Звезда спектрального класса B

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.

Спектр звезды класса B8V

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 −0,2m[1][2].

Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II, Si II и Mg II[комм. 1]. 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[3][4][5]. Часто у звёзд класса B также наблюдаются эмиссионные линии[6].

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[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].

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 −1,1m, у гигантов того же класса — −2,2m, а у сверхгигантов класса B5 ― от −5,7 до −7,0m[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].

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[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].

Физические характеристики

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 8,5m, 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].

Параметры звёзд спектрального класса B разных подклассов и классов светимости[26]
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)[27]. Примером гиганта класса B может служить Тау Ориона (B5III)[28], а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V)[29] и 18 Тельца (B8V)[30]. Ближайшая к Земле звезда этого класса ― Регул, удалённый на расстояние в 79 световых лет[31], а ярчайшая при наблюдении с Земли — Ригель с видимой звёздной величиной +0,12m[19].

Некоторые звёзды класса B, используемые как стандарты[32]
Спектральный класс Класс светимости
V III I
B0 Ипсилон Ориона HD 48434 Альнилам
B1 Омега¹ Скорпиона Сигма Скорпиона Ро Льва
B2 HD 42401 Беллатрикс Хи² Ориона
B3 Бенетнаш HD 21483 Омикрон² Большого Пса
B5 Ро Возничего Алудра
B7 HR 1029 Альциона
B8 18 Тельца Атлас Ригель
B9 Омега Печи A HR 4712

История изучения

Спектральный класс B, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году[33].

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[34].

Звёзды класса B сыграли важную роль в развитии современной системы классификации звёзд, галактической астрономии и звёздной астрофизики. 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 локальное термодинамическое равновесие[35].

Примечания

Комментарии

  1. Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
  2. В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.

Источники

  1. Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  2. Gray, Corbally, 2009, p. 568.
  3. Karttunen et al., 2007, p. 210.
  4. Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  5. Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116.
  6. Karttunen et al., 2007, p. 214.
  7. Gray, Corbally, 2009, pp. 115—118.
  8. Gray, Corbally, 2009, p. 118.
  9. Russell H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory. — 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324—329. ISSN 0029-7704.
  10. Gray, Corbally, 2009, p. 565.
  11. Gray, Corbally, 2009, pp. 119—120.
  12. Darling D. B star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 5 июля 2021. Архивировано 12 июля 2020 года.
  13. Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116, 123—135.
  14. Darling D. Shell star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 11 июля 2021 года.
  15. Gray, Corbally, 2009, pp. 135—146.
  16. Сурдин, 2015, с. 151.
  17. Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 25 января 2021 года.
  18. Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  19. Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—49, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  20. Karttunen et al., 2007, p. 216.
  21. Gray, Corbally, 2009, p. 66.
  22. Рузмайкина Т. В. Вращение звёзд. Астронет. Дата обращения: 9 июля 2021. Архивировано 6 марта 2012 года.
  23. McNally D. The distribution of angular momentum among main sequence stars (англ.) // The Observatory. — 1965. — 1 August (vol. 85). P. 166–169. ISSN 0029-7704. Архивировано 5 октября 2018 года.
  24. Heber U. Hot Subluminous Stars (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — Bristol: IOP Publishing, 2016. — 12 July (vol. 128, iss. 966). P. 1—3. ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. doi:10.1088/1538-3873/128/966/082001. Архивировано 16 февраля 2020 года.
  25. Gray, Corbally, 2009, pp. 147—151.
  26. Gray, Corbally, 2009, с. 565—568.
  27. Zeta Persei. SIMBAD. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 9 июля 2021 года.
  28. Tau Orionis. SIMBAD. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  29. Eta Aurigae. SIMBAD. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  30. 18 Tauri. SIMBAD. Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  31. Kaler J. B. Meet the stars next door (англ.). Astronomy.com (9 октября 2019). Дата обращения: 6 июля 2021. Архивировано 9 июля 2021 года.
  32. Gray, Corbally, 2009, с. 556—561.
  33. Gray, Corbally, 2009, pp. 4—6.
  34. Gray, Corbally, 2009, pp. 115—117.
  35. Gray, Corbally, 2009, p. 115.

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. Stellar spectral classification. — 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. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.