Spektrityypin B tähdille on ominaista korkea pintalämpötila - 10 - 30 tuhatta kelviniä ja valkoinen-sininen väri. Niiden spektrit sisältävät viivoja eri ionisoituneita alkuaineita, heikot vedyn viivat ovat näkyvissä ja neutraalin heliumin viivat erottuvat eniten . Myöhempiin alaluokkiin siirtyessään vetyviivat vahvistuvat, kun taas neutraalin heliumin viivat alaluokasta B2 alkaen heikkenevät.
Luokkaan B, samoin kuin luokkaan O , kuuluvat pääasiassa massiiviset ja kirkkaat, mutta lyhytikäiset tähdet. Näitä tähtiä on melko vähän, mutta varhaisiin alaluokkiin kuuluvilla tähdillä on merkittävä vaikutus omaan ympäristöönsä, ne vaikuttavat merkittävästi niiden galaksien kirkkauteen, joissa ne ovat, ja rajaavat niiden spiraalirakenteen .
Spektriluokkaan B kuuluu melko kuumia tähtiä: niiden lämpötilat ovat 10-30 tuhatta kelviniä . Tämän luokan tähtien väri on sinivalkoinen, niiden B−V-väriindeksi on noin −0,2 m [1] [2] .
Kuten luokan O, luokan B tähtien spektrissä on ionisoitujen alkuaineiden viivoja, esimerkiksi O II, Si II ja Mg II [comm. 1] . Luokan B tähtien spektrissä ei kuitenkaan käytännössä ole He II -viivoja - vain varhaisemmissa alaluokissa, viimeistään B0.5, voidaan havaita heikkoja viivoja. Neutraalin heliumin linjat sen sijaan ovat erittäin vahvoja ja saavuttavat maksimivoimakkuutensa. Vetylinjat ovat myös selvästi näkyvissä , erityisesti Balmer-sarja [3] [4] [5] . Usein myös B-luokan tähdillä on päästöviivat [6] .
Eri B-alaluokkien tähtien spektrit, B0-B9, eroavat huomattavasti ionisoidun heliumin ja vedyn linjojen intensiteetissä. Ensimmäisen intensiteetti saavuttaa maksimin B2:ssa ja laskee myöhempiä luokkia kohti, kun taas jälkimmäiset päinvastoin lisääntyvät myöhempiä alaluokkia kohti. Näin ollen olisi mahdollista määrittää tarkasti tähden alaluokka näiden viivojen suhteella, mutta luokassa B on usein tähtiä, joiden heliumia on runsaasti, mikä ei salli tämän menetelmän käyttöä [3] [7] .
Käytännössä käytetään muita kriteerejä: varhaisimpien luokkien B0–B1 kohdalla otetaan useimmiten huomioon Si IV λ4089 ja Si III λ4552 linjaintensiteetit [comm. 2] , jotka osoittautuvat samanlaisiksi alaluokissa B0.7, ja alaluokissa B1–B3 verrataan Si III λ4552 ja Si II λ4128–4132 viivoja. Molemmissa tapauksissa muita piilinjoja voidaan mitata samoilla ionisaatioasteilla . Myöhemmissä alaluokissa Si IV- ja Si III-linjat katoavat, ja myöhempien alaluokkien tähdille, joilla on normaali heliumimäärä, verrataan He l λ4471 ja Mg II λ4481 linjoja [8] .
Eri valoisuusluokkien B-luokan tähtien absoluuttiset magnitudit eivät eroa liikaa, vaan enemmän kuin luokan O tähtien . Näin ollen B5-luokan pääsarjan tähtien absoluuttiset tähtien magnitudit ovat keskimäärin −1,1 m , saman luokan jättiläisillä −2,2 m ja B5-luokan superjättiläisillä −5,7 - −7,0 m [9] [10] .
He I- ja Balmer-sarjan vetylinjojen intensiteetti pienenee siirtyessä kirkkaampiin valoisuusluokkiin , mutta osa O II-, Si IV- ja Si III -linjoista kasvaa. Näiden viivojen intensiteettien suhde mahdollistaa valoisuusluokan määrittämisen, vaikka myöhäisissä alaluokissa esitetyt hapen ja piin viivat ovat käytännössä näkymättömiä, ja valoisuusluokka määritetään vain Balmer-sarjan viivoista. Yleensä B-luokan tähdillä alaluokan ja valoisuusluokan määritelmät liittyvät toisiinsa, joten ne määritetään iteratiivisesti [11] .
B-luokan tähdistä kemiallisesti omituiset ovat melko yleisiä . Näitä voivat olla esimerkiksi tähdet, joiden heliumpitoisuus on epätavallisen korkea tai alhainen, minkä vuoksi spektrin tämän elementin viivat vahvistuvat tai heikkenevät - ensimmäisessä tapauksessa käytetään lisämerkintää h, toinen - w [12] . Heliumia sisältävistä tähdistä havaitaan sellaisia, joissa heliumilinjojen intensiteetti muuttuu ajan myötä: tämä voidaan selittää sillä, että tähden pinnalla on runsaasti heliumia sisältäviä alueita, jotka liittyvät magneettikenttään ja tähden pyörimisen vuoksi eivät ole ajoittain näkyvissä. Epänormaalin heliumpitoisuuden omaavien tähtien lisäksi on muitakin omituisia B-luokan tähtiä, esimerkiksi elohopea-mangaanitähtiä , joilla on poikkeuksellisen vahvat Hg II- ja Mn II -viivat [13] .
Tähdet, joiden spektrissä emissiossa havaitaan Balmer-vedyn viivoja , erottuvat erillisenä Be-tähtenä . Balmer-sarjan linjojen lisäksi niissä voi olla myös ionisoituneiden metallien, esimerkiksi Fe II:n, emissioviivoja, ja tällaisten tähtien ympärysmittaiset levyt ovat emissioviivojen lähde . Jotkut B-luokan tähdet voivat ajoittain muuttua Be-tähdiksi, sitten kuoritähdiksi , joilla on samanlaiset spektriominaisuudet ja joita ympäröi kaasuvaippa tai kiekko [14] ja takaisin tavallisiksi luokan B tähdiksi [12] . Jos spektrissä havaitaan Balmer-linjojen lisäksi kiellettyjä viivoja , esimerkiksi [Fe II] tai [ O I], niin tähtiä kutsutaan B[e]-tähdiksi - sellaisilla esineillä voi olla erilainen fyysinen luonne [15] .
Spektriluokka B sisältää enimmäkseen melko massiivisia ja kirkkaita tähtiä. Esimerkiksi pääsarjan tähtien massan on oltava 3–20 M ⊙ ollakseen spektrityyppiä B, ja niiden kirkkaus vaihtelee välillä 100 - 50 000 L ⊙ . Luokan B kehittyneillä tähdillä, kuten superjättiläisillä , voi olla jopa suurempi massa ja valovoima. Joka tapauksessa tällaiset tähdet elävät yleensä kymmeniä miljoonia vuosia, vaikka vähiten massiivisten tähtien elinikä on useita satoja miljoonia vuosia [12] [16] . He kuuluvat ääripopulaatioon I [17] .
Tämän luokan tähtiä on vähän - niitä on vain 0,09 % Linnunradan tähtien kokonaismäärästä [18] , mutta suuren kirkkautensa vuoksi niiden osuus havaittujen tähtien joukossa on paljon suurempi. Esimerkiksi Henry Draperin luettelossa , joka sisältää tähdet, joiden näennäinen magnitudi on jopa 8,5 m , noin 10 % tähdistä kuuluu luokkaan B [19] [20] .
Varhaisilla B-tyypin tähdillä on samanlaiset fysikaaliset ja spektriominaisuudet kuin O-tyypin tähdillä , joten ne ryhmitellään usein otsikon " OB-tähdet " alle. Tämä yhteisö ei nimestään huolimatta sisällä myöhempiä B-alaluokkia: siihen kuuluvat vain yli 8 M ⊙ tähdet , jotka elävät alle 30 miljoonaa vuotta. Siten pääsarjan tähdistä siihen kuuluvat tähdet, jotka ovat vähintään B2, ja kirkkaammissa valoisuusluokissa tämä raja on siirtynyt myöhempiin alaluokkiin. OB-tähdet vaikuttavat pääasiallisesti niiden galaksien kirkkauteen (mutta ei massaan), joissa niitä esiintyy, vaikuttavat ympäristöönsä voimakkaalla ultraviolettisäteilyllä ja rajaavat galaksien spiraalirakennetta , ja niillä on tärkeä rooli galaksien rikastamisessa tietyillä elementeillä, kuten esim. happea , kun ne räjähtävät kuin supernovat [21] .
B-luokan pääsarjan tähdille on ominaista nopein pyörimisnopeus kaikista pääsarjan tähdistä: tällaisten tähtien keskimääräinen kiertonopeus päiväntasaajalla on noin 200 km/s. Joidenkin Be-tähtien pyörimisnopeudet ovat vielä suurempia ja voivat nousta 500 km/s [12] [22] [23] .
Poikkeuksena näihin säännönmukaisuuksiin ovat luokan B alakääpiöt . Nämä ovat pienimassaisia evoluution loppuvaiheessa olevia tähtiä, nimittäin vaakahaaraisia tähtiä , jotka ovat menettäneet melkein koko vetyverhonsa ja joiden lämpötila on siksi korkea. Ne kuuluvat myös spektriluokkaan B, mutta ovat paljon himmeämpiä kuin muut tämän luokan tähdet [24] [25] .
| Spektriluokka | Absoluuttinen suuruus , m | Lämpötila, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | minä | V | III | minä | |
| B0 | −4.1 | −5.0 | −5,8…−7,0 | 29 000 | 29 000 | |
| B1 | −3.5 | −4.4 | −5,7…−7,0 | 24500 | 24500 | |
| 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 | |
Luokan B superjättiläisiä ovat Zeta Perseus (B1Ib) [ 27] . Esimerkki luokan B jättiläisestä on Tau Orionis (B5III) [28] , kun taas luokan B pääsarjan tähtiä ovat Eta Aurigae (B3V) [29] ja 18 Taurus (B8V) [30] . Maata lähinnä oleva tämän luokan tähti on Regulus , joka on 79 valovuoden päässä [31] , ja kirkkain maasta tarkasteltuna on Rigel , jonka näennäinen magnitudi on +0,12 m [19] .
| Spektriluokka | Valoisuusluokka | ||
|---|---|---|---|
| V | III | minä | |
| B0 | Upsilon Orionis | HD48434 | Alnilam |
| B1 | Omega¹ Skorpioni | Sigma Skorpioni | Ro Lion |
| B2 | HD42401 | Bellatrix | Orionin Chi² |
| B3 | Benetnash | HD 21483 | Omicron² Canis Major |
| B5 | Ro Charioteer | Aludra | |
| B7 | HR 1029 | Alcyone | |
| B8 | 18 Härkä | Atlas | Rigel |
| B9 | Omega Furnace A | H.R. 4712 | |
Spektriluokka B, kuten muutkin luokat, ilmestyi Williamina Flemingin teoksissa vuonna 1890 [33] lähellä modernia muotoa .
Aluksi luokka B määritettiin He II -viivojen puuttumisen perusteella tämän luokan tähtien spektristä, joita havaittiin luokan O tähdissä , ja He I -linjojen läsnäolon perusteella, joita ei enää havaittu A- luokan tähdissä . Myöhemmin kuitenkin kehittyneempien instrumenttien käytön vuoksi heikkoja He II -viivoja havaittiin varhaisimpien alaluokan B tähtien spektristä aina B0,5 asti ja He I -viivoja löydettiin A0-tähdistä, joten tämä kriteeri lakkasi olemasta. tarkka [34] .
Luokan B tähdillä on ollut tärkeä rooli nykyaikaisen tähtien luokitusjärjestelmän , galaktisen tähtitieteen ja tähtien astrofysiikan kehityksessä . Tämän spektriluokan tähdet luokiteltiin ensimmäisinä massiivisesti 1950- ja 1960-luvuilla. Tietojen kertyminen näistä tähdistä johti Linnunradan spiraalirakenteen löytämiseen ja sen parametrien määrittämiseen sekä avoimien tähtiklustereiden erilaisten parametrien määrittämiseen . Lopuksi näiden tähtien ilmakehät osoittautuivat helpoimmaksi mallintaa sillä oletuksella, että ne saavuttavat paikallisen termodynaamisen tasapainon [35] .
| Tähtien spektriluokitus | |
|---|---|
| Tärkeimmät spektrityypit | |
| Muita spektrityyppejä | |
| Valoisuusluokat | |