Estrella clase espectral B

Las estrellas de tipo espectral B se caracterizan por altas temperaturas superficiales, de 10 a 30 mil kelvin y color blanco-azul. Sus espectros contienen líneas de varios elementos ionizados, las líneas débiles de hidrógeno son visibles y las líneas de helio neutro se destacan más . Al pasar a subclases posteriores, las líneas de hidrógeno se vuelven más fuertes, mientras que las líneas de helio neutro, a partir de la subclase B2, se debilitan.

A la clase B, así como a la clase O , pertenecen principalmente estrellas masivas y brillantes, pero de corta vida. Estas estrellas son bastante pocas en número, pero las que pertenecen a las primeras subclases tienen un impacto significativo en su propio entorno, hacen una contribución significativa a la luminosidad de las galaxias donde se encuentran y delinean su estructura espiral .

Características

La clase espectral B incluye estrellas bastante calientes: sus temperaturas son de 10 a 30 mil kelvin . El color de las estrellas de esta clase es azul-blanco, su índice de color B−V es de aproximadamente −0,2 m [1] [2] .

Al igual que la clase O, las estrellas de clase B tienen líneas de elementos ionizados en sus espectros, por ejemplo, O II, Si II y Mg II [comm. 1] . Sin embargo, prácticamente no hay líneas He II en el espectro de las estrellas de clase B ; solo en las primeras subclases, a más tardar en B0.5, se pueden observar líneas débiles. Las líneas de helio neutro, en cambio, son muy fuertes y alcanzan su máxima intensidad. Las líneas de hidrógeno también son claramente visibles , en particular, la serie de Balmer [3] [4] [5] . A menudo, las estrellas de clase B también exhiben líneas de emisión [6] .

Subclases

Los espectros de estrellas de diferentes subclases B, de B0 a B9, difieren notablemente en las intensidades de las líneas de helio e hidrógeno ionizado. La intensidad de la primera alcanza un máximo en B2 y decrece hacia las clases posteriores, mientras que la segunda, por el contrario, aumenta hacia las subclases posteriores. Por lo tanto, sería posible determinar con precisión la subclase de una estrella por la proporción de estas líneas, pero en la clase B a menudo hay estrellas con abundancia anómala de helio, lo que no permite usar este método [3] [7] .

En la práctica, se utilizan otros criterios: para las primeras clases, B0–B1, las intensidades de línea Si IV λ4089 y Si III λ4552 se consideran con mayor frecuencia [comm. 2] , que resultan ser iguales en la subclase B0.7, y para las subclases B1–B3 se comparan las líneas Si III λ4552 y Si II λ4128–4132. En ambos casos, se pueden medir otras líneas de silicio en los mismos grados de ionización . En subclases posteriores, las líneas Si IV y Si III desaparecen, y para estrellas de subclases posteriores con abundancia normal de helio, se comparan las líneas He l λ4471 y Mg II λ4481 [8] .

Clases de luminosidad

Las magnitudes absolutas de las estrellas de clase B de diferentes clases de luminosidad difieren no demasiado, pero sí en mayor medida que las estrellas de clase O. Así, para las estrellas de secuencia principal de clase B5, las magnitudes estelares absolutas son en promedio −1,1 m , para las gigantes de la misma clase  , −2,2 m , y para las supergigantes de clase B5 , de −5,7 a −7,0 m [9] [10] .

La intensidad de las líneas de He I y la serie Balmer de hidrógeno disminuye con la transición a clases de luminosidad más brillantes , pero algunas de las líneas de O II, Si IV y Si III aumentan. La relación de las intensidades de estas líneas permite determinar la clase de luminosidad, aunque en las últimas subclases las líneas indicadas de oxígeno y silicio son prácticamente invisibles, y la clase de luminosidad se determina solo a partir de las líneas de la serie de Balmer. En general, para estrellas de clase B, la definición de subclase y clase de luminosidad están relacionadas, por lo que se determinan iterativamente [11] .

Designaciones y características adicionales

Entre las estrellas de clase B, las químicamente peculiares son bastante comunes . Estas pueden ser, por ejemplo, estrellas con un contenido anormalmente alto o bajo de helio, por lo que las líneas de este elemento en el espectro se vuelven, respectivamente, más fuertes o más débiles; en el primer caso, se usa la designación adicional h, en el segundo - w [12] . Entre las estrellas ricas en helio, se observan aquellas en las que la intensidad de las líneas de helio cambia con el tiempo: esto puede explicarse por la presencia de regiones ricas en helio en la superficie de la estrella, que están asociadas a un campo magnético y, debido a la rotación de la estrella, periódicamente no son visibles. Además de las estrellas con un contenido anómalo de helio, existen otras estrellas peculiares de clase B, por ejemplo, estrellas de mercurio-manganeso con líneas anómalamente fuertes de Hg II y Mn II [13] .

Las estrellas, en cuyo espectro se observan líneas de Balmer de hidrógeno en emisión , se destacan como un tipo separado de estrellas Be . Además de las líneas de la serie de Balmer, también pueden exhibir líneas de emisión de metales ionizados, por ejemplo, Fe II, y los discos circunestelares de tales estrellas son la fuente de las líneas de emisión . Algunas estrellas de clase B pueden transformarse periódicamente en estrellas Be, luego en estrellas de concha con características espectrales similares, rodeadas por una envoltura o disco de gas [14] y nuevamente en estrellas ordinarias de clase B [12] . Si, además de las líneas de Balmer, se observan líneas prohibidas en el espectro , por ejemplo, [Fe II] o [ O I], entonces la estrella se denomina estrella B[e]  ; tales objetos pueden tener un diferente naturaleza física [15] .

Características físicas

La clase espectral B incluye en su mayoría estrellas bastante masivas y brillantes. Por ejemplo, las estrellas de secuencia principal deben tener masas de 3 a 20 M para ser del tipo espectral B, y sus luminosidades oscilan entre 100 y 50 000 L . Las estrellas evolucionadas de clase B , como las supergigantes , pueden tener masas y luminosidades aún mayores. En cualquier caso, tales estrellas suelen vivir decenas de millones de años, aunque las estrellas menos masivas tienen vidas de varios cientos de millones de años [12] [16] . Pertenecen a la población extrema I [17] .

Las estrellas de esta clase son pocas en número - son sólo el 0,09% del número total de estrellas en la Vía Láctea [18] , pero debido a su alto brillo, su proporción entre las estrellas observadas es mucho mayor. Por ejemplo, en el catálogo de Henry Draper , que incluye estrellas con una magnitud aparente de hasta 8,5 m , alrededor del 10% de las estrellas pertenecen a la clase B [19] [20] .

Las primeras estrellas de tipo B tienen características físicas y espectrales similares a las observadas en las estrellas de tipo O , por lo que a menudo se agrupan bajo el título de "estrellas OB ". Esta comunidad, a pesar de su nombre, no incluye subclases B posteriores: solo pertenecen a ella estrellas mayores de 8 M , que viven menos de 30 millones de años. Por lo tanto, entre las estrellas de la secuencia principal, las estrellas no posteriores a B2 pertenecen a ella, y para clases de luminosidad más brillantes, este límite se desplaza a subclases posteriores. Las estrellas OB son los principales contribuyentes a la luminosidad (pero no a la masa) de las galaxias donde ocurren, afectan su entorno con una poderosa radiación ultravioleta y delinean la estructura espiral de las galaxias , y juegan un papel importante en el enriquecimiento de las galaxias con ciertos elementos como oxígeno cuando explotan como supernovas [21] .

Las estrellas de la secuencia principal de Clase B se caracterizan por la rotación más rápida entre todas las estrellas de la secuencia principal: la velocidad de rotación ecuatorial promedio para tales estrellas es de aproximadamente 200 km/s. Las velocidades de rotación de algunas estrellas Be son aún mayores y pueden alcanzar los 500 km/s [12] [22] [23] .

La excepción a estas regularidades son las subenanas de clase B. Estas son estrellas de baja masa en las últimas etapas de evolución, es decir, estrellas de rama horizontal que han perdido casi toda su envoltura de hidrógeno y, por lo tanto, tienen una temperatura alta. También pertenecen a la clase espectral B, pero son mucho más tenues que otras estrellas de esta clase [24] [25] .

Parámetros de estrellas de tipo espectral B de diferentes subclases y clases de luminosidad [26]
clase espectral Magnitud absoluta , m Temperatura, K
V tercero yo V tercero yo
B0 −4,1 −5,0 −5,8…−7,0 29000 29000
B1 −3,5 −4,4 −5,7…−7,0 24500 24500
B2 −2,5 −3,6 −5,7…−7,0 19500 21050 18000
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 15000 14800 13600
B6 −0,9 −1,9 −5,7…−7,1
B7 −0,4 −1,6 −5,6…−7,1 13000 13700
B8 0.0 −1,4 −5,6…−7,1 11500 13150 11000
B9 0.7 −0,8 −5,5…−7,1 10700 11730

Ejemplos

Las supergigantes de clase B incluyen a Zeta Perseus (B1Ib) [ 27] . Un ejemplo de un gigante de Clase B es Tau Orionis (B5III) [28] , mientras que las estrellas de secuencia principal de Clase B incluyen Eta Aurigae (B3V) [29] y 18 Taurus (B8V) [30] . La estrella de esta clase más cercana a la Tierra es Regulus , que se encuentra a 79 años luz de distancia [31] , y la más brillante observada desde la Tierra es Rigel con una magnitud aparente de +0,12 m [19] .

Algunas estrellas de clase B utilizadas como estándares [32]
clase espectral Clase de luminosidad
V tercero yo
B0 Ípsilon Orionis HD48434 Alnilam
B1 Omega¹ Escorpio sigma escorpio ro león
B2 HD42401 Bellatrix Chi² de Orión
B3 benetnash HD 21483 Omicron² Canis Major
B5 auriga ro aludra
B7 HR 1029 Alcione
B8 18 Tauro Atlas Rigel
B9 Horno Omega A HR 4712

Historia del estudio

La clase espectral B, como otras clases, apareció en el trabajo de Williamina Fleming en 1890 [33] en una forma cercana a la moderna .

Inicialmente, la clase B estaba determinada por la ausencia de líneas He II en el espectro de las estrellas de esta clase, que se observaban en las estrellas de clase O , y por la presencia de líneas He I, que ya no se observaban en las estrellas de clase A. Sin embargo, posteriormente, debido al uso de instrumentos más avanzados, se detectaron líneas débiles de He II en el espectro de las primeras estrellas de la subclase B hasta B0.5, y líneas de He I en estrellas A0, por lo que este criterio dejó de ser aplicable. exacto [34] .

Las estrellas de clase B han jugado un papel importante en el desarrollo del moderno sistema de clasificación estelar , la astronomía galáctica y la astrofísica estelar . Las estrellas de esta clase espectral fueron las primeras en clasificarse masivamente en las décadas de 1950 y 1960. La acumulación de información sobre estas estrellas condujo al descubrimiento de la estructura espiral de la Vía Láctea y la determinación de sus parámetros, así como la determinación de varios parámetros de cúmulos estelares abiertos . Finalmente, las atmósferas de estas estrellas resultaron ser las más fáciles de modelar bajo el supuesto de que alcanzan el equilibrio termodinámico local [35] .

Notas

Comentarios

  1. ↑ Un número romano después de un elemento indica su grado de ionización. I es un átomo neutro, II es un elemento ionizado simple, III está doblemente ionizado, y así sucesivamente.
  2. En una notación similar, después de λ viene la longitud de onda de la línea en estudio en angstroms .

Fuentes

  1. Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 373.
  2. Gray, Corbally, 2009 , pág. 568.
  3. 12 Karttunen et al., 2007 , pág. 210.
  4. Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 369-373.
  5. Gray, Corbally, 2009 , págs. 115-116.
  6. Karttunen et al., 2007 , pág. 214.
  7. Gray, Corbally, 2009 , págs. 115-118.
  8. Gray, Corbally, 2009 , pág. 118.
  9. Russell HN Estrellas "gigantes" y "enanas"  //  El Observatorio. - 1913. - 1 de agosto (vol. 36). - Pág. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Archivado desde el original el 26 de marzo de 2019.
  10. Gray, Corbally, 2009 , pág. 565.
  11. Gray, Corbally, 2009 , págs. 119-120.
  12. ↑ 1 2 3 4 Darling D. B estrella . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 5 de julio de 2021. Archivado desde el original el 12 de julio de 2020.
  13. Gray, Corbally, 2009 , págs. 115-116, 123-135.
  14. Darling D. Shellstar . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 11 de julio de 2021.
  15. Gray, Corbally, 2009 , págs. 135-146.
  16. Surdin, 2015 , pág. 151.
  17. Darling D. Población I. Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 15 de junio de 2021. Archivado desde el original el 25 de enero de 2021.
  18. Darling D. Números de estrellas . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 9 de junio de 2021.
  19. ↑ 1 2 Zombeck MV Manual de astronomía espacial y astrofísica 45-49, 78. Cambridge University Press . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2010.
  20. Karttunen et al., 2007 , pág. 216.
  21. Gray, Corbally, 2009 , pág. 66.
  22. Ruzmaikina T.V. Rotación de estrellas . Astronet . Consultado el 9 de julio de 2021. Archivado desde el original el 6 de marzo de 2012.
  23. McNally D. La distribución del momento angular entre las estrellas de la secuencia principal  //  The Observatory . - 1965. - 1 de agosto ( vol. 85 ). — pág. 166–169 . — ISSN 0029-7704 . Archivado desde el original el 5 de octubre de 2018.
  24. Heber U. Hot Subluminous Stars  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  . - Bristol: IOP Publishing , 2016. - 12 de julio ( vol. 128 , ed. 966 ). - P. 1-3 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . -doi : 10.1088 / 1538-3873/128/966/082001 . Archivado desde el original el 16 de febrero de 2020.
  25. Gray, Corbally, 2009 , págs. 147-151.
  26. Gray, Corbally, 2009 , pág. 565-568.
  27. Zeta Persei . SIMBAD . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 9 de julio de 2021.
  28. Tau Oriónis . SIMBAD . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 19 de abril de 2021.
  29. Eta Aurigae . SIMBAD . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 21 de abril de 2021.
  30. 18 Tauro . SIMBAD . Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 21 de abril de 2021.
  31. Kaler JB Conoce a las estrellas de al lado  . Astronomy.com (9 de octubre de 2019). Consultado el 6 de julio de 2021. Archivado desde el original el 9 de julio de 2021.
  32. Gray, Corbally, 2009 , pág. 556-561.
  33. Gray, Corbally, 2009 , págs. 4-6.
  34. Gray, Corbally, 2009 , págs. 115-117.
  35. Gray, Corbally, 2009 , pág. 115.

Literatura