Hvězdy hlavní posloupnosti spektrální třídy B

Typické vlastnosti hvězd [1]
Spektrum Poloměr
 Hmotnost
 T eff
( K ) 		log g
B0V deset 17 30 000 čtyři
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 čtyři
B5V 3.9 5.9 15 200 čtyři
B6V 3.56 5.17 13 800 čtyři
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

Hvězdy hlavní posloupnosti spektrálního typu B (BV)  jsou trpasličí hvězdy hlavní posloupnosti, které využívají jako „palivo“ vodík , spektrálního typu B a třídy svítivosti V. Tyto hvězdy mají hmotnost 2–16krát větší než hmotnost Slunce a povrchovou teplotu 10 000 až 30 000  K [2] Tabulky VII a VIII . Hvězdy typu B jsou extrémně jasné a modrobílé barvy. Protože hvězdy hlavní posloupnosti se nazývají trpasličí hvězdy, lze tuto třídu hvězd také nazývat modrobílí trpaslíci . Jejich spektra mají neutrální helium , nejvýraznější v podtřídě B2, a střední vodíkové čáry. Příklady zahrnují Regulus [3] a Algol A [4] .

Tato třída hvězd byla zavedena do Harvardské klasifikace hvězdných spekter a publikována v Katalogu jasných hvězd . Definicí spektrálních hvězd typu B byla přítomnost neionizovaných heliových čar bez jediného ionizovaného helia v modrofialové části spektra. Všechny spektrální třídy, včetně typu B, byly rozděleny číselnou příponou, která označovala míru, do jaké se přiblížily další podtřídě v klasifikaci. B2 je tedy 1/5 „cesty“ z třídy B (nebo B0) do třídy A [5] [6] .

Později však jemnější spektrální studie ukázaly čáry ionizovaného helia pro hvězdy typu B0. Podobně hvězdy A0 také vykazují slabé čáry neionizovaného helia. Následující katalogy hvězdných spekter klasifikovaly hvězdy na základě silnějších absorpčních čar při určitých frekvencích nebo srovnáním s více či méně silnými čarami. V systému klasifikace MK má tedy spektrální třída B0 čáru na 439  nm , která je silnější než čára na 420  nm [7] . Série vodíkových řad Balmer je vylepšena ve třídě B a poté dosahuje maxima ve třídě A2. Čáry z ionizovaného křemíku se používají k definování podtřídy hvězd třídy B a čáry hořčíku  k vymezení teplotních tříd [5] .

Hvězdy třídy B nemají korónu a nemají konvekční zónu ve vnější atmosféře. Mají vyšší hmotnostní ztrátu než menší hvězdy jako je Slunce a jejich hvězdné větry se pohybují kolem 3000  km/s [8] . Generace energie ve hvězdách třídy B v hlavní posloupnosti probíhá na základě cyklu CNO . Protože cyklus CNO je velmi citlivý na teplotu, produkce energie se soustředí ve středu hvězdy, což vede ke konvekční zóně kolem jádra. To vede ke stabilnímu míšení vodíkového paliva s heliem jako vedlejším produktem jaderné fúze [9] . Mnoho hvězd typu B má vysokou rychlost rotace  – jejich rychlost rovníkové rotace je asi 200  km/s [10] .

Stars Be a B (e)

Spektrální objekty, známé jako "Be stars", jsou masivní, ale ne veleobry, objekty , které mají nebo měly najednou 1 nebo více Balmerových emisních čar. Kromě toho hvězdy zvláštního vědeckého zájmu emitují řadu elektromagnetických spektrálních sérií vodíku . Hvězdy jsou obecně považovány za hvězdy s neobvykle silnými hvězdnými větry , vysokými povrchovými teplotami a významným úbytkem hvězdné hmoty , protože objekty rotují neobvykle vysokou rychlostí, a to je jejich hlavní rozdíl od mnoha jiných typů hvězd hlavní sekvence [11] .

Ačkoli příslušné terminologie nejsou zcela jednoznačné, spektrální objekty známé jako " hvězdy B(e) " nebo "B[e]" se od hvězd Be liší, protože uvedené objekty - B(e) - mají výrazné neutrální nebo emisní čáry s nízkou ionizace, které jsou považovány za „ zakázané čáry “, což je označeno závorkami nebo hranatými závorkami. Jinými slovy, záření z těchto konkrétních hvězd se zdá být podrobeno procesům, které nejsou normálně povoleny podle teorie stacionárních poruch prvního řádu v kvantové mechanice . Definice "hvězdy B(e)" může zahrnovat objekty, které jsou dostatečně velké na to, aby se jednalo o modrého obra nebo modrého veleobra , tedy větší než standardní hvězdy hlavní posloupnosti.

Charakteristika standardních hvězd

Yerkeho klasifikace jasu (MKC) [12] obsahuje hustou mřížku standardních trpasličích hvězd typu B; ne všechny se však dodnes zachovaly jako standardní. Za referenční body systému spektrální klasifikace ICC mezi trpasličími hvězdami hlavní posloupnosti typu B, tedy těmi standardními hvězdami, které zůstaly nezměněny po mnoho let, přinejmenším od 40. let 20. století , a lze je použít k určení spekter, jsou považovány : Usilon Orionis (B0 V), Eta Charioteer (B3 V) a Eta Ursa Major (B3 V) [13] . Kromě těchto dvou standardních hvězd W. Morgan a F. Keenan [14] (MK) ( 1973 ) považovali za standardní hvězdy tyto hvězdy: Tau Scorpii (B0 V), Omega 1 Scorpii (B1 V), 42 Orioni (B1 V), 22 Štírů (B2 V), Rho Aurigae (B5 V) a 18 Býků (B8 V). Dalšími standardními hvězdami MK byly Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Perseus (B3 V), HD 36936 (B5 V) a HD 21071 (B7 V) [15] . Gray & Garrison ( 1994 ) [16] navrhli dvě standardní hvězdy pro podtřídu B9 V: Furnace Omega A a HR 2328 . Jediný publikovaný standard pro podtřídu B4 V je 90 Leo od Lesha ( 1968 ) [17] . V literatuře neexistuje jednotný názor na volbu normy B6 V.

Chemické vlastnosti

Některé hvězdy podtřídy B0-B3 mají neobvykle silné neionizované heliové čáry. Tyto chemicky zvláštní hvězdy se nazývají héliové hvězdy . Často mají ve své fotosféře silná magnetická pole . Naproti tomu existují také hvězdy třídy B se slabými čarami helia a silnými čarami vodíku. Další chemicky zvláštní hvězdy typu B jsou rtuť-manganové hvězdy spektrálních podtříd B7-B9. Konečně, výše zmíněné hvězdy Be mají znatelné emisní spektrum vodíku [18] .

Planety

Seznam některých blízkých hvězd typu B, o kterých je známo, že mají planety, zahrnuje:

Hvězda Spektrální třída Vzdálenost, St. let potvrzená planeta
HIP 78530 B9V 446 HIP 78530b
Kappa Andromeda B9IVn 168 Kappa Andromedae b

Je také známo několik (v současnosti 19) subtrpaslíků spektrálního typu B.


Poznámky

  1. ↑ Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( listopad 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 Empirické bolometrické korekce pro hlavní posloupnost  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1981. - Listopad ( sv. 46 ). - str. 193-237 . - .
  3. ↑ Regulus  . _ SIMBAD (29. listopadu 2007). Získáno 24. dubna 2019. Archivováno z originálu 14. července 2014.
  4. ↑ Algol  A. _ SIMBAD (29. listopadu 2007). Získáno 24. dubna 2019. Archivováno z originálu 20. ledna 2019.
  5. ↑ 1 2 Gray, C. Richard O.; Corbally, J. Spektrální klasifikace  hvězd . - Princeton University Press , 2009. - S. 115-122. — ISBN 0691125112 .
  6. ↑ Pickering, Edward Charles. Revidovaná harvardská fotometrie: katalog pozic, fotometrických magnitud a spekter 9110 hvězd, hlavně o magnitudě 6,50 a jasnějších pozorovaných 2 a 4palcovými poledníkovými fotometry  // Harvard College Observatory  : journal  . - 1908. - Sv. 50 . — .
  7. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellmanová, Edith. Atlas hvězdných spekter s nástinem spektrální klasifikace  (anglicky) . — Chicago , Ill: The University of Chicago Press , 1943.
  8. ↑ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachime. Neviditelná obloha: ROSAT a věk rentgenové astronomie  (anglicky) / Hermann-Michael Hahn. - Springer, 1998. - S. 76. - ISBN 0387949283 .
  9. ↑ Böhm-Vitense, Erika. Úvod do hvězdné astrofyziky  . - Cambridge University Press , 1992. - Sv. 3. - S. 167. - ISBN 0521348714 .
  10. ↑ McNally, D. Distribuce momentu hybnosti mezi hvězdami hlavní sekvence  //  The Observatory : deník. - 1965. - Sv. 85 . - S. 166-169 . - .
  11. ↑ Slettebak, Arne. The Be Stars  (anglicky)  // Publikace Astronomické společnosti Pacifiku  : časopis. - 1988. - Červenec ( sv. 100 ). - str. 770-784 . - doi : 10.1086/132234 . - .
  12. ↑ Základní hvězdná fotometrie pro standardy spektrálního typu na revidovaném systému Yerkesova spektrálního atlasu Archivováno 2. dubna 2019 na Wayback Machine HL Johnson & WW Morgan , 1953 , Astrophysical Journal , 117, 313 
  13. ↑ MK ANCHOR POINTS Archivováno 23. února 2019 na Wayback Machine od Roberta F. Garrisona 
  14. ↑ Spectral Classification Archived 14. listopadu 2017 na Wayback Machine , WW Morgan & PC Keenan , 1973 , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , sv. 11, str. 29
  15. ↑ Revidovaný MK spektrální atlas pro hvězdy dříve než slunce Archivováno 5. října 2018 na Wayback Machine , WW Morgan , WW, HA Abt, JW Tapscott, 1978 , Williams Bay: Yerkes Observatory a Tucson: Kitt Peak National observatory 
  16. ↑ Pozdní hvězdy typu B: Zpřesněná klasifikace MK, konfrontace se stromgrenovou fotometrií a účinky rotace Archivováno 7. října 2019 na Wayback Machine , RF Gray & RO Garrison, 1994 , The Astronomical Journal , sv. 107, č.p. 4, str. 1556-1564 
  17. ↑ Kinematika Gouldova pásu: rozšiřující se skupina? Archivováno 5. října 2018 na Wayback Machine JR Lesh, 1968 , Astrophysical Journal Supplement , sv. 17, str. 371 (tabulka 1) 
  18. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, CJ hvězdná spektrální klasifikace  . - Princeton University Press , 2009. - S. 123-136. — ISBN 0691125112 .

Odkazy