Estrela de sequência principal tipo B - B-type main-sequence star
|
Tipo Espectral |
Raio R ☉ |
Massa 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 |
Uma estrela do tipo B-sequência principal (BV) é uma sequência-principal ( hidrogénio -burning) estrela do tipo espectral B e V. classe luminosidade Estas estrelas têm de 2 a 16 vezes a massa do sol e as temperaturas de superfície entre 10.000 e 30.000 K . Estrelas do tipo B são extremamente luminosas e azuis. Seus espectros têm hélio neutro , que são mais proeminentes na subclasse B2, e linhas de hidrogênio moderadas. Exemplos incluem Regulus e Algol Uma .
Essa classe de estrelas foi introduzida com a sequência de espectros estelares de Harvard e publicada no catálogo de fotometria revisado de Harvard . A definição de estrelas do tipo B era a presença de linhas de hélio não ionizado com a ausência de hélio isoladamente ionizado na porção azul-violeta do espectro. Todas as classes espectrais, incluindo o tipo B, foram subdivididas com um sufixo numérico que indicava o grau em que se aproximavam da próxima classificação. Assim B2 é 1/5 do caminho do tipo B (ou B0) para tipo A .
Mais tarde, entretanto, espectros mais refinados mostraram linhas de hélio ionizado para estrelas do tipo B0. Da mesma forma, estrelas A0 também mostram linhas fracas de hélio não ionizado. Catálogos subsequentes de espectros estelares classificaram as estrelas com base nas intensidades das linhas de absorção em frequências específicas, ou comparando as intensidades de diferentes linhas. Assim, no sistema de Classificação MK, a classe espectral B0 tem a linha no comprimento de onda de 439 nm sendo mais forte do que a linha em 420 nm. A série Balmer de linhas de hidrogênio torna-se mais forte na classe B e atinge o pico no tipo A2. As linhas de silício ionizado são usadas para determinar a subclasse das estrelas do tipo B, enquanto as linhas de magnésio são usadas para distinguir entre as classes de temperatura.
As estrelas do tipo B não têm uma coroa e não possuem uma zona de convecção em sua atmosfera externa. Eles têm uma taxa de perda de massa mais alta do que estrelas menores, como o Sol, e seu vento estelar tem velocidades de cerca de 3.000 km / s. A geração de energia em estrelas do tipo B de sequência principal vem do ciclo CNO de fusão termonuclear . Como o ciclo CNO é muito sensível à temperatura, a geração de energia está fortemente concentrada no centro da estrela, o que resulta em uma zona de convecção ao redor do núcleo. Isso resulta em uma mistura constante do combustível de hidrogênio com o subproduto de hélio da fusão nuclear. Muitas estrelas do tipo B têm uma taxa de rotação rápida , com uma velocidade de rotação equatorial de cerca de 200 km / s.
Estrelas Be e B (e)
Objetos espectrais conhecidos como "estrelas Be" são entidades massivas, mas não supergigantes, que notavelmente têm, ou tiveram em algum momento, 1 ou mais linhas de Balmer em emissão, com a série de radiação eletromagnética relacionada ao hidrogênio projetada pelas estrelas sendo de particular interesse científico interesse. Acredita-se que as estrelas Be apresentam ventos estelares invulgarmente fortes , altas temperaturas de superfície e atrito significativo da massa estelar à medida que os objetos giram a uma taxa curiosamente rápida, tudo isso em contraste com muitos outros tipos de estrelas da sequência principal.
Embora as terminologias relacionadas sejam confusamente ambíguas, os objetos espectrais conhecidos como "B (e)" ou "estrelas B [e]" são distintos das estrelas Be, uma vez que as referidas entidades B (e) possuem linhas de emissão neutras ou de baixa ionização distintas que são considerados como tendo ' mecanismos proibidos ', algo denotado pelo uso de colchetes ou parênteses. Em outras palavras, as emissões dessas estrelas em particular parecem passar por processos normalmente não permitidos pela teoria de perturbação de 1ª ordem na mecânica quântica . A definição de uma "estrela B (e)" pode incluir objetos grandes o suficiente para estarem no território da gigante azul e da supergigante azul , além do tamanho das estrelas da sequência principal padrão.
Estrelas padrão espectrais
O sistema revisado de Yerkes Atlas (Johnson & Morgan 1953) listou uma densa grade de estrelas padrão espectrais anãs do tipo B, no entanto, nem todas sobreviveram até hoje como padrões. Os "pontos de ancoragem" do sistema de classificação espectral MK entre as estrelas anãs de sequência principal do tipo B, ou seja, as estrelas padrão que permanecem inalteradas desde pelo menos os anos 1940, são upsilon Orionis (B0 V), eta Aurigae (B3 V) , eta Ursae Majoris (B3 V). Além desses padrões de âncora, a revisão seminal da classificação MK por Morgan & Keenan (1973) listou "padrões de punhal" de Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B2 V ), Rho Aurigae (B5 V) e 18 Tauri (B8 V). O Revised MK Spectra Atlas de Morgan, Abt, & Tapscott (1978) contribuiu ainda com os padrões Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) e HD 21071 (B7 V). Gray & Garrison (1994) contribuíram com dois padrões B9 V: omega For A e HR 2328 . O único padrão B4 V publicado é 90 Leonis , de Lesh (1968). Tem havido pouco acordo na literatura sobre a escolha do padrão B6 V.
Peculiaridades químicas
Algumas das estrelas do tipo B da classe estelar B0-B3 exibem linhas invulgarmente fortes de hélio não ionizado. Essas estrelas quimicamente peculiares são chamadas de estrelas fortes com hélio. Muitas vezes, eles têm fortes campos magnéticos em sua fotosfera. Em contraste, há também estrelas do tipo B fracas com hélio com linhas de hélio de baixa resistência e fortes espectros de hidrogênio. Outras estrelas do tipo B quimicamente peculiares são estrelas de mercúrio-manganês com tipos espectrais B7-B9. Finalmente, as estrelas Be acima mencionadas mostram um espectro de emissão proeminente de hidrogênio.
Planetas
Estrelas do tipo B que se sabe terem planetas incluem a sequência principal-B-tipos HIP 78530 , os subgigantes Kappa andromedae e algumas (19 são agora conhecidas) do tipo B subdwarfs .