Зоря спектрального класу B характеризується високими температурами поверхні (від 10 до 30 тисяч кельвінів) і біло-блакитним кольором. У їхніх спектрах наявні лінії різних іонізованих елементів, помітні слабкі лінії водню, а найвиразнішими є лінії нейтрального гелію. У пізніших підкласах посилюються лінії водню, тоді як лінії нейтрального гелію, починаючи з підкласу B2, слабшають.

До класу B, як і до класу O, належать переважно масивні і яскраві, але короткоживучі зорі. Вони трапляються відносно рідко, проте зорі ранніх підкласів істотно впливають на своє оточення, роблять помітний внесок у світність галактик, у яких перебувають, і підкреслюють їхню спіральну структуру.

Характеристики До спектрального класу B належать доволі гарячі зорі: їхні температури становлять 10—30 тисяч кельвінів. Колір цих зір — біло-блакитний, а їхній показник кольору B−V становить близько −0,2m.

Як і у класу O, у спектрах зір класу B наявні лінії іонізованих елементів, зокрема O II, Si II та Mg IIРимська цифра після позначення елемента означає ступінь його іонізації: I — нейтральний атом, II — одноразово іонізований елемент, III — двічі іонізований, і так далі.. Водночас у спектрах цих зір майже відсутні лінії He II — лише в найраніших підкласахБільш ранні та більш пізні підкласи включають відповідно зорі з вищою та нижчою температурою. Чим більше число, що позначає підклас, тим він пізніший., не пізніше B0.5, можуть спостерігатися слабкі лінії. Натомість лінії нейтрального гелію дуже сильні й досягають максимальної інтенсивності. Добре помітні також лінії водню, зокрема серія Бальмера. Часто у зір класу B спостерігають і емісійні лінії.

Підкласи Спектри зір різних підкласів B, від B0 до B9, помітно відрізняються інтенсивністю ліній іонізованого гелію та водню. Інтенсивність перших досягає максимуму в B2 і зменшується до пізніших підкласів, тоді як другі, навпаки, посилюються. Теоретично це дає змогу точно визначати підклас зорі за співвідношенням цих ліній, але в класі B часто трапляються зорі з аномальним вмістом гелію, що унеможливлює застосування такого методу.

На практиці використовують інші критерії: для найраніших підкласів, B0—B1, зазвичай порівнюють інтенсивності ліній Si IV λ4089 і Si III λ4552У такому записі після λ подано довжину хвилі досліджуваної лінії в ангстремах., які стають однаковими в підкласі B0.7, а для підкласів B1—B3 зіставляють лінії Si III λ4552 і Si II λ4128—4132. В обох випадках можуть враховувати й інші лінії кремнію з тими самими ступенями іонізації. У пізніших підкласах лінії Si IV і Si III зникають, і для зір із нормальним вмістом гелію порівнюють лінії He I λ4471 та Mg II λ4481.

Класи світності Абсолютні зоряні величини зір класу B різних класів світності відрізняються не дуже сильно, але більше, ніж у зір спектрального класу O. Так, для зір головної послідовності класу B5 середня абсолютна зоряна величина становить −1,1m, для гігантів цього класу — −2,2m, а для надгігантів класу B5 — від −5,7 до −7,0m.

Із переходом до яскравіших класів світності інтенсивність ліній He I та бальмерівської серії водню зменшується, натомість посилюються деякі лінії O II, Si IV і Si III. Співвідношення інтенсивностей цих ліній дає змогу визначати клас світності, хоча в пізніх підкласах зазначені лінії кисню й кремнію майже не видно, і тоді клас світності визначають лише за лініями серії Бальмера. Загалом для зір класу B визначення підкласу та класу світності взаємопов'язані, тому їх встановлюють ітеративно.

Додаткові позначення та особливості Серед зір класу B досить часто трапляються хімічно пекулярні зорі. Це можуть бути, наприклад, зорі з аномально високим або низьким вмістом гелію, через що лінії цього елемента в спектрі стають відповідно сильнішими або слабшими — у першому випадку використовують додаткове позначення h, у другому — w. Серед зір із підвищеним вмістом гелію є такі, в яких інтенсивність гелієвих ліній змінюється з часом: це можна пояснити наявністю ділянок, багатих на гелій, на поверхні зорі, пов'язаних із магнітним полем, які через обертання зорі періодично зникають з поля зору. Окрім зір з аномальним вмістом гелію, існують й інші пекулярні зорі класу B — зокрема, ртутно-манганові зорі з аномально сильними лініями Hg II та Mn II.

Зорі, у спектрах яких бальмерівські лінії водню спостерігаються в емісії, виділяють в окремий тип Be-зір. Окрім ліній серії Бальмера, у них можуть спостерігатися емісійні лінії іонізованих металів, наприклад, Fe II, а джерелом цих ліній є навколозоряні диски таких зір. Деякі зорі класу B можуть періодично перетворюватися на Be-зорі, потім на оболонкові зорі зі схожими спектральними характеристиками, оточені газовою оболонкою або диском, і знову повертатися до звичайних зір класу B. Якщо ж у спектрі, окрім бальмерівських ліній, спостерігаються заборонені лінії, наприклад, [Fe II] або [O I], то зорю відносять до B[e]-зір — такі об'єкти можуть мати різну фізичну природу.

Фізичні характеристики

До спектрального класу B належать переважно досить масивні та яскраві зорі. Наприклад, зорі головної послідовності спектрального класу B мають маси 3—20 , а їхня світність становить від 100 до 50000 . Еволюційно розвинені зорі класу B — зокрема, надгіганти — можуть мати ще більші маси та світності. У будь-якому разі такі зорі зазвичай живуть десятки мільйонів років, хоча найменш масивні з них можуть існувати кілька сотень мільйонів років. Вони належать до екстремального населення I.

Ці зорі малочисельні — вони становлять лише 0,09 % від загальної кількості зір Чумацького Шляху. Однак через високу яскравість частка спектрального класу B серед спостережуваних зір значно більша. Наприклад, у каталозі Генрі Дрейпера, який охоплює зорі з видимою зоряною величиною до 8,5m, близько 10 % зір належать до класу B.

Зорі ранніх підкласів B мають подібні фізичні та спектральні характеристики до зір спектрального класу O, тому їх часто об'єднують під спільною назвою «OB-зорі». Попри назву, ця група не охоплює пізні підкласи B: до неї належать лише зорі масою понад 8 , які живуть менше 30 мільйонів років. Отже, серед зір головної послідовності до неї входять зорі не пізніше B2, а для яскравіших класів світності ця межа зміщується до пізніших підкласів. OB-зорі роблять основний внесок у світність (але не масу) галактик, у яких вони є, впливають на навколишній простір потужним ультрафіолетовим випромінюванням, підкреслюють спіральну структуру галактик, а також відіграють важливу роль у збагаченні галактик деякими елементами, такими як кисень, коли вибухають як наднові.

За короткий час свого життя зорі спектрального класу B не встигають переміститися далеко від місць свого народження. Тому вони переважно групуються разом у просторі й утворюють так звані OB-асоціації, які пов'язані з гігантськими молекулярними хмарами міжзоряного газу. Наприклад, асоціація Оріон OB1 містить багато яскравих зір, видимих в сузір'ї Оріона.

Для зір головної послідовності класу B характерне найшвидше обертання серед усіх зір головної послідовності: середня екваторіальна швидкість становить близько 200 км/с. Швидкість обертання деяких Be-зір ще вища й може сягати 500 км/с.

Виняток становлять субкарлики класу B. Це маломасивні зорі на пізніх стадіях еволюції, а саме — зорі горизонтальної гілки, які втратили майже всю водневу оболонку й тому мають високу температуру. Вони також належать до спектрального класу B, але значно тьмяніші за інші зорі цього класу. +Параметри зір спектрального класу B різних підкласів і класів світності Спектральний клас Абсолютна зоряна величина, m Температура, KVIIIIVIIIIB0−4,1−5,0−5,8…−7,029 00029 000B1−3,5−4,4−5,7…−7,024 50024 500B2−2,5−3,6−5,7…−7,019 50021 05018 000B3−1,7−2,9−5,7…−7,016 50016 850B4−1,4−2,6−5,7…−7,0B5−1,1−2,2−5,7…−7,015 00014 80013 600B6−0,9−1,9−5,7…−7,1B7−0,4−1,6−5,6…−7,113 00013 700B80,0−1,4−5,6…−7,111 50013 15011 000B90,7−0,8−5,5…−7,110 70011 730

Усереднені значення параметрів зір головної послідовності класу BDavid F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005:

Клас B-V V-R b-y MV BC Teff, К R/RΟ log g M/MΟ Vsin(i), км/с B0 −0,29 −0,13 - −3,3 −3,34 31 000 7,2 4,0 17,0 289 B1 −0,26 −0,11 - −2,9 −2,60 24 100 5,3 4,1 10,7 287 B2 −0,24 −0,10 −0,09 −2,5 −2,20 21 080 4,7 4,1 8,3 284 B3 −0,21 −0,08 −0,08 −2,0 −1,69 18 000 3,5 4,2 6,3 281 B4 −0,18 −0,07 −0,08 −1,5 −1,29 15 870 3,0 4,2 5,0 278 B5 −0,16 −0,06 −0,07 −1,1 −1,08 14 720 2,9 4,2 4,3 275 B8 −0,10 −0,02 −0,04 0,0 −0,60 11 950 2,3 4,3 3,0 264

Приклади До надгігантів класу B належить (B1Ib). Прикладами гігантів класу B є Тау Оріона (B5III) і 20 Тельця, прикладами субгігантів спектрального класу B — Спіка А й Беллатрікс, а до зір головної послідовності класу B належать Ета Візничого (B3V), (B8V), Спіка B, найяскравіші зорі Плеяд, VV Цефея B, Алголь ASIMBAD, entries on Regulus and Algol A , accessed June 19, 2007., гіпершвидкісна зоря HE 0437-5439. Найближча до Землі зоря цього класу — Регул, розташована на відстані 79 світлових років, а найяскравіша при спостереженні із Землі — Рігель із видимою зоряною величиною +0,12m. Прикладами хімічно пекулярних зір класу B є HD236471 (B5), Альфераз (B8), Мая, HD 315 (B9). +Деякі зорі класу B, що використовуються як стандарти Спектральний клас Клас світностіVIIIIB0Іпсилон ОріонаHD 48434АльніламB1B2HD 42401БеллатриксХі² ОріонаB3БенетнашHD 21483Омікрон² Великого ПсаB5АлудраB7HR 1029АльціонаB8АтласРігельB9Омега Печі AHR 4712

Історія вивчення Спектральний клас B, як і інші класи, у близькому до сучасного вигляді сформувався в роботі Вільяміни Флемінг близько 1890 року.

Спочатку клас B визначали за відсутністю в спектрах зір цього класу ліній He II, які спостерігаються у зорях класу O, і за наявністю ліній He I, що вже не спостерігаються у зорях класу A. Однак згодом, із використанням досконаліших приладів, виявили слабкі лінії He II у спектрах зір найраніших підкласів B — до B0.5, а також лінії He I у зір A0, тому цей критерій втратив точність.

Зорі класу B відіграли важливу роль у розвитку сучасної системи класифікації зір, галактичної астрономії та зоряної астрофізики. Саме зорі цього спектрального класу першими почали масово класифікувати у 1950–1960-х роках. Накопичення даних про них привело до відкриття спіральної структури Чумацького Шляху та визначення його параметрів, а також до визначення різних характеристик розсіяних зоряних скупчень. Крім того, атмосфери цих зір виявилися найзручнішими для моделювання за припущення локальної термодинамічної рівноваги.

Див. також

Зоря головної послідовності спектрального класу B

Коментарі

Примітки

Література

Посилання , канал Інституту астрономії Харківського університету