Звёзды спектрального класса B характеризуются высокими температурами поверхности — от 10 до 30 тысяч кельвинов и бело-голубым цветом. В их спектрах присутствуют линии различных ионизованных элементов, видны слабые линии водорода , а наиболее выделяются линии нейтрального гелия . При переходе к более поздним подклассам усиливаются линии водорода, а линии нейтрального гелия, начиная с подкласса B2, ослабевают.

К классу B, как и к классу O , принадлежат в основном массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Эти звёзды достаточно малочисленны, но те из них, которые принадлежат к ранним подклассам, оказывают значительное влияние на собственное окружение, вносят заметный вклад в светимость галактик , где они находятся, и очерчивают их спиральную структуру .

Характеристики

К спектральному классу B относятся достаточно горячие звёзды: их температуры составляют 10—30 тысяч кельвинов . Цвет звёзд этого класса — бело-голубой, их показатель цвета B−V составляют около −0,2 ^m .

Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II, Si II и Mg II . Однако в спектрах звёзд класса B практически нет линий He II — лишь в самых ранних подклассах , не позднее B0.5, могут наблюдаться слабые линии. Линии нейтрального гелия, наоборот, очень сильны и достигают наибольшей интенсивности. Также хорошо заметны линии водорода , в частности, серия Бальмера . Часто у звёзд класса B также наблюдаются эмиссионные линии .

Подклассы

Спектры звёзд различных подклассов B, от B0 до B9, заметно различаются интенсивностями линий ионизованного гелия и водорода. Интенсивность первых достигает максимума в B2 и понижается к более поздним классам, а вторые, наоборот, усиливаются к поздним подклассам. Таким образом, можно было бы точно определять подкласс звезды по соотношению этих линий, но в классе B часто встречаются звёзды с аномальным содержанием гелия, что не позволяет применять данный способ .

На практике используются другие критерии: для самых ранних классов, B0—B1, чаще всего рассматривают интенсивности линий Si IV λ4089 и Si III λ4552 , которые оказываются равными в подклассе B0.7, а для подклассов B1—B3 сравнивают линии Si III λ4552 и Si II λ4128—4132. В обоих случаях могут измеряться и другие линии кремния в тех же степенях ионизации . В более поздних подклассах линии Si IV и Si III исчезают, и для звёзд более поздних подклассов с нормальным содержанием гелия сравнивают линии He l λ4471 и Mg II λ4481 .

Классы светимости

Абсолютные звёздные величины звёзд класса B разных классов светимости отличаются не слишком сильно, но в большей степени, чем у звёзд класса O . Так, у звёзд главной последовательности класса B5 абсолютные звёздные величины в среднем составляют −1,1 ^m , у гигантов того же класса — −2,2 ^m , а у сверхгигантов класса B5 ― от −5,7 до −7,0 ^m .

Интенсивность линий He I и бальмеровской серии водорода при переходе к более ярким классам светимости понижается, зато усиливаются некоторые из линий O II, Si IV и Si III. Отношение интенсивностей этих линий позволяет определять класс светимости, хотя в поздних подклассах указанные линии кислорода и кремния практически не видны, и класс светимости определяется только по линиям серии Бальмера. В целом, для звёзд класса B определение подкласса и класса светимости связаны, поэтому их определяют итеративно .

Дополнительные обозначения и особенности

Среди звёзд класса B довольно часто встречаются химически пекулярные . Это могут быть, например, звёзды с аномально большим или маленьким содержанием гелия, из-за чего линии этого элемента в спектре становятся, соответственно, более сильными или слабыми — в первом случае используется дополнительное обозначение h, во втором — w . Среди богатых гелием звёзд наблюдаются те, у которых интенсивность линий гелия меняется со временем: это может объясняться наличием богатых гелием участков на поверхности звезды, которые связаны с магнитным полем и из-за вращения звезды периодически оказываются не видны. Кроме звёзд с аномальным содержанием гелия, встречаются и другие пекулярные звёзды класса B — к примеру, ртутно-марганцевые звёзды с аномально сильными линиями Hg II и Mn II .

Звёзды, в спектрах которых бальмеровские линии водорода наблюдаются в эмиссии , выделяются в отдельный тип Be-звёзд . Кроме линий серии Бальмера, у них также могут наблюдаться эмиссионные линии ионизованных металлов, например, Fe II, а источником эмиссионных линий являются околозвёздные диски таких звёзд. Некоторые звёзды класса B могут периодически превращаться в Be-звёзды, затем в оболочечные звёзды со схожими спектральными характеристиками, окружённые газовой оболочкой или диском и обратно в обычные звёзды класса B . Если же в спектре, помимо бальмеровских линий, наблюдаются запрещённые линии , например, [Fe II] или [ O I], то звезду относят к B[e]-звёздам — такие объекты могут иметь различную физическую природу .

Физические характеристики

К спектральному классу B принадлежат в основном достаточно массивные и яркие звёзды. Так, например, звёзды главной последовательности должны иметь массы 3—20 M _⊙ , чтобы относиться к спектральному классу B, а их светимости составляют от 100 до 50000 L _⊙ . Относящиеся к классу B эволюционировавшие звёзды — например, сверхгиганты — могут иметь ещё бо́льшие массы и светимости. В любом случае, такие звёзды обычно живут десятки миллионов лет, хотя у наименее массивных срок жизни достигает нескольких сотен миллионов лет . Они относятся к экстремальному населению I .

Звёзды этого класса малочисленны — их лишь 0,09 % от общего числа звёзд Млечного Пути , но вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера , включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5 ^m , около 10 % звёзд относятся к классу B .

Звёзды ранних подклассов B имеют похожие физические и спектральные характеристики на те, что наблюдаются у звёзд класса O , поэтому они часто объединяются под общим названием « OB-звёзды ». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: к ней относятся лишь звёзды массивнее 8 M _⊙ , живущие менее 30 миллионов лет. Таким образом, среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, а для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам. OB-звёзды вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик , где они встречаются, влияют на окружающее их пространство мощным ультрафиолетовым излучением и очерчивают спиральную структуру галактик , а также играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими как кислород , когда взрываются как сверхновые .

Для звёзд главной последовательности класса B характерно наиболее быстрое вращение среди всех звёзд главной последовательности: средняя скорость вращения на экваторе для таких звёзд составляет около 200 км/с. Скорости вращения некоторых Be-звёзд ещё больше и могут достигать 500 км/с .

Исключение из этих закономерностей составляют субкарлики класса B . Это маломассивные звёзды на поздних стадиях эволюции, а именно ― звёзды горизонтальной ветви , лишившиеся практически всей водородной оболочки и оттого имеющие высокую температуру. Они также относятся к спектральному классу B, но существенно тусклее других звёзд этого класса .

Параметры звёзд спектрального класса B разных подклассов и классов светимости

Спектральный класс	Абсолютная звёздная величина , m			Температура, K
	V	III	I	V	III	I
B0	−4,1	−5,0	−5,8…−7,0	29000	29000
B1	−3,5	−4,4	−5,7…−7,0	24500	24500
B2	−2,5	−3,6	−5,7…−7,0	19500	21050	18000
B3	−1,7	−2,9	−5,7…−7,0	16500	16850
B4	−1,4	−2,6	−5,7…−7,0
B5	−1,1	−2,2	−5,7…−7,0	15000	14800	13600
B6	−0,9	−1,9	−5,7…−7,1
B7	−0,4	−1,6	−5,6…−7,1	13000	13700
B8	0,0	−1,4	−5,6…−7,1	11500	13150	11000
B9	0,7	−0,8	−5,5…−7,1	10700	11730

Примеры

К сверхгигантам класса B можно отнести Дзету Персея (B1Ib) . Примером гиганта класса B может служить Тау Ориона (B5III) , а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V) и 18 Тельца (B8V) . Ближайшая к Земле звезда этого класса ― Регул , удалённый на расстояние в 79 световых лет , а ярчайшая при наблюдении с Земли — Ригель с видимой звёздной величиной +0,12 ^m .

Некоторые звёзды класса B, используемые как стандарты

Спектральный класс	Класс светимости
	V	III	I
B0	Ипсилон Ориона		Альнилам
B1	Омега¹ Скорпиона	Сигма Скорпиона	Ро Льва
B2		Беллатрикс	Хи² Ориона
B3	Бенетнаш		Омикрон² Большого Пса
B5	Ро Возничего		Алудра
B7		Альциона
B8	18 Тельца	Атлас	Ригель
B9

История изучения

Спектральный класс B, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году .

Первоначально класс B определялся по отсутствию в спектрах звёзд этого класса линий He II, которые наблюдались у звёзд класса O , и по наличию линий He I, которые у звёзд класса A уже не наблюдались. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He II в спектрах звёзд самых ранних подклассов B — до B0.5, а линии He I — у звёзд A0, поэтому такой критерий перестал быть точным .

Звёзды класса B сыграли важную роль в развитии современной системы классификации звёзд , галактической астрономии и . Звёзды этого спектрального класса стали первыми, которые начали массово классифицировать в 1950-х и 1960-х годах. Накопление информации об этих звёздах привело к открытию спиральной структуры Млечного Пути и определению её параметров, а также к определению различных параметров рассеянных звёздных скоплений . Наконец, атмосферы этих звёзд оказались наиболее простыми для моделирования в предположении, что в них достигается .

Примечания

Комментарии

Источники

Литература

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Gray R. O., Corbally C. J. . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .