Звезда спектрального класса B

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[3][7].

На практике используются другие критерии: для самых ранних классов, B0—B1, чаще всего рассматривают интенсивности линий Si IV λ4089 и Si III λ4552[комм. 2], 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[8].

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[9][10].

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[11].

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[12]. 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[13].

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[14] и обратно в обычные звёзды класса B[12]. 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[15].

Ригель — ярчайшая звезда на изображении, относится к классу B

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[12][16]. Они относятся к экстремальному населению I[17].

Звёзды этого класса малочисленны — их лишь 0,09 % от общего числа звёзд Млечного Пути[18], 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[19][20].

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[21].

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[12][22][23].

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[24][25].