Étoile à séquence principale de type B - B-type main-sequence star
|
Type spectral |
Rayon R ☉ |
Masse M ☉ |
T eff (K) |
log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | dix | 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 |
Une étoile de la séquence principale de type B (BV) est une séquence principale ( hydrogène -burning) étoile de type spectral B et classe de luminosité V. Ces étoiles ont de 2 à 16 fois la masse du soleil et des températures de surface entre 10 000 et 30 000 K . Les étoiles de type B sont extrêmement lumineuses et bleues. Leurs spectres ont de l' hélium neutre , qui est le plus important dans la sous-classe B2, et des raies d'hydrogène modérées. Les exemples incluent Regulus et Algol A .
Cette classe d'étoiles a été introduite avec la séquence de spectres stellaires de Harvard et publiée dans le catalogue de photométrie révisé de Harvard . La définition des étoiles de type B était la présence de raies d' hélium non ionisé avec l'absence d'hélium ionisé unique dans la partie bleu-violet du spectre. Toutes les classes spectrales, y compris le type B, ont été subdivisées avec un suffixe numérique qui indiquait le degré auquel elles se rapprochaient de la classification suivante. Ainsi B2 est à 1/5 du chemin du type B (ou B0) au type A .
Plus tard, cependant, des spectres plus raffinés ont montré des raies d'hélium ionisé pour les étoiles de type B0. De même, les étoiles A0 présentent également des raies faibles d'hélium non ionisé. Des catalogues ultérieurs de spectres stellaires ont classé les étoiles en fonction des forces des raies d'absorption à des fréquences spécifiques, ou en comparant les forces de différentes raies. Ainsi, dans le système de classification MK, la classe spectrale BO a la raie à la longueur d'onde 439 nm étant plus forte que la raie à 420 nm. La série Balmer de raies à hydrogène se renforce à travers la classe B, puis atteint un pic au type A2. Les raies du silicium ionisé sont utilisées pour déterminer la sous-classe des étoiles de type B, tandis que les raies du magnésium sont utilisées pour distinguer les classes de température.
Les étoiles de type B n'ont pas de couronne et n'ont pas de zone de convection dans leur atmosphère extérieure. Elles ont un taux de perte de masse plus élevé que les étoiles plus petites comme le Soleil, et leur vent stellaire a des vitesses d'environ 3 000 km/s. La génération d'énergie dans les étoiles de type B de la séquence principale provient du cycle de fusion thermonucléaire CNO . Parce que le cycle CNO est très sensible à la température, la génération d'énergie est fortement concentrée au centre de l'étoile, ce qui entraîne une zone de convection autour du noyau. Il en résulte un mélange constant du combustible hydrogène avec l'hélium sous-produit de la fusion nucléaire. De nombreuses étoiles de type B ont une vitesse de rotation rapide , avec une vitesse de rotation équatoriale d'environ 200 km/s.
Être et B(e) étoiles
Les objets spectraux connus sous le nom d'"étoiles Be" sont des entités massives mais non supergéantes qui ont notamment, ou ont eu à un moment donné, une ou plusieurs raies de Balmer en émission, la série de rayonnement électromagnétique liée à l' hydrogène projetée par les étoiles étant particulièrement scientifique. l'intérêt. On pense généralement que les étoiles Be présentent des vents stellaires inhabituellement forts , des températures de surface élevées et une attrition significative de la masse stellaire lorsque les objets tournent à une vitesse curieusement rapide, tout cela contrairement à de nombreux autres types d'étoiles de la séquence principale.
Bien que les terminologies associées soient confusément ambiguës, les objets spectraux connus sous le nom d' "étoiles B(e)" ou "étoiles B[e]" sont distincts des étoiles Be puisque lesdites entités B(e) sont en possession de raies d'émission distinctes neutres ou à faible ionisation qui sont considérés comme ayant des « mécanismes interdits », quelque chose indiqué par l'utilisation de crochets ou de parenthèses. En d'autres termes, les émissions de ces étoiles particulières semblent subir des processus qui ne sont normalement pas autorisés par la théorie des perturbations du 1er ordre en mécanique quantique . La définition d'une « étoile B(e) » peut inclure des objets suffisamment grands pour se trouver sur le territoire des géantes bleues et des supergéantes bleues , au-delà de la taille des étoiles standard de la séquence principale.
Etoiles Spectral Standard
Le système Yerkes Atlas révisé (Johnson & Morgan 1953) a répertorié une grille dense d'étoiles standard spectrales naines de type B, mais toutes n'ont pas survécu à ce jour en tant que standards. Les "points d'ancrage" du système de classification spectrale MK parmi les étoiles naines de la séquence principale de type B, c'est-à-dire les étoiles standard qui sont restées inchangées depuis au moins les années 1940, sont upsilon Orionis (B0 V), eta Aurigae (B3 V) , eta Ursae Majoris (B3 V). Outre ces normes d'ancrage, la revue séminale de la classification MK par Morgan & Keenan (1973) a répertorié les "normes de poignard" de Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B2 V ), Rho Aurigae (B5 V) et 18 Tauri (B8 V). Le MK Spectra Atlas révisé de Morgan, Abt et Tapscott (1978) a également contribué aux normes Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) et HD 21071 (B7 V). Gray & Garrison (1994) ont contribué à deux normes B9 V : omega For A et HR 2328 . La seule norme B4 V publiée est 90 Leonis , de Lesh (1968). Il y a eu peu d'accord dans la littérature sur le choix de la norme B6 V.
Particularités chimiques
Certaines des étoiles de type B de classe stellaire B0-B3 présentent des raies inhabituellement fortes d'hélium non ionisé. Ces étoiles chimiquement particulières sont appelées étoiles fortes en hélium. Ceux-ci ont souvent de forts champs magnétiques dans leur photosphère. En revanche, il existe également des étoiles de type B faibles en hélium avec des raies d'hélium sous-résistantes et de forts spectres d'hydrogène. D'autres étoiles de type B chimiquement particulières sont les étoiles à mercure-manganèse avec les types spectraux B7-B9. Enfin, les étoiles Be susmentionnées présentent un spectre d'émission d'hydrogène important.
Planètes
Étoiles de type B connus pour avoir des planètes comprennent la séquence principale types B- HIP 78530 , les sous - géantes Kappa Andromedae et quelques (19 sont maintenant connus) sous - naines de type B .