Зоря головної послідовності спектрального класу B — зоря, яка має спектральний клас B і лежить на головній послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, тобто перетворює водень на гелій у своєму ядрі. Належність цих зір до головної послідовності також позначають класом світності V.

Ці зорі мають маси від 2 до 18 мас Сонця та температуру поверхні від приблизно 10 000 до 30 000. Зорі класу B мають блакитно-білий колір. Їхні спектри мають сильні лінії поглинання нейтрального гелію, які найбільш помітні в підкласі B2, а також помірно сильні лінії водню. Прикладами є Регул, Алголь А та Акрукс.

Історія Цей клас зір увели в гарвардській послідовності спектрів зір й опублікували в Переглянутому гарвардському фотометричному каталозі (). Визначальною ознакою зір класу B була наявність ліній неіонізованого гелію за відсутності ліній одноразово іонізованого гелію в синьо-фіолетовій частині спектра. Усі спектральні класи, зокрема й клас B, поділялися за допомогою числового індексу, що показував ступінь наближення до наступного класу. Таким чином, B2 означає 1/5 шляху від класу B (або B0) до класу A.

Згодом, однак, детальніші спектри показали наявність ліній іонізованого гелію для зір типу B0. Так само зорі A0 демонструють слабкі лінії неіонізованого гелію. Подальші каталоги спектрів класифікували зорі за інтенсивностями ліній поглинання на певних частотах або шляхом порівняння інтенсивностей різних ліній. У системі класифікації Моргана — Кінана спектральний клас B0 визначається тим, що лінія з довжиною хвилі 439 нм сильніша за лінію на 420 нм. Бальмерівська серія ліній водню посилюється вздовж класу B й досягає максимуму на класі A2. Для детальнішого розрізнення спектрів у межах спектрального класу B використовують лінії іонізованого кремнію та лінії магнію.

Властивості +Властивості типових зір головної послідовності спектрального класу BСпектральний класМаса (M☉)Радіус (R☉)Світність (L☉)Ефективна температура (К)Показник кольору Б0В 17.70 7.16 44 875 31 400 -0,301 Б1В 11.80 5.71 13 428 26 000 -0,278 B2V 7.30 4.06 2 679 20 600 -0,215 Б3В 5.40 3.61 982 17 000 -0,178 Б4В 5.10 3.46 780 16 400 -0,165 Б5В 4.70 3.36 592 15 700 -0,156 Б6В 4.30 3.27 370 14 500 -0,140 Б7В 3.92 2.94 299 14 000 -0,128 Б8В 3.38 2.86 154 12 300 -0,109 Б9В 2.75 2.49 73 10 700 -0,070 Зорі типу B не мають корони й позбавлені конвекційної зони у зовнішній атмосфері. Вони втрачають масу швидше, ніж менші зорі, такі як Сонце, а швидкість їхнього зоряного вітру становить близько 3 000 км/с. Генерація енергії в зорях головної послідовності класу B відбувається через CNO-цикл. Оскільки цей цикл дуже чутливий до температури, енергія виділяється переважно в центрі зорі, що формує конвекційну зону навколо ядра. Це забезпечує постійне перемішування водню з продуктом синтезу — гелієм. Багато зір класу B швидко обертаються, з екваторіальною швидкістю обертання близько 200 км/с.

Be- та B[e]-зорі

Спектральні об'єкти, відомі як «Be-зорі», — це масивні зорі (але не надгіганти), які постійно або боай іноді проявляють принаймні одну лінію Бальмера в емісії; відповідні лінії водню у електромагнітному випромінюванні, що виходить від цих зір, становлять особливий інтерес. Вважають, що Be-зорі характеризуються надзвичайно потужними зоряними вітрами, високими температурами поверхні та значною втратою зоряної маси через дуже швидке обертання — усе це відрізняє їх від з-поміж інших зір головної послідовності.

Об'єкти, відомі як B[e]-зорі, відрізняються від Be-зір наявністю в емісії незвичних заборонених ліній нейтральних або слабко іонізованих атомів, що й позначають квадратними дужками. Іншими словами, випромінювання цих зір, імовірно, пов'язане з процесами, які зазвичай не дозволені в межах першого порядку теорії збурень у квантовій механіці. До визначення B[e]-зір можуть входити блакитні гіганти та блакитні надгіганти.

Стандартні зорі спектральної класифікації

Переглянута система Єркського атласу (Johnson & Morgan 1953) подала щільну сітку стандартних зір головної послідовності спектрального класу B, однак не всі вони збереглися як стандарти донині. Опорними точками системи спектральної класифікації Моргана — Кінана серед зір головної послідовності класу B, тобто тими стандартами, які залишалися незмінними щонайменше з 1940-х років, є Іпсилон Оріона (B0 V), Ета Візничого (B3 V) та Бенетнаш (B3 V). Окрім цих опорних стандартів, фундаментальний огляд класифікації MK Моргана і Кінана (1973) навів додаткові стандарти: (B0 V), (B1 V), (B1 V), (B3 V), (B5 V) та (B8 V). Переглянутий атлас спектрів Моргана, Абта і Тапскотта (1978) додатково ввів стандарти Акраб (B2 V), (B3 V), HD 36936 (B5 V) і (B7 V). Грей і Гаррісон (1994) додали два стандарти B9 V: та HR 2328. Єдиним опублікованим стандартом B4 V є 90 Лева з роботи Леша (1968).

Хімічні особливості Деякі зорі класу B підтипів B0–B3 мають незвично сильні лінії неіонізованого гелію. Такі хімічно пекулярні зорі називають гелієво-сильними (). Вони часто мають потужні магнітні поля у фотосфері. Натомість існують також гелієво-слабкі зорі класу B з ослабленими лініями гелію та сильними водневими спектрами. До інших хімічно пекулярних зір класу B належать ртутно-манганові зорі зі спектральними типами B7–B9.

Планети Серед зір класу B, у яких виявлено планети, є зорі головної послідовності , KELT-9, та . Див. також

Зоря спектрального класу B

Примітки