Википедија

Ѕвезда од главната низа од типот B

Ѕвезда од од главната низа од типот B (B V) — ѕвезда од главната низа (т.е. која согорува водород) од спектралниот тип и сјајносна класа V. Ваквите ѕвезди имаат 2 до 16 пати повеќе маса од Сонцето и површинска температура помеѓу 10.000 и 30.000 K.[1] Ѕвездите од типот B се крајно сјајни и сини. Нивните спектри имаат силни неутрални хелиумски впивни линии, кои се најизразени во поткласата B2, и умерено силни водородни линии. Такви примери се Регул, Алгол A и Акрукс.[2]

Уметничка претстава на ѕвезда од типот B.

Историја

уреди

Оваа класа на ѕвезди е воведена во Харвардската низа на ѕвездени спектри и објавена во каталогот „Преработена харвардска фотометрија“. Дефиницијата за ѕвезда од типот B барала присуство на линии од нејонизиран хелиум со отсуство на единечно јонизиран хелиум во сино-виолетовиот дел на спектарот. Сите спектрални класи, вклучувајќи го типот B, биле поделени со бројчена наставка која го покажува степенот на доближување до следната класа. Така, B2 е на 1⁄5 од типот B (или B0) кон типот A.[3][4]

Меѓутоа, подоцна, поуточнетите спектри покажале линии од јонизиран хелиум за ѕвезди од типот B0. Така и A0-ѕвездите слаби линии на нејонизиран хелиум. Подоцнежните каталози на ѕвездени спектри ги класификуваат ѕвездите според јачината на впивните линии при дадени честоти, или со споредба на јачините на различни линии. Така, во MK-системот спектралната класа B0 на бранова должина од 439 нм има посилна линија отколку на 420 нм.[5] Балмеровата низа на водородни линии се засилува одејќи низ класата B и достига највисока вредност во A2. Линиите од јонизиран силициум се користат за утврдување на поткласата на ѕвездите од типот B, а магнезиумските линии служат за разликување на температурните класи.[4]

Својства

уреди
Својства на типични ѕвезди од главната низа од типот B[6][7]
Спектрален
тип 		Маса (M☉) Полу-
пречник (R☉) 		Сјајност (L☉) Делотворна
температура
(K) 		Боен
показател
(B − V)
B0V 17,70 7,16 44.668 31.400 -0,301
B1V 11,00 5,71 13.490 26.000 -0,278
B2V 7,30 4,06 2.692 20.600 -0,215
B3V 5,40 3,61 977 17.000 -0,178
B4V 5,10 3,46 776 16.400 -0,165
B5V 4,70 3,36 589 15.700 -0,156
B6V 4,30 3,27 372 14.500 -0,140
B7V 3,92 2,94 302 14.000 -0,128
B8V 3,38 2,86 155 12.300 -0,109
B9V 2,75 2,49 72 10.700 -0,070

Ѕвездите од типот B немаат корона и немаат струевит слој во надворешната атмосфера. Губат повеќе маса од помалите ѕвезди како Сонцето, и нивниот ѕвезден ветер се движи со брзина од околу 3.000 км/с.[8] Енергопроизводството кај овие ѕвезди доаѓа од CNO-циклусот на термојадрено соединување. Бидејќи овој циклус е многу чувствителен на температура, енергопроизводството во голема мера е сосредоточено во средиштето на ѕвездата, што предизвикува струевит слој околу јадрото. Поради ова доаѓа до постепено мешање на водородното гориво со хелиумот, спореден производ на јадреното соединување.[9] Многу ѕвезди од типот B се вртат, со екваторска вртежна брзина од околу 200 км/с.[10]

Be- и B[e]-ѕвезди

уреди
Главни статии: Be-ѕвезда и B[e]-ѕвезда

Спектралните тела наречени „Be-ѕвезди“ се масивни, но не суперџиновски сушности кои имаат (или некогаш имале) една или повеќе Балмерови оддавни линии, при што од особен научен интерес се водородно поврзаната низа на електромагнетно зрачење која ја оддаваат ѕвездите. Be-ѕвездите имаат необично силни ѕвездени ветришта, висока површинса температура и значајна загуба на ѕвездена маса бидејќи се вртат необично бргу — сето ова за разлика од многу други ѕвезди од главната низа.[11]

Телата наречени B[e]-ѕвезди се различни од Be-ѕвездите по тоа што имаат оддавни линии со необично неутрална или ниска јонизација кои се сметаат за „забранети механизми“, означени со квадратни загради. Со други зборови, лачењата на овие ѕвезди претрпувааат процеси кои нормално не се допуштени според прворедната теорија за растројувањето во квантната механика. Во дефиницијата за B[e]-ѕвезда може да се вклучат сините џинови и сините суперџинови.

Спектрални стандарди

уреди

Преработениот систем на Јеркисовиот атлас (Џонсон и Морган, 1953)[12] дал густа решетка на стандардни ѕвезди од типот B, меѓутоа не сите опстанале до денес како стандарди. Стожерите на класификацијата по МК-системот меѓу џуџињата од главната низа од типот B, т.е. оние стандардни ѕвезди кои останале неизменети од 1940-тите наваму се Табит (B0 V), Хед (B3 V) и Алкаид (B3 V).[13][14] Покрај овие стожери, важната преработка на МК-класификацијата од Морган и Кинан (1973)[14] како стандарди ги наведува и Паикаухале (B0 V), Омега Скорпија (B1 V), 42 Орион (B1 V), 22 Скорпија (B3 V), Ро Кочијаш (B5 V) и 18 Бик (B8 V). Преработениот атлас на MK-спектри на Морган, Абт и Тепскот (1978)[15] ги додал Акраб (B2 V), 29 Персеј (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V). Греј и Гарисон (1994)[16] вовеле уште два стандарди за B9 V: Омега Фурна и HR 2328. Единственот објавен стандард за B4 V е 90 Лав, from Lesh (1968).[17] Во литературата нема согласност во изборот за B6 V како стандард.

Хемиска необичност

уреди

Некои од ѕвездите од класата B0–B3 покажуваат необично силни линии на нејонизиран хелиум. Овие хемиски необични ѕвезди се нарекуваат хемиски силни ѕвезди. Често имаат силни магнетни полиња во фотосферата. За разлика од нив, постојат и хелиумски слаби ѕвезди од типот B со недоволно силни хелиумски линии и силни водородни спектри. Други хемиски необични ѕвезди од типот B се живино-манганските ѕвезди со спектрални типови B7-B9.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (ноември 1981). „Empirical bolometric corrections for the main-sequence“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 46: 193–237. Bibcode:1981A&AS...46..193H., Tables VII and VIII.
  2. ↑ SIMBAD, записи за Регул, Алгол A и Акрукс посет. 19 јуни 2007 г.
  3. ↑ Pickering, Edward Charles (1908). „Revised Harvard photometry : a catalogue of the positions, photometric magnitudes and spectra of 9110 stars, mainly of the magnitude 6.50, and brighter observed with the 2 and 4 inch meridian photometers“. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 50: 1. Bibcode:1908AnHar..50....1P. Посетено на 21 септември 2009.
  4. ↑ 4,0 4,1 Gray, C. Richard O.; Corbally, J. (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. стр. 115–122. ISBN 978-0691125114.
  5. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. Chicago, Ill: The University of Chicago press. Bibcode:1943assw.book.....M.
  6. ↑ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 септември 2013). „Intrinsic Colors, Temperatures, and Bolometric Corrections of Pre-main-sequence Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (1): 9. arXiv:1307.2657. Bibcode:2013ApJS..208....9P. doi:10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN 0067-0049. S2CID 119308564.
  7. ↑ Mamajek, Eric (2 март 2021). „A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence“. University of Rochester, Department of Physics and Astronomy. Посетено на 5 јули 2021.
  8. ↑ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachim (1998). Hermann-Michael Hahn (уред.). The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy. Springer. стр. 76. ISBN 0387949283.
  9. ↑ Böhm-Vitense, Erika (1992). Introduction to stellar astrophysics. 3. Cambridge University Press. стр. 167. ISBN 0521348714.
  10. ↑ McNally, D. (1965). „The distribution of angular momentum among main sequence stars“. The Observatory. 85: 166–169. Bibcode:1965Obs....85..166M.
  11. ↑ Slettebak, Arne (јули 1988). „The Be Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 770–784. Bibcode:1988PASP..100..770S. doi:10.1086/132234.
  12. ↑ Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
  13. ↑ MK ANCHOR POINTS Архивирано на 12 јуни 2019., Robert F. Garrison
  14. ↑ 14,0 14,1 Spectral Classification, W.W. Morgan & P.C. Keenan, 1973, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 11, p.29
  15. ↑ Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun, W.W. Morgan, W. W., H.A. Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory
  16. ↑ The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation, R.F. Gray & R.O. Garrison, 1994, The Astronomical Journal, vol. 107, no. 4, p. 1556-1564
  17. ↑ The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group? J.R. Lesh, 1968, Astrophysical Journal Supplement, vol. 17, p.371 (Table 1)
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвезда_од_главната_низа_од_типот_B&oldid=5273319“