Estrellas de secuencia principal de tipo espectral B

Propiedades típicas de las estrellas [1]
Espectro Radio
 Peso
 Teef
( K ) _		 registro g
B0V diez 17 30,000 cuatro
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 cuatro
B5V 3.9 5.9 15 200 cuatro
B6V 3.56 5.17 13 800 cuatro
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

Las estrellas de secuencia principal de tipo espectral B (BV)  son estrellas enanas de secuencia principal que utilizan hidrógeno como "combustible", tipo espectral B y clase de luminosidad V. Estas estrellas tienen una masa de 2 a 16 veces la masa del Sol y una temperatura superficial de 10.000 hasta 30.000  K [2] Tablas VII y VIII . Las estrellas de tipo B son extremadamente brillantes y de color blanco azulado. Dado que las estrellas de la secuencia principal se llaman estrellas enanas, esta clase de estrellas también se puede llamar enanas azul-blancas . Sus espectros tienen helio neutro , más destacado en la subclase B2, y líneas moderadas de hidrógeno . Los ejemplos incluyen Regulus [3] y Algol A [4] .

Esta clase de estrellas se introdujo en la clasificación de Harvard de espectros estelares y se publicó en el Catálogo de estrellas brillantes . La definición de estrellas espectrales de tipo B fue la presencia de líneas de helio no ionizado sin helio ionizado individualmente en la parte azul-violeta del espectro. Todas las clases espectrales, incluido el tipo B, se subdividieron mediante un sufijo numérico que indicaba el grado en que se acercaban a la siguiente subclase en la clasificación. Entonces B2 es 1/5 del "camino" de la clase B (o B0) a la clase A [5] [6] .

Más tarde, sin embargo, estudios espectrales más finos mostraron líneas de helio ionizado para estrellas de tipo B0. De manera similar, las estrellas A0 también muestran tenues líneas de helio no ionizado. Los catálogos posteriores de espectros estelares clasificaron las estrellas en función de líneas de absorción más fuertes en ciertas frecuencias o por comparación con líneas más o menos fuertes. Así, en el sistema de clasificación MK, la clase espectral B0 tiene una línea a 439  nm , que es más fuerte que la línea a 420  nm [7] . La serie de líneas de hidrógeno de Balmer se potencia en la clase B y luego alcanza un máximo en la clase A2. Las líneas de silicio ionizado se utilizan para definir la subclase de estrellas de clase B y las líneas de magnesio  se utilizan para delimitar las clases de temperatura [5] .

Las estrellas de clase B no tienen corona y no tienen una zona de convección en la atmósfera exterior. Tienen una mayor tasa de pérdida de masa que las estrellas más pequeñas como el Sol , y sus vientos estelares rondan los 3000  km/s [8] . La generación de energía en estrellas de clase B en la secuencia principal ocurre sobre la base del ciclo CNO . Dado que el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, la producción de energía se concentra en el centro de la estrella, lo que genera una zona de convección alrededor del núcleo. Esto conduce a una mezcla estable de combustible de hidrógeno con helio como subproducto de la fusión nuclear [9] . Muchas estrellas de tipo B tienen una alta velocidad de rotación  : su velocidad de rotación ecuatorial es de unos 200  km/s [10] .

Estrellas Be y B (e)

Los objetos espectrales, conocidos como "Be stars", son objetos masivos, pero no supergigantes, que tienen o tuvieron en algún momento 1 o más líneas de emisión de Balmer . Además, las estrellas de especial interés científico emiten una serie de series espectrales electromagnéticas de hidrógeno. En general, se considera que las estrellas tienen vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un agotamiento significativo de la masa estelar a medida que los objetos giran a velocidades inusualmente altas, y esta es su principal diferencia con muchos otros tipos de estrellas de secuencia principal [11] .

Aunque las terminologías respectivas no son del todo inequívocas, los objetos espectrales conocidos como " estrellas B(e) " o estrellas "B[e]" difieren de las estrellas Be porque dichos objetos -B(e)- tienen líneas neutras o de emisión distintivas con baja ionización, que se consideran " líneas prohibidas ", que se indica entre corchetes o corchetes. En otras palabras, la radiación de estas estrellas en particular parece estar experimentando procesos que normalmente no están permitidos bajo la teoría de la perturbación estacionaria de primer orden en la mecánica cuántica . La definición de una "estrella B (e)" puede incluir objetos que son lo suficientemente grandes como para ser un gigante azul o un supergigante azul , es decir, más allá del tamaño de las estrellas de secuencia principal estándar.

Características de las estrellas estándar

La clasificación de luminosidad de Yerke (MKC) [12] contiene una cuadrícula densa de estrellas enanas estándar de tipo B; sin embargo, no todos han sobrevivido hasta el día de hoy como estándar. Se consideran los puntos de referencia del sistema de clasificación espectral ICC entre las estrellas enanas de secuencia principal de tipo B, es decir, aquellas estrellas estándar que han permanecido sin cambios durante muchos años, al menos desde la década de 1940 , y que pueden utilizarse para determinar los espectros. : Upsilon Orionis (B0 V), Eta Charioteer (B3 V) y Eta Ursa Major (B3 V) [13] . Además de estas dos estrellas estándar , W. Morgan y F. Keenan [14] (MK) ( 1973 ) consideraron como estándar las siguientes estrellas: Tau Scorpii (B0 V), Omega 1 Scorpii (B1 V), 42 Orioni (B1 V), 22 Escorpio (B2 V), Rho Aurigae (B5 V) y 18 Tauro (B8 V). Otras estrellas MK estándar fueron Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Perseus (B3 V), HD 36936 (B5 V) y HD 21071 (B7 V) [15] . Gray & Garrison ( 1994 ) [16] propusieron dos estrellas estándar para la subclase B9 V: Furnace Omega A y HR 2328 . El único estándar publicado para la subclase B4 V es 90 Leo por Lesh ( 1968 ) [17] . No existe consenso en la literatura sobre la elección del estándar B6 V.

Características químicas

Algunas estrellas de la subclase B0-B3 tienen líneas de helio no ionizado inusualmente fuertes. Estas estrellas químicamente peculiares se llaman estrellas de helio . A menudo tienen fuertes campos magnéticos en su fotosfera . En contraste, también hay estrellas de clase B con líneas de helio débiles y líneas de hidrógeno fuertes. Otras estrellas de tipo B químicamente peculiares son las estrellas de mercurio-manganeso de las subclases espectrales B7-B9. Finalmente, las estrellas Be antes mencionadas tienen un espectro de emisión de hidrógeno notable [18] .

Planetas

Una lista de algunas estrellas cercanas de tipo B que se sabe que tienen planetas incluye:

Estrella clase espectral distancia, st . años planeta confirmado
cadera 78530 B9V 446 cadera 78530b
Kappa Andrómedae B9IVn 168 Kappa Andromedae b

También se conocen varias subenanas (actualmente 19) de tipo espectral B.


Notas

  1. ↑ Silaj , J.; Jones, CE; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noviembre de 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. ↑ Hábitos, GMHJ; Heintze, JRW Correcciones bolométricas empíricas para la secuencia principal  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - 1981. - noviembre ( vol. 46 ). - pág. 193-237 . - .
  3. ↑ Régulo._  _ _ SIMBAD (29 de noviembre de 2007). Consultado el 24 de abril de 2019. Archivado desde el original el 14 de julio de 2014.
  4. ↑ Algol  A._ _ SIMBAD (29 de noviembre de 2007). Consultado el 24 de abril de 2019. Archivado desde el original el 20 de enero de 2019.
  5. ↑ 1 2 Gray, C. Richard O.; Corbally, J. Clasificación espectral  estelar . - Prensa de la Universidad de Princeton , 2009. - P. 115-122. — ISBN 0691125112 .
  6. ↑ Pickering, Edward Charles. Fotometría de Harvard revisada: un catálogo de las posiciones, magnitudes fotométricas y espectros de 9110 estrellas, principalmente de magnitud 6,50, y más brillantes observadas con los fotómetros meridianos de 2 y 4 pulgadas  // Harvard College Observatory  : revista  . - 1908. - Vol. 50 . — .
  7. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. Un atlas de espectros estelares, con un esquema de clasificación espectral  (inglés) . — Chicago , enfermo: Prensa de la Universidad de Chicago , 1943.
  8. ↑ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joaquín. El cielo invisible: ROSAT y la era de la astronomía de rayos X  (inglés) / Hermann-Michael Hahn. - Springer, 1998. - Pág. 76. - ISBN 0387949283 .
  9. ↑ Böhm-Vitense, Erika. Introducción a la astrofísica  estelar . - Prensa de la Universidad de Cambridge , 1992. - vol. 3. - Pág. 167. - ISBN 0521348714 .
  10. ↑ McNally, D. La distribución del momento angular entre las estrellas de la secuencia principal  //  El Observatorio : diario. - 1965. - Vol. 85 . - pág. 166-169 . - .
  11. ↑ Slettebak, Arne. The Be Stars  (inglés)  // Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico  : revista. - 1988. - julio ( vol. 100 ). - Pág. 770-784 . -doi : 10.1086/ 132234 . - .
  12. ↑ Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes Archivado el 2 de abril de 2019 en Wayback Machine HL Johnson & WW Morgan , 1953 , Astrophysical Journal , 117, 313 
  13. ↑ MK ANCHOR POINTS Archivado el 23 de febrero de 2019 en Wayback Machine por Robert F. Garrison 
  14. ↑ Clasificación espectral Archivado el 14 de noviembre de 2017 en Wayback Machine , WW Morgan & PC Keenan , 1973 , Revisión anual de astronomía y astrofísica , vol. 11, pág. 29
  15. ↑ Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol Archivado el 5 de octubre de 2018 en Wayback Machine , WW Morgan , WW, HA Abt, JW Tapscott, 1978 , Williams Bay: Yerkes Observatory y Tucson: Kitt Peak National observatory 
  16. ↑ Las últimas estrellas de tipo B: clasificación MK refinada, confrontación con la fotometría de Stromgren y los efectos de la rotación . Archivado el 7 de octubre de 2019 en Wayback Machine , RF Gray & RO Garrison, 1994 , The Astronomical Journal , vol. 107, núm. 4, pág. 1556-1564 
  17. ↑ La cinemática del cinturón de Gould: ¿un grupo en expansión? Archivado el 5 de octubre de 2018 en Wayback Machine JR Lesh, 1968 , Astrophysical Journal Supplement , vol. 17, p.371 (Cuadro 1) 
  18. ↑ Gray, Richard O.; Corbally, CJ Clasificación espectral  estelar . - Prensa de la Universidad de Princeton , 2009. - P. 123-136. — ISBN 0691125112 .

Enlaces