Hvězdy spektrálního typu B se vyznačují vysokými povrchovými teplotami – od 10 do 30 tisíc kelvinů a bílo-modrou barvou. Jejich spektra obsahují čáry různých ionizovaných prvků, viditelné jsou slabé čáry vodíku a nejvíce vynikají čáry neutrálního helia . Při přechodu do pozdějších podtříd se čáry vodíku stávají silnějšími, zatímco čáry neutrálního helia, počínaje podtřídou B2, slábnou.
Do třídy B, stejně jako do třídy O , patří především hmotné a jasné hvězdy, které však mají krátkou životnost. Těchto hvězd je poměrně málo, ale ty z nich, které patří do raných podtříd, mají významný dopad na své vlastní prostředí, významně přispívají ke svítivosti galaxií , kde se nacházejí, a vymezují jejich spirální strukturu .
Spektrální třída B zahrnuje poměrně horké hvězdy: jejich teploty jsou 10-30 tisíc kelvinů . Barva hvězd této třídy je modrobílá, jejich barevný index B−V je asi −0,2 m [1] [2] .
Stejně jako třídy O mají hvězdy třídy B ve svých spektrech čáry ionizovaných prvků, například O II, Si II a Mg II [comm. 1] . Ve spektrech hvězd třídy B však prakticky nejsou žádné čáry He II — pouze v nejranějších podtřídách, nejpozději do B0,5, lze pozorovat slabé čáry. Linie neutrálního helia jsou naopak velmi silné a dosahují maximální intenzity. Vodíkové čáry jsou také jasně viditelné , zejména řada Balmer [3] [4] [5] . Často hvězdy třídy B také vykazují emisní čáry [6] .
Spektra hvězd různých podtříd B, od B0 do B9, se výrazně liší v intenzitách čar ionizovaného helia a vodíku. Intenzita prvního dosahuje maxima v B2 a klesá směrem k pozdějším třídám, zatímco druhá naopak stoupá směrem k pozdějším podtřídám. Poměrem těchto čar by tedy bylo možné přesně určit podtřídu hvězdy, ale ve třídě B jsou často hvězdy s anomálním výskytem helia, což neumožňuje použití této metody [3] [7] .
V praxi se používají jiná kritéria: pro nejstarší třídy B0–B1 se nejčastěji uvažují intenzity vedení Si IV λ4089 a Si III λ4552 [comm. 2] , které se ukázaly být stejné v podtřídě B0.7 a pro podtřídy B1–B3 jsou porovnány linie Si III λ4552 a Si II λ4128–4132. V obou případech lze měřit jiné čáry křemíku ve stejných stupních ionizace . V pozdějších podtřídách čáry Si IV a Si III mizí a pro hvězdy pozdějších podtříd s normálním výskytem helia jsou srovnávány čáry He l λ4471 a Mg II λ4481 [8] .
Absolutní magnitudy hvězd třídy B různých tříd svítivosti se neliší příliš, ale ve větší míře než u hvězd třídy O . Pro hvězdy hlavní posloupnosti třídy B5 jsou tedy absolutní hvězdné velikosti v průměru −1,1 m , pro obry stejné třídy −2,2 m a pro supergianty třídy B5 od −5,7 do −7,0 m [9] [10] .
Intenzita čar He I a Balmerovy řady vodíku klesá s přechodem do jasnějších tříd svítivosti , ale některé čáry O II, Si IV a Si III rostou. Poměr intenzit těchto čar umožňuje určit třídu svítivosti, i když v pozdních podtřídách jsou naznačené čáry kyslíku a křemíku prakticky neviditelné a třída svítivosti je určena pouze z čar řady Balmer. Obecně platí, že pro hvězdy třídy B spolu definice podtřídy a třídy svítivosti souvisí, takže se určují iterativně [11] .
Mezi hvězdami třídy B jsou chemicky zvláštní hvězdy zcela běžné . Mohou to být například hvězdy s anomálně vysokým nebo nízkým obsahem helia, díky čemuž se čáry tohoto prvku ve spektru zesilují, respektive zeslabují - v prvním případě se používá doplňkové označení h, v druhý - w [12] . Mezi hvězdami bohatými na helium jsou pozorovány ty, u kterých se intenzita heliových čar mění s časem: to lze vysvětlit přítomností oblastí bohatých na hélium na povrchu hvězdy, které jsou spojeny s magnetickým polem a kvůli rotaci hvězdy nejsou pravidelně vidět. Kromě hvězd s anomálním obsahem helia existují další zvláštní hvězdy třídy B, například rtuť-manganové hvězdy s anomálně silnými čarami Hg II a Mn II [13] .
Hvězdy, v jejichž spektrech jsou pozorovány Balmerovy čáry vodíku při emisi , vystupují jako samostatný typ Be-stars . Kromě čar řady Balmer mohou vykazovat také emisní čáry ionizovaných kovů, například Fe II, a cirkumstelární disky takových hvězd jsou zdrojem emisních čar . Některé hvězdy třídy B se mohou periodicky přeměňovat na hvězdy Be, poté na hvězdy skořápky s podobnými spektrálními charakteristikami, obklopené plynovým obalem nebo diskem [14] a zpět na běžné hvězdy třídy B [12] . Pokud jsou ve spektru kromě Balmerových čar pozorovány i zakázané čáry , například [Fe II] nebo [ O I], pak se hvězda označuje jako B[e]-hvězdy - takové objekty mohou mít různé fyzická podstata [15] .
Spektrální třída B zahrnuje většinou poměrně hmotné a jasné hvězdy. Například hvězdy hlavní posloupnosti musí mít hmotnosti 3–20 M ⊙ , aby byly spektrálního typu B, a jejich svítivost se pohybuje od 100 do 50 000 L ⊙ . Vyvinuté hvězdy třídy B , jako jsou veleobri , mohou mít ještě větší hmotnosti a svítivost. V každém případě takové hvězdy obvykle žijí desítky milionů let, ačkoli nejméně hmotné hvězdy mají životnost několik set milionů let [12] [16] . Patří do extrémní populace I [17] .
Hvězd této třídy je málo - tvoří pouze 0,09 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [18] , ale vzhledem k jejich vysoké jasnosti je jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami mnohem větší. Například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou velikostí až 8,5 m , asi 10 % hvězd patří do třídy B [19] [20] .
Starší hvězdy typu B mají podobné fyzikální a spektrální charakteristiky jako hvězdy typu O , takže jsou často seskupeny pod hlavičkou " Hvězdy OB ". Tato komunita, navzdory svému názvu, nezahrnuje pozdější podtřídy B: patří do ní pouze hvězdy nad 8 M ⊙ , žijící méně než 30 milionů let. Mezi hvězdami hlavní posloupnosti do ní tedy patří hvězdy nejpozději B2 a u jasnějších tříd svítivosti se tato hranice posouvá do pozdějších podtříd. OB hvězdy jsou hlavními přispěvateli ke svítivosti (ale ne k hmotnosti) galaxií , kde se vyskytují, ovlivňují své okolí silným ultrafialovým zářením a vymezují spirální strukturu galaxií a hrají hlavní roli při obohacování galaxií o určité prvky, jako je např. kyslíku , když explodují jako supernovy [21] .
Hvězdy hlavní posloupnosti třídy B se vyznačují nejrychlejší rotací ze všech hvězd hlavní posloupnosti: průměrná rychlost rovníkové rotace takových hvězd je asi 200 km/s. Rychlosti rotace některých hvězd Be jsou ještě vyšší a mohou dosáhnout 500 km/s [12] [22] [23] .
Výjimkou z těchto pravidelností jsou subtrpaslíci třídy B. Jsou to hvězdy s nízkou hmotností v pozdních fázích vývoje, konkrétně hvězdy s horizontálními větvemi , které ztratily téměř celý svůj vodíkový obal, a proto mají vysokou teplotu. Patří také do spektrální třídy B, ale jsou mnohem slabší než ostatní hvězdy této třídy [24] [25] .
| Spektrální třída | Absolutní velikost , m | Teplota, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| PROTI | III | já | PROTI | III | já | |
| B0 | −4.1 | -5,0 | −5,8…−7,0 | 29 000 | 29 000 | |
| B1 | −3.5 | −4.4 | −5,7…−7,0 | 24 500 | 24 500 | |
| 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 | |
Mezi supergianty třídy B patří Zeta Perseus (B1Ib) [ 27] . Příkladem obra třídy B je Tau Orionis (B5III) [28] , zatímco hvězdy hlavní sekvence třídy B zahrnují Eta Aurigae (B3V) [29] a 18 Taurus (B8V) [30] . Nejbližší hvězdou této třídy k Zemi je Regulus , který je vzdálený 79 světelných let [31] a nejjasnější při pozorování ze Země je Rigel se zdánlivou velikostí +0,12 m [19] .
| Spektrální třída | Třída svítivosti | ||
|---|---|---|---|
| PROTI | III | já | |
| B0 | Upsilon Orionis | HD48434 | Alnilam |
| B1 | Omega¹ Scorpio | Sigma Scorpio | Ro Lev |
| B2 | HD42401 | Bellatrix | Chi² Orionu |
| B3 | Benetnash | HD 21483 | Omicron² Canis Major |
| B5 | Ro Charioteer | Aludra | |
| B7 | HR 1029 | Alcyone | |
| B8 | 18 Býk | Atlas | Rigel |
| B9 | Omega pec A | H.R. 4712 | |
Spektrální třída B se stejně jako ostatní třídy objevila v díle Williaminy Flemingové v roce 1890 [33] v podobě blízké moderní .
Zpočátku byla třída B určena nepřítomností čar He II ve spektrech hvězd této třídy, které byly pozorovány u hvězd třídy O , a přítomností čar He I, které již nebyly pozorovány u hvězd třídy A. Později však byly díky použití pokročilejších přístrojů detekovány slabé linie He II ve spektrech nejstarších hvězd podtřídy B do B0,5 a linie He I byly nalezeny ve hvězdách A0, takže toto kritérium přestalo platit. přesné [34] .
Hvězdy třídy B hrály důležitou roli ve vývoji moderního hvězdného klasifikačního systému , galaktické astronomie a hvězdné astrofyziky . Hvězdy této spektrální třídy byly první, které byly masivně klasifikovány v 50. a 60. letech 20. století. Hromadění informací o těchto hvězdách vedlo k objevu spirální struktury Mléčné dráhy a stanovení jejích parametrů, stejně jako stanovení různých parametrů otevřených hvězdokup . Nakonec se ukázalo, že atmosféry těchto hvězd se nejsnáze modelují za předpokladu, že dosahují lokální termodynamické rovnováhy [35] .
| Spektrální klasifikace hvězd | |
|---|---|
| Hlavní spektrální typy | |
| Další spektrální typy | |
| Třídy svítivosti | |