Stele din secvența principală de tip spectral B

Proprietăți tipice ale stelelor [1]
Spectru Rază
 Greutate
 T eff
( K ) 		buștean g
B0V zece 17 30.000 patru
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 patru
B5V 3.9 5.9 15 200 patru
B6V 3,56 5.17 13 800 patru
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

Stelele din secvența principală de tip spectral B (BV)  sunt stele pitice din secvența principală care folosesc hidrogenul drept „combustibil”, tipul spectral B și clasa de luminozitate V. Aceste stele au o masă de 2-16 ori mai mare decât masa Soarelui și o temperatură a suprafeței de 10.000 până la 30.000  K [2] Tabelele VII și VIII . Stelele de tip B sunt extrem de strălucitoare și de culoare alb-albastru. Deoarece stelele din secvența principală sunt numite stele pitice, această clasă de stele poate fi numită și pitice albastre-albe . Spectrele lor au heliu neutru , cel mai proeminent în subclasa B2, și linii de hidrogen moderate. Exemplele includ Regulus [3] și Algol A [4] .

Această clasă de stele a fost introdusă în clasificarea Harvard a spectrelor stelare și publicată în Catalog of Bright Stars . Definiția stelelor spectrale de tip B a fost prezența liniilor de heliu neionizate fără heliu ionizat individual în partea albastru-violet a spectrului. Toate clasele spectrale, inclusiv tipul B, au fost subdivizate printr-un sufix numeric care indica gradul în care se apropie de următoarea subclasă din clasificare. Deci B2 este 1/5 din „calea” de la clasa B (sau B0) la clasa A [5] [6] .

Mai târziu, totuși, studii spectrale mai fine au arătat linii de heliu ionizat pentru stelele de tip B0. În mod similar, stelele A0 prezintă, de asemenea, linii slabe de heliu neionizat. Cataloagele ulterioare ale spectrelor stelare au clasificat stelele pe baza liniilor de absorbție mai puternice la anumite frecvențe sau prin comparație cu linii mai mult sau mai puțin puternice. Astfel, în sistemul de clasificare MK, clasa spectrală B0 are o linie la 439  nm , care este mai puternică decât linia la 420  nm [7] . Seria de linii de hidrogen Balmer este îmbunătățită în clasa B și apoi atinge un maxim în clasa A2. Liniile de siliciu ionizat sunt folosite pentru a defini subclasa stelelor din clasa B, iar liniile de magneziu  sunt folosite pentru a delimita clasele de temperatură [5] .

Stelele de clasa B nu au o coroană și nu au o zonă de convecție în atmosfera exterioară. Au o rată de pierdere de masă mai mare decât stelele mai mici, cum ar fi Soarele , iar vânturile lor stelare sunt în jur de 3000  km/s [8] . Generarea de energie în stele de clasa B în secvența principală are loc pe baza ciclului CNO . Deoarece ciclul CNO este foarte sensibil la temperatură, producția de energie este concentrată în centrul stelei, rezultând o zonă de convecție în jurul miezului. Acest lucru duce la amestecarea stabilă a combustibilului hidrogen cu heliu ca produs secundar al fuziunii nucleare [9] . Multe stele de tip B au o viteză mare de rotație  - viteza lor de rotație ecuatorială este de aproximativ 200  km/s [10] .

Stele Be și B (e)

Obiectele spectrale, cunoscute sub numele de „Fii stele”, sunt obiecte masive, dar nu supergigant, care au sau au avut la un moment dat 1 sau mai multe linii de emisie Balmer . Mai mult, o serie de serii spectrale electromagnetice de hidrogen sunt emise de stele de interes științific deosebit. În general, se consideră că stelele au vânturi stelare neobișnuit de puternice , temperaturi ridicate la suprafață și epuizare semnificativă a masei stelare, deoarece obiectele se rotesc la viteze neobișnuit de mari, iar aceasta este principala lor diferență față de multe alte tipuri de stele din secvența principală [11] .

Deși terminologiile respective nu sunt complet clare, obiectele spectrale cunoscute sub denumirea de stele „B(e) ” sau „B[e]” diferă de stelele Be, deoarece obiectele respective - B(e) - au linii distinctive neutre sau de emisie cu linii scăzute. ionizare, care sunt considerate „ linii interzise ”, care este indicată prin paranteze sau paranteze pătrate. Cu alte cuvinte, radiația de la aceste stele particulare pare a fi supusă unor procese care nu sunt permise în mod normal în teoria perturbației staționare de ordinul întâi din mecanica cuantică . Definiția unei „stele B(e)” poate include obiecte care sunt suficient de mari pentru a fi o gigantă albastră sau o supergigantă albastră , adică dincolo de dimensiunea stelelor standard din secvența principală.

Caracteristicile stelelor standard

Clasificarea luminozității Yerke (MKC) [12] conține o rețea densă de stele pitice standard de tip B; cu toate acestea, nu toate au supraviețuit până în prezent ca cele standard. Sunt luate în considerare punctele de referință ale sistemului de clasificare spectrală ICC între stelele pitice de secvență principală de tip B, adică acele stele standard care au rămas neschimbate de mulți ani, cel puțin din anii 1940 , și pot fi folosite pentru determinarea spectrelor. : Upsilon Orionis (B0 V), Eta Charioteer (B3 V) și Eta Ursa Major (B3 V) [13] . Pe lângă aceste două stele standard , W. Morgan și F. Keenan [14] (MK) ( 1973 ) au considerat următoarele stele drept standarde: Tau Scorpii (B0 V), Omega 1 Scorpii (B1 V), 42 Orioni (B1 ). V), 22 Scorpion (B2 V), Rho Aurigae (B5 V) și 18 Taur (B8 V). Alte vedete standard MK au fost Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Perseus (B3 V), HD 36936 (B5 V) și HD 21071 (B7 V) [15] . Gray & Garrison ( 1994 ) [16] au propus două stele standard pentru subclasa B9 V: Furnace Omega A și HR 2328 . Singurul standard publicat pentru subclasa B4 V este 90 Leo de Lesh ( 1968 ) [17] . Nu există un consens în literatură cu privire la alegerea standardului B6 V.

Caracteristici chimice

Unele stele din subclasa B0-B3 au linii de heliu neionizate neobișnuit de puternice. Aceste stele deosebite din punct de vedere chimic sunt numite stele cu heliu . Ei au adesea câmpuri magnetice puternice în fotosfera lor . În schimb, există și stele de clasa B cu linii slabe de heliu și linii puternice de hidrogen. Alte stele de tip B cu specific chimic sunt stele mercur-mangan din subclasele spectrale B7-B9. În cele din urmă, stelele Be menționate mai sus au un spectru de emisie vizibil de hidrogen [18] .

Planete

O listă a unor stele de tip B din apropiere despre care se știe că au planete include:

Stea Clasa spectrală Distanta, St. ani planetă confirmată
HIP 78530 B9V 446 HIP 78530b
Kappa Andromedae B9IVn 168 Kappa Andromedae b

Mai multe (în prezent 19) subpitici de tip spectral B sunt de asemenea cunoscute .


Note

  1. ↑ Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noiembrie 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 Corecții bolometrice empirice pentru secvența principală  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal  . - 1981. - Noiembrie ( vol. 46 ). - P. 193-237 . - Cod biblic .
  3. ↑ Regulus  . _ SIMBAD (29 noiembrie 2007). Preluat la 24 aprilie 2019. Arhivat din original la 14 iulie 2014.
  4. ↑ Algol  A. _ SIMBAD (29 noiembrie 2007). Preluat la 24 aprilie 2019. Arhivat din original la 20 ianuarie 2019.
  5. ↑ 1 2 Gray, C. Richard O.; Corbally, J. Clasificarea spectrală  a stelelor . - Princeton University Press , 2009. - P. 115-122. — ISBN 0691125112 .
  6. ↑ Pickering, Edward Charles. Fotometrie Harvard revizuită: un catalog al pozițiilor, magnitudinilor fotometrice și spectrelor a 9110 stele, în principal cu magnitudinea 6,50 și mai strălucitoare observate cu fotometrele meridiane de 2 și 4 inci  // Observatorul Colegiului Harvard  : jurnal  . - 1908. - Vol. 50 . — Cod biblic .
  7. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. Un atlas de spectre stelare, cu o schiță de clasificare spectrală  (engleză) . - Chicago , Ill: The University of Chicago Press , 1943.
  8. ↑ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachim. Cerul invizibil: ROSAT și era astronomiei cu raze X  (engleză) / Hermann-Michael Hahn. - Springer, 1998. - P. 76. - ISBN 0387949283 .
  9. ↑ Böhm-Vitense, Erika. Introducere în astrofizica  stelară . - Cambridge University Press , 1992. - Vol. 3. - P. 167. - ISBN 0521348714 .
  10. ↑ McNally, D. Distribuția momentului unghiular între stelele din secvența   principală // Observatorul : jurnal. - 1965. - Vol. 85 . - P. 166-169 . - Cod biblic .
  11. ↑ Slettebak, Arne. The Be Stars  (engleză)  // Publicațiile Societății Astronomice din Pacific  : jurnal. - 1988. - iulie ( vol. 100 ). - P. 770-784 . - doi : 10.1086/132234 . - Cod .
  12. ↑ Fotometria stelară fundamentală pentru standardele de tip spectral pe sistemul revizuit al atlasului spectral Yerkes Arhivat 2 aprilie 2019 la Wayback Machine HL Johnson & WW Morgan , 1953 , Astrophysical Journal , 117, 313 
  13. ↑ MK ANCHOR POINTS Arhivat 23 februarie 2019 la Wayback Machine de Robert F. Garrison 
  14. ↑ Spectral Classification Arhivat 14 noiembrie 2017 la Wayback Machine , WW Morgan & PC Keenan , 1973 , Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 11, p.29
  15. ↑ Atlas spectral MK revizuit pentru stele mai devreme decât soarele Arhivat 5 octombrie 2018 la Wayback Machine , WW Morgan , WW, HA Abt, JW Tapscott, 1978 , Williams Bay: Yerkes Observatory și Tucson: Kitt Peak National observatory 
  16. ↑ Stelele târzii de tip B: clasificare MK rafinată, confruntare cu fotometria stromgren și efectele rotației Arhivat 7 octombrie 2019 la Wayback Machine , RF Gray & RO Garrison, 1994 , The Astronomical Journal , vol. 107, nr. 4, p. 1556-1564 
  17. ↑ Cinematica centurii Gould: un grup în expansiune ? Arhivat 5 octombrie 2018 la Wayback Machine JR Lesh, 1968 , Astrophysical Journal Supplement , vol. 17, p.371 (Tabelul 1) 
  18. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, Clasificarea spectrală  a stelelor CJ . - Princeton University Press , 2009. - P. 123-136. — ISBN 0691125112 .

Link -uri