹ Skorpió | Szigma Skorpió | Ro Lion |
| B2 | HD42401 | Bellatrix | Chi² az Orionból |
| B3 | Benetnash | HD 21483 | Omicron² Canis Major |
| B5 | Ro Charioteer | Aludra | |
| B7 | HR 1029 | Alcyone | |
| B8 | 18 Bika | Atlasz | Rigel |
| B9 | Omega kemence A | H.R. 4712 | |
A B spektrális osztály a többi osztályhoz hasonlóan Williamina Fleming munkájában 1890-ben [33] jelent meg a modernhez közeli formában .
Kezdetben a B osztályt a He II vonalak hiánya határozta meg az ebbe az osztályba tartozó csillagok spektrumában, amelyeket az O osztályú csillagokban figyeltek meg , valamint a He I vonalak jelenléte, amelyeket már nem figyeltek meg az A osztályú csillagokban . Később azonban a fejlettebb műszerek használatának köszönhetően a legkorábbi B alosztályú csillagok spektrumában B0,5-ig gyenge He II vonalakat észleltek, az A0 csillagokban pedig He I vonalakat, így ez a kritérium megszűnt. pontos [34] .
A B osztályú csillagok fontos szerepet játszottak a modern csillagosztályozási rendszer , a galaktikus csillagászat és a csillagasztrofizika fejlődésében . Ennek a spektrumosztálynak a csillagai voltak az elsők, amelyeket az 1950-es és 1960-as években tömegesen osztályoztak. Az ezekről a csillagokról szóló információk felhalmozódása a Tejútrendszer spirális szerkezetének felfedezéséhez és paramétereinek meghatározásához, valamint a nyitott csillaghalmazok különböző paramétereinek meghatározásához vezetett . Végül ezeknek a csillagoknak a légköre bizonyult a legkönnyebben modellezhetőnek azzal a feltételezéssel, hogy elérik a lokális termodinamikai egyensúlyt [35] .
| A csillagok spektrális osztályozása | |
|---|---|
| Fő spektrális osztályok | |
| További spektrális osztályok | |
| Fényerő osztályok | |