B-Typ Hauptreihenstern - B-type main-sequence star
|
Spectral Typ |
Radius R ☉ |
Masse M ☉ |
T eff (K) |
log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | 10 | 17 | 30.000 | 4 |
| B1V | 6.42 | 13.21 | 25.400 | 3.9 |
| B2V | 5,33 | 9.11 | 20.800 | 3.9 |
| B3V | 4,8 | 7,6 | 18.800 | 4 |
| B5V | 3.9 | 5.9 | 15.200 | 4 |
| B6V | 3,56 | 5.17 | 13.800 | 4 |
| B7V | 3.28 | 4.45 | 12.400 | 4.1 |
| B8V | 3 | 3.8 | 11.400 | 4.1 |
| B9V | 2.7 | 3.29 | 10.600 | 4.1 |
Ein B-Typ Haupt-Sequenz star (BV) ist ein Haupt-Sequenz ( Wasserstoff -burning) Stern der spektralen Typ B und Leuchtkraft Klasse V. Diese Sterne 2-16 - fachen der haben Masse der Sonne und Oberflächentemperaturen zwischen 10.000 und 30.000 K . Sterne vom Typ B sind extrem leuchtend und blau. Ihre Spektren weisen neutrales Helium auf , das in der Unterklasse B2 am deutlichsten hervortritt, und moderate Wasserstofflinien. Beispiele hierfür sind Regulus und Algol A .
Diese Klasse von Sternen wurde mit der Harvard - Sequenz der Sternspektren eingeführt und in dem veröffentlichten Revised Harvard Photometrie Katalog . Die Definition von Sternen vom Typ B war das Vorhandensein von nicht- ionisierten Heliumlinien mit dem Fehlen von einfach ionisiertem Helium im blauvioletten Teil des Spektrums. Alle Spektralklassen, einschließlich des B-Typs, wurden mit einem numerischen Suffix unterteilt, der den Grad angab, in dem sie sich der nächsten Klassifikation näherten. Somit ist B2 1/5 des Weges von Typ B (oder B0) zu Typ A .
Später jedoch zeigten verfeinerte Spektren Linien von ionisiertem Helium für Sterne vom Typ B0. Ebenso zeigen A0-Sterne auch schwache Linien von nicht ionisiertem Helium. Nachfolgende Kataloge von Sternspektren klassifizierten die Sterne basierend auf der Stärke der Absorptionslinien bei bestimmten Frequenzen oder durch den Vergleich der Stärke verschiedener Linien. Somit hat im MK-Klassifizierungssystem die Spektralklasse B0 die Linie bei der Wellenlänge 439 nm stärker als die Linie bei 420 nm. Die Balmer-Reihe von Wasserstoffleitungen wächst stärker durch die B-Klasse und erreicht dann ihren Höhepunkt beim Typ A2. Die Linien aus ionisiertem Silizium werden verwendet, um die Unterklasse der B-Typ-Sterne zu bestimmen, während Magnesiumlinien verwendet werden, um zwischen den Temperaturklassen zu unterscheiden.
Sterne vom Typ B haben keine Korona und keine Konvektionszone in ihrer äußeren Atmosphäre. Sie haben eine höhere Masseverlustrate als kleinere Sterne wie die Sonne, und ihr Sternwind hat Geschwindigkeiten von etwa 3.000 km/s. Die Energieerzeugung in Hauptreihensternen vom Typ B stammt aus dem CNO-Zyklus der thermonuklearen Fusion . Da der CNO-Zyklus sehr temperaturempfindlich ist, konzentriert sich die Energieerzeugung stark im Zentrum des Sterns, was zu einer Konvektionszone um den Kern führt. Dies führt zu einer stetigen Vermischung des Wasserstoffbrennstoffs mit dem Helium-Nebenprodukt der Kernfusion. Viele Sterne vom Typ B haben eine schnelle Rotationsgeschwindigkeit mit einer äquatorialen Rotationsgeschwindigkeit von etwa 200 km/s.
Be und B(e) Sterne
Spectral Objekte als „Be - Stern“ bekannt sind , sind noch nicht massiv Riese Entitäten , die insbesondere haben oder zu einem bestimmten Zeitpunkt hat, 1 oder mehr Balmer Linien in Emission, mit dem Wasserstoff in Beziehung stehende elektromagnetische Strahlung Reihe projizierte durch die Sterne sind insbesondere aus wissenschaftlichen Interesse. Von Be-Sternen wird allgemein angenommen, dass sie ungewöhnlich starke Sternwinde , hohe Oberflächentemperaturen und einen erheblichen Abrieb der Sternmasse aufweisen, wenn sich die Objekte mit einer merkwürdig schnellen Geschwindigkeit drehen , all dies im Gegensatz zu vielen anderen Hauptreihensterntypen.
Obwohl die verwandten Terminologien verwirrend mehrdeutig sind, unterscheiden sich Spektralobjekte, die als "B(e)"- oder "B[e]-Sterne" bekannt sind, von Be-Sternen, da diese B(e)-Einheiten im Besitz von charakteristischen neutralen oder schwach ionisierten Emissionslinien sind , die gelten als " verbotene Mechanismen ", was durch Klammern oder Klammern gekennzeichnet ist. Mit anderen Worten, die Emissionen dieser besonderen Sterne scheinen Prozesse zu durchlaufen, die normalerweise unter der Störungstheorie 1. Ordnung in der Quantenmechanik nicht zulässig sind . Die Definition eines "B(e)-Sterns" kann Objekte umfassen, die groß genug sind, um sich im Gebiet des Blauen Riesen und des Blauen Überriesen zu befinden , jenseits der Größe von Standard-Hauptreihensternen.
Spektrale Standardsterne
Das überarbeitete Yerkes-Atlas-System (Johnson & Morgan 1953) listete ein dichtes Gitter von Zwergspektralstandardsternen vom Typ B auf, aber nicht alle davon haben bis heute als Standardsterne überlebt. Die "Ankerpunkte" des MK-Spektralklassifikationssystems unter den Hauptreihen-Zwergsternen vom Typ B, also den mindestens seit den 1940er Jahren unveränderten Standardsternen, sind Upsilon Orionis (B0 V), eta Aurigae (B3 V) , eta Ursae Majoris (B3 V). Neben diesen Ankerstandards wurden in der bahnbrechenden Überprüfung der MK-Klassifikation von Morgan & Keenan (1973) "Dolchstandards" von Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B2 V .) aufgeführt ), Rho Aurigae (B5 V) und 18 Tauri (B8 V). Der überarbeitete MK Spectra Atlas von Morgan, Abt & Tapscott (1978) steuerte außerdem die Standards Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) und HD 21071 (B7 V) bei. Gray & Garrison (1994) steuerten zwei B9-V-Standards bei: Omega For A und HR 2328 . Der einzige veröffentlichte B4 V-Standard ist 90 Leonis von Lesh (1968). Über die Wahl des B6-V-Standards herrscht in der Literatur wenig Einigkeit.
Chemische Besonderheiten
Einige der Sterne vom Typ B der Sternklasse B0–B3 weisen ungewöhnlich starke Linien aus nichtionisiertem Helium auf. Diese chemisch eigentümlichen Sterne werden als heliumstarke Sterne bezeichnet. Diese haben oft starke Magnetfelder in ihrer Photosphäre. Im Gegensatz dazu gibt es auch heliumschwache Sterne vom Typ B mit unterstarken Heliumlinien und starken Wasserstoffspektren. Andere chemisch eigentümliche Sterne des B-Typs sind Quecksilber-Mangan-Sterne mit den Spektraltypen B7-B9. Schließlich zeigen die oben erwähnten Be-Sterne ein markantes Emissionsspektrum von Wasserstoff.
Planeten
B-Typ-Sterne, von denen bekannt ist, dass sie Planeten haben, umfassen die Hauptreihen-B-Typen HIP 78530 , die Unterriesen Kappa Andromedae und einige (19 sind jetzt bekannt) B-Typ-Unterzwerge .