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 .
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
| 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 | |
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] .
| 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 | |
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] .
| Clasificación espectral de estrellas | |
|---|---|
| Principales clases espectrales | |
| Tipos espectrales adicionales | |
| Clases de luminosidad | |