Звезда главной последовательности B-типа - B-type main-sequence star

Часть созвездие из Карина, Эпсилон Киля является примером двойная звезда со звездой B-типа главной последовательности. Первичная звезда - это эволюционировавшая гигантская звезда со звездной классификацией K0 III, отсюда ее желтоватый цвет. Вторичный элемент представляет собой типичную водородосодержащую звезду главной последовательности B-типа спектрального класса B2 Vp.
Типичные звездные свойства[1]
Spectral
Тип		Радиус
р☉		Масса
M☉		Тэфф
(K)		log g
B0V101730,0004
B1V6.4213.2125,4003.9
B2V5.339.1120,8003.9
B3V4.87.618,8004
B5V3.95.915,2004
B6V3.565.1713,8004
B7V3.284.4512,4004.1
B8V33.811,4004.1
B9V2.73.2910,6004.1

А Звезда главной последовательности B-типа (B V) - это главная последовательность (водород -горание) звезда из спектральный класс B и класс светимости V. Эти звезды имеют от 2 до 16 раз больше масса из солнце и температура поверхности от 10 000 до 30 000 K.[2] Звезды B-типа очень яркие и голубые. Их спектры нейтральны. гелий, которые наиболее заметны в подклассе B2, и умеренные линии водорода. Примеры включают Регулус и Алгол А.[3]

Этот класс звезд был представлен Гарвардской последовательностью звездных спектров и опубликован в Пересмотренная гарвардская фотометрия каталог. Определением звезд типа B было наличие не-ионизированный линии гелия с отсутствием однократно ионизованного гелия в сине-фиолетовой части спектра. Все спектральные классы, включая тип B, были разделены с помощью числового суффикса, указывающего степень их приближения к следующей классификации. Таким образом, B2 находится на 1/5 пути от типа B (или B0) до введите.[4][5]

Позже, однако, более уточненные спектры показали линии ионизованного гелия для звезд типа B0. Точно так же звезды A0 также показывают слабые линии неионизированного гелия. Последующие каталоги звездных спектров классифицировали звезды на основе силы линий поглощения на определенных частотах или путем сравнения силы различных линий. Таким образом, в системе классификации МК спектральный класс B0 имеет линию на длине волны 439 нм, которая сильнее линии на 420 нм.[6] В Серия Бальмера линий водорода усиливается через класс B, затем достигает пика при типе A2. Линии ионизированного кремния используются для определения подкласса звезд B-типа, а линии магния используются для различения температурных классов.[5]

Звезды типа B не имеют корона и не хватает зона конвекции в их внешней атмосфере. У них более высокая скорость потери массы, чем у более мелких звезд, таких как Солнце, а их звездный ветер имеет скорость около 3000 км / с.[7] Генерация энергии в звездах B-типа главной последовательности происходит за счет Цикл CNO из термоядерный синтез. Поскольку цикл CNO очень чувствителен к температуре, генерация энергии сильно концентрируется в центре звезды, что приводит к возникновению зоны конвекции вокруг ядра. Это приводит к постоянному смешиванию водородного топлива с побочным продуктом ядерного синтеза гелием.[8] Многие звезды типа B имеют высокую скорость вращение, с экваториальной скоростью вращения около 200 км / с.[9]

Be и B (e) звезды

Основная статья: B (e) звезды

Спектральные объекты, известные как "Ве-звезды", массивны, но несверхгигант сущности, которые, в частности, имели или когда-либо имели 1 или более Линии Бальмера в эмиссии, с водород -Связанный электромагнитное излучение серии спроецированные звездами, представляющие особый научный интерес. Обычно считается, что Бе-звезды обладают необычно сильными звездные ветры, высокие температуры поверхности и значительное истирание звездная масса как объекты вращать с удивительно высокой скоростью, все это в отличие от многих других звезд главной последовательности.[10]

Хотя связанная с этим терминология до некоторой степени неоднозначна, спектральные объекты, известные как "B (e)" или "B [e] звезды" отличаются от Ве-звезд, поскольку указанные объекты B (e) обладают отличительной нейтральной или низкой ионизацией. эмиссионные линии которые считаются имеющими 'запрещенные механизмы ', что-то обозначается скобками или круглыми скобками. Другими словами, выбросы именно этих звезд, по-видимому, претерпевают процессы, которые обычно не допускаются при Теория возмущений 1-го порядка в квантовая механика. Определение "звезды B (e)" может включать объекты, достаточно большие, чтобы их можно было в Голубой гигант и Синий сверхгигант территории, превышающей размеры стандартных звезд главной последовательности.

Спектральные стандартные звезды

Пересмотренная система Атласа Йеркса (Johnson & Morgan 1953)[11] перечислил плотную сетку карликовых спектральных звезд-стандартов B-типа, однако не все из них сохранились до наших дней в качестве стандартов. "Якорные точки" МК спектральная классификация среди карликовых звезд главной последовательности B-типа, то есть тех стандартных звезд, которые остались неизменными по крайней мере с 1940-х годов, являются ипсилон Орионис (B0 V), eta Aurigae (B3 V), eta Ursae Majoris (B3 V).[12][13]Помимо этих стандартов привязки, основополагающий обзор классификации МК, сделанный Morgan & Keenan (1973)[13] перечислил «стандарты кинжала» Тау Скорпион (B0 V), Омега Скорпион (B1 V), 42 Орионис (B1 V), 22 Скорпиона (B2 V), Ро Возничего (B5 V) и 18 Тельца (B8 V). Пересмотренный атлас спектров MK от Morgan, Abt и Tapscott (1978)[14] далее внесла стандарты Бета2 Скорпионы (B2 V), 29 Персей (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V). Грей и Гаррисон (1994)[15] внесли два стандарта B9 V: омега для А и HR 2328. Единственный опубликованный стандарт B4 V - 90 Леонис из Леша (1968).[16] В литературе мало единого мнения о выборе стандарта B6 V.

Химические особенности

Некоторые звезды B-типа звездного класса B0 – B3 демонстрируют необычно сильные линии неионизованного гелия. Эти химически своеобразные звезды называются гелиевыми звездами. Они часто имеют сильные магнитные поля в своей фотосфере. Напротив, есть также слабые по гелию звезды B-типа с недооцененными линиями гелия и сильными водородными спектрами. Другими химически пекулярными звездами B-типа являются ртутно-марганцевые звезды со спектральными классами B7-B9. Наконец, вышеупомянутые Ве-звезды демонстрируют ярко выраженный спектр излучения водорода.[17]

Планеты

Звезды B-типа, у которых есть планеты, включают B-типы главной последовательности HIP 78530, то субгиганты Каппа Андромеды и несколько (сейчас известно 19) Субкарлики типа B.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Silaj, J .; и другие. (Ноябрь 2014 г.), «Профили Hα звезд Be Shell», Астрофизический журнал, 795 (1): 12, Bibcode:2014ApJ ... 795 ... 82S, Дои:10.1088 / 0004-637X / 795/1/82, 82.
  2. ^ Habets, Г. М. Х. Дж .; Хайнце, Дж. Р. У. (ноябрь 1981 г.). «Эмпирические болометрические поправки на главную последовательность». Дополнение по астрономии и астрофизике. 46: 193–237. Bibcode:1981A & AS ... 46..193H., Таблицы VII и VIII.
  3. ^ SIMBAD, записи на Регулус и Алгол А, по состоянию на 19 июня 2007 г.
  4. ^ Пикеринг, Эдвард Чарльз (1908). «Пересмотренная Гарвардская фотометрия: каталог положений, фотометрических величин и спектров 9110 звезд, в основном с блеском 6,50 и более ярких, наблюдаемых с помощью 2- и 4-дюймовых меридианных фотометров». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа. 50: 1. Bibcode:1908АнХар..50 .... 1П. Получено 2009-09-21.
  5. ^ а б Gray, C. Richard O .; Корбалли, Дж. (2009). Звездная спектральная классификация. Princeton University Press. С. 115–122. ISBN  978-0691125114.
  6. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с схемой спектральной классификации. Чикаго, Иллинойс: Пресса Чикагского университета. Bibcode:1943assw.book ..... M.
  7. ^ Aschenbach, B .; Хан, Герман-Михаэль; Трумпер, Иоахим (1998). Герман-Майкл Хан (ред.). Невидимое небо: РОСАТ и эпоха рентгеновской астрономии. Springer. п. 76. ISBN  0387949283.
  8. ^ Бём-Витенсе, Эрика (1992). Введение в звездную астрофизику. 3. Издательство Кембриджского университета. п. 167. ISBN  0521348714.
  9. ^ МакНелли, Д. (1965). «Распределение углового момента среди звезд главной последовательности». Обсерватория. 85: 166–169. Bibcode:1965Обс .... 85..166М.
  10. ^ Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). "Be Stars". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 100: 770–784. Bibcode:1988PASP..100..770S. Дои:10.1086/132234.
  11. ^ Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по переработанной системе спектрального атласа Йеркса H.L. Johnson & W.W. Морган, 1953, Астрофизический журнал, 117, 313
  12. ^ ЯКОРНЫЕ ТОЧКИ MK, Роберт Ф. Гаррисон
  13. ^ а б Спектральная классификация, W.W. Морган и П. Кинан, 1973, Ежегодный обзор астрономии и астрофизики, т. 11, стр.29
  14. ^ Переработанный MK Spectral Atlas для звезд раньше Солнца, W.W. Морган, W. W., H.A. Абт, Дж. Тапскотт, 1978, Уильямс-Бэй: обсерватория Йеркса и Тусон: Национальная обсерватория Китт-Пик.
  15. ^ Звезды позднего B-типа: уточненная классификация МК, конфронтация с фотометрией Стромгрена и эффекты вращения, Р.Ф. Грей и Р.О. Гаррисон, 1994, Астрономический журнал, т. 107, нет. 4, стр. 1556-1564
  16. ^ Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа? Дж. Р. Леш, 1968, Приложение к астрофизическому журналу, т. 17, с.371 (таблица 1)
  17. ^ Грей, Ричард О .; Корбалли, К. Дж. (2009). Звездная спектральная классификация. Издательство Принстонского университета. С. 123–136. ISBN  978-0691125114.