Estrella de secuencia principal tipo B - B-type main-sequence star
|
Tipo espectral |
Radio R ☉ |
Masa M ☉ |
T ef (K) |
log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | 10 | 17 | 30.000 | 4 |
| 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 | 4 |
| B5V | 3.9 | 5.9 | 15.200 | 4 |
| B6V | 3,56 | 5.17 | 13,800 | 4 |
| 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 |
Una estrella de tipo B la secuencia principal (BV) es una secuencia principal ( hidrógeno -burning) estrella de tipo B espectral y V. clase de luminosidad Estas estrellas tienen de 2 a 16 veces la masa de los Sun y temperaturas de la superficie entre 10.000 y 30.000 K . Las estrellas de tipo B son extremadamente luminosas y azules. Sus espectros tienen helio neutro , que es más prominente en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadas. Los ejemplos incluyen Regulus y Algol A .
Esta clase de estrellas se introdujo con la secuencia de espectros estelares de Harvard y se publicó en el catálogo de fotometría revisado de Harvard . La definición de estrellas de tipo B fue la presencia de líneas de helio no ionizado con la ausencia de helio ionizado individualmente en la porción azul-violeta del espectro. Todas las clases espectrales, incluido el tipo B, se subdividieron con un sufijo numérico que indicaba el grado en que se acercaban a la siguiente clasificación. Por lo tanto B2 es 1/5 de la forma de tipo B (o B0) a tipo A .
Más tarde, sin embargo, espectros más refinados mostraron líneas de helio ionizado para estrellas de tipo B0. Asimismo, las estrellas A0 también muestran líneas débiles de helio no ionizado. Los catálogos posteriores de espectros estelares clasificaron las estrellas basándose en la fuerza de las líneas de absorción a frecuencias específicas, o comparando las intensidades de diferentes líneas. Por lo tanto, en el sistema de clasificación MK, la clase espectral B0 tiene la línea a una longitud de onda de 439 nm siendo más fuerte que la línea a 420 nm. La serie Balmer de líneas de hidrógeno se hace más fuerte a través de la clase B, luego alcanza su punto máximo en el tipo A2. Las líneas de silicio ionizado se utilizan para determinar la subclase de estrellas de tipo B, mientras que las líneas de magnesio se utilizan para distinguir entre las clases de temperatura.
Las estrellas de tipo B no tienen corona y carecen de una zona de convección en su atmósfera exterior. Tienen una tasa de pérdida de masa más alta que las estrellas más pequeñas como el Sol, y su viento estelar tiene velocidades de aproximadamente 3.000 km / s. La generación de energía en las estrellas de tipo B de secuencia principal proviene del ciclo CNO de fusión termonuclear . Debido a que el ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura, la generación de energía está muy concentrada en el centro de la estrella, lo que da como resultado una zona de convección alrededor del núcleo. Esto da como resultado una mezcla constante del combustible de hidrógeno con el subproducto de helio de la fusión nuclear. Muchas estrellas de tipo B tienen una velocidad de rotación rápida , con una velocidad de rotación ecuatorial de unos 200 km / s.
Estrellas Be y B (e)
Los objetos espectrales conocidos como "estrellas Be" son entidades masivas pero no supergigantes que, en particular, tienen, o tuvieron en algún momento, 1 o más líneas de Balmer en emisión, siendo la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas de especial interés científico. interesar. En general, se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos giran a una velocidad curiosamente rápida, todo esto en contraste con muchos otros tipos de estrellas de la secuencia principal.
Aunque las terminologías relacionadas son confusamente ambiguas, los objetos espectrales conocidos como "B (e)" o "B [e] estrellas" son distintos de las estrellas Be, ya que dichas entidades B (e) están en posesión de líneas distintivas de emisión neutra o de baja ionización que se considera que tienen ' mecanismos prohibidos ', algo que se denota mediante el uso de corchetes o paréntesis. En otras palabras, las emisiones de estas estrellas en particular parecen sufrir procesos que normalmente no están permitidos por la teoría de perturbación de primer orden en la mecánica cuántica . La definición de una "estrella B (e)" puede incluir objetos que son lo suficientemente grandes como para estar en territorio de gigante azul y supergigante azul , más allá del tamaño de las estrellas estándar de la secuencia principal.
Estrellas estándar espectrales
El sistema Yerkes Atlas revisado (Johnson & Morgan 1953) enumeró una densa rejilla de estrellas estándar espectrales enanas de tipo B, sin embargo, no todas han sobrevivido hasta el día de hoy como estándares. Los "puntos de anclaje" del sistema de clasificación espectral MK entre las estrellas enanas de secuencia principal de tipo B, es decir, aquellas estrellas estándar que no han cambiado desde al menos la década de 1940, son upsilon Orionis (B0 V), eta Aurigae (B3 V) , eta Ursae Majoris (B3 V). Además de estos estándares de anclaje, la revisión fundamental de la clasificación MK de Morgan y Keenan (1973) enumeró los "estándares de la daga" de Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B2 V) ), Rho Aurigae (B5 V) y 18 Tauri (B8 V). El Atlas de espectros MK revisado de Morgan, Abt y Tapscott (1978) contribuyó además con los estándares Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) y HD 21071 (B7 V). Gray & Garrison (1994) contribuyeron con dos estándares B9 V: omega For A y HR 2328 . El único estándar B4 V publicado es el 90 Leonis , de Lesh (1968). Ha habido poco acuerdo en la literatura sobre la elección del estándar B6 V.
Peculiaridades químicas
Algunas de las estrellas de tipo B de clase estelar B0-B3 exhiben líneas inusualmente fuertes de helio no ionizado. Estas estrellas químicamente peculiares se denominan estrellas de helio fuerte. Estos a menudo tienen fuertes campos magnéticos en su fotosfera. Por el contrario, también hay estrellas de tipo B débiles en helio con líneas de helio de resistencia inferior y espectros de hidrógeno fuertes. Otras estrellas de tipo B químicamente peculiares son las estrellas de mercurio-manganeso con tipos espectrales B7-B9. Finalmente, las estrellas Be mencionadas anteriormente muestran un prominente espectro de emisión de hidrógeno.
Planetas
De tipo B estrellas conocidas que tienen planetas incluyen la secuencia principal B-tipos HIP 78530 , los subgigantes Kappa Andromedae y unos pocos (19 son ahora conocidos) de tipo B subenanas .