Звезда спектрального класса B — Википедия

Спектр звезды класса B8V

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[править | править код]

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[комм. 2], 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[править | править код]

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. 3], 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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

Комментарии[править | править код]

  1. ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
  2. ↑ Более ранние и более поздние подклассы включают в себя звёзды, соответственно, более высокой и более низкой температуры. Чем больше число, обозначающее подкласс, тем он позднее.
  3. ↑ В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.

Источники[править | править код]

  1. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  2. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 568.
  3. ↑ 1 2 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. Архивировано 26 марта 2019 года.
  10. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 565.
  11. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 119—120.
  12. ↑ 1 2 3 4 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. ↑ 1 2 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[en]. — 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[править | править код]

  • 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.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_спектрального_класса_B&oldid=130060619