estrella de secuencia principal de tipo B

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

Una estrella de secuencia principal de tipo B ^{[ b ]} es una estrella de secuencia principal ( quema de hidrógeno en el núcleo) de tipo espectral B . La clase de luminosidad espectral se da como V . ^{[ 1 ] [ 2 ]} Estas estrellas tienen de 2 a 18 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre aproximadamente 10 000 y30.000 K. ​

Las estrellas de tipo B son luminosas y de color blanco azulado. Sus espectros presentan fuertes líneas de absorción de helio neutro , que son más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadamente fuertes. Algunos ejemplos son Regulus , Algol A y Acrux . ^{[ 3 ]}

Esta clase de estrellas se introdujo con la secuencia de espectros estelares de Harvard y se publicó en el catálogo de fotometría de Harvard revisado . La definición de estrellas de tipo B fue la presencia de líneas de helio no ionizado con ausencia de helio ionizado simple en la porción azul-violeta del espectro. Todas las clases espectrales, incluido el tipo B, se subdividieron con un sufijo numérico que indicaba el grado de proximidad a la siguiente clasificación. Así, B2 está a 1/5 de la distancia entre el tipo B (o B0) y el tipo A. ^{[ 4 ] [ 5 ]}

Posteriormente, sin embargo, espectros más refinados mostraron líneas de helio ionizado para estrellas de tipo B0. De igual modo, las estrellas A0 también muestran líneas débiles de helio no ionizado. Los catálogos subsiguientes de espectros estelares clasificaron las estrellas en función de la intensidad de las líneas de absorción en frecuencias específicas, o comparando la intensidad de diferentes líneas. Así, en el sistema de clasificación MK, la clase espectral B0 tiene la línea en la longitud de onda de 439  nm más intensa que la línea en 420  nm. ^{[ 6 ]} La serie de Balmer de líneas de hidrógeno se vuelve más intensa a través de la clase B, y luego alcanza su máximo en el tipo A2. Las líneas de silicio ionizado se utilizan para determinar la subclase de las estrellas de tipo B, mientras que las líneas de magnesio se utilizan para distinguir entre las clases de temperatura. ^{[ 5 ]}

Las estrellas de tipo B no tienen corona y carecen de una zona de convección en su atmósfera exterior. Tienen una tasa de pérdida de masa mayor que las estrellas más pequeñas como el Sol, y su viento estelar tiene velocidades de aproximadamente 3000  km/s. ^{[ 9 ]} La generación de energía en las estrellas de tipo B de la secuencia principal proviene del ciclo CNO de fusión termonuclear . Debido a que el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, la generación de energía se concentra fuertemente en el centro de la estrella, lo que resulta en una zona de convección alrededor del núcleo. Esto da como resultado una mezcla constante del combustible de hidrógeno con el subproducto de helio de la fusión nuclear. ^{[ 10 ]} Muchas estrellas de tipo B tienen una velocidad de rotación rápida , con una velocidad de rotación ecuatorial de aproximadamente 200 km/s. ^{[ 11 ]}

Los objetos espectrales conocidos como "estrellas Be" son entidades masivas, aunque no supergigantes , que presentan, o presentaron en algún momento, una o más líneas de Balmer en emisión. La serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno que emiten estas estrellas es de particular interés científico. Generalmente se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y una pérdida significativa de masa estelar a medida que giran a una velocidad curiosamente rápida, todo ello en contraste con muchos otros tipos de estrellas de la secuencia principal. ^{[ 12 ]}

Los objetos conocidos como estrellas B[e] se distinguen de las estrellas Be por tener líneas de emisión neutras o de baja ionización inusuales que se consideran con " mecanismos prohibidos ", algo que se indica mediante el uso de corchetes. En otras palabras, las emisiones de estas estrellas en particular parecen experimentar procesos que normalmente no están permitidos por la teoría de perturbación de primer orden en mecánica cuántica . La definición de una estrella B[e] puede incluir gigantes azules y supergigantes azules .

El sistema revisado del Atlas de Yerkes (Johnson y Morgan 1953) ^{[ 13 ]} enumeraba una densa cuadrícula de estrellas estándar espectrales enanas de tipo B, sin embargo, no todas han sobrevivido hasta el día de hoy como estándares. Los "puntos de anclaje" del sistema de clasificación espectral MK entre las estrellas de secuencia principal de tipo B, es decir, aquellas estrellas estándar que han permanecido sin cambios desde al menos la década de 1940, son Upsilon Orionis (B0 V), Eta Aurigae (B3 V) y Alkaid (B3 V). ^{[ 14 ] [ 15 ]} Además de estos estándares de anclaje, la revisión seminal de la clasificación MK de Morgan y Keenan (1973) ^{[ 15 ]} enumeraba "estándares daga" de Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B3 V), Rho Aurigae (B5 V) y 18 Tauri (B8 V). El Atlas de Espectros MK Revisado de Morgan, Abt y Tapscott (1978) ^{[ 16 ]} aportó además los estándares Acrab (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) y HD 21071 (B7 V). Gray y Garrison (1994) ^{[ 17 ]} aportaron dos estándares B9 V: Omega Fornacis y HR 2328. El único estándar B4 V publicado es 90 Leonis , de Lesh (1968). ^{[ 18 ]}

Algunas estrellas de tipo B de la clase estelar B0 - B3 presentan líneas de helio no ionizado inusualmente intensas. Estas estrellas químicamente peculiares se denominan estrellas con alto contenido de helio. Suelen tener campos magnéticos intensos en su fotosfera. Por el contrario, también existen estrellas de tipo B con bajo contenido de helio, cuyas líneas de helio son débiles y cuyos espectros de hidrógeno son intensos. Otras estrellas de tipo B químicamente peculiares son las estrellas de mercurio-manganeso de los tipos espectrales B7-B9.

Entre las estrellas de tipo B que se sabe que tienen planetas se incluyen las estrellas de tipo B de secuencia principal HIP 78530 , KELT-9 , HIP 79098 y HD 129116. ^{[ 19 ]}

• Herbig Ae/Be estrella
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