B형 주계열성

B-type main-sequence star
용골자리 엡실론 용골자리(Epsilon Carinae)는 B형 주계열성을 특징으로 하는 이중성의 예입니다.주성은 항성분류 K0 III의 진화된 거성으로 노란색을 띠고 있다.2차 성분은 분광형 B2 Vp의 전형적인 수소 융합 B형 주계열성이다.
전형적인 B형 주계열성의[1][2] 특성
스펙트럼
유형 		질량()M☉ 반지름()R☉ 휘도()L☉ 효과적
온도
(K)		 색.
색인
(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

B형 주계열성(B V)은 분광형 B와 광도 등급 V의 주계열성(수소 연소)이다.이 별들의 질량은 태양의 2배에서 16배이며 표면 온도는 10,000에서 30,000 [3]K 사이입니다.B형 별은 극도로 밝고 파란색입니다.이들의 스펙트럼은 B2 아급에서 가장 두드러지는 중성 헬륨과 중간 정도의 수소선을 가지고 있다.예를 들어 Regulus와 Algol [4]A가 있습니다.

이 등급의 별들은 하버드 별의 스펙트럼 시퀀스와 함께 도입되었고 개정 하버드 측광 카탈로그에 게재되었다.B형 별의 정의는 스펙트럼의 청자색 부분에 단일 이온화 헬륨이 없는 비이온화 헬륨 라인의 존재였다.B형을 포함한 모든 스펙트럼 클래스는 다음 분류에 접근하는 정도를 나타내는 숫자 접미사로 세분되었다.따라서 B2는 타입 B(또는 B0)에서 타입 [5][6]A로 가는 길의 1/5입니다.

그러나 나중에 더 정교한 스펙트럼에서는 B0형 별에 대해 이온화된 헬륨 라인이 나타났다.마찬가지로 A0 별도 이온화되지 않은 헬륨의 약한 선을 보입니다.후속 항성 스펙트럼 카탈로그는 특정 주파수에서 흡수선의 강도에 기초하거나 다른 선들의 강도를 비교함으로써 별을 분류했다.따라서 MK 분류 시스템에서 스펙트럼 클래스 B0은 파장 439 nm의 라인이 420 [7]nm의 라인보다 강하다.Balmer 계열의 수소선은 B 클래스를 통해 더 강해지고, 그 후 A2 유형에서 최고점에 도달합니다.이온화된 실리콘 라인은 B형 별의 하위 클래스를 결정하는 데 사용되고 마그네슘 라인은 온도 [6]클래스를 구별하는 데 사용됩니다.

B형 별들은 코로나를 가지고 있지 않고 외부 대기에 대류대가 없다.이들은 태양과 같은 작은 별들보다 질량 손실률이 높고, 항성풍은 [8]초속 약 3,000km의 속도를 낸다.주계열 B형 별의 에너지 생성은 열핵융합 CNO 사이클에서 비롯됩니다.CNO 사이클은 온도에 매우 민감하기 때문에 에너지 생성은 별의 중심에 집중되어 있으며, 그 결과 중심핵 주위에 대류대가 형성됩니다.그 결과 수소 연료와 핵융합의 [9]헬륨 부산물이 지속적으로 혼합된다.많은 B형 별들은 적도 회전 속도가 약 200 km/[10]s로 빠른 회전 속도를 가지고 있다.

Be 및 B(e) 별

주요 기사: B(e) stars

"Be stars"로 알려진 스펙트럼 물체는 거대하지만 초거성이 아닌 존재로, 별에 의해 예측되는 수소 관련 전자파 복사 시리즈와 함께 눈에 띄게 하나 이상의 발머 선을 방출하고 있었다.Be별은 일반적으로 별들이 특이하게 강한 항성풍, 높은 표면온도, 그리고 별 질량의 상당한 감소를 보이는 것으로 생각되는데, 이는 다른 많은 주계열성 [11]유형과는 대조적인 현상이다.

관련 용어가 혼동스러울 정도로 모호하지만, "B(e)" 또는 "B[e] 별이라고 알려진 스펙트럼 물체는 Be 별과 구별된다. 왜냐하면 해당 B(e) 실체는 '금지된 메커니즘'을 가진 것으로 간주되는 독특한 중성 또는 낮은 이온화 방출선을 가지고 있기 때문이다.다시 말해, 이러한 특정 별들의 방출은 양자역학에서 1차 섭동 이론에서는 일반적으로 허용되지 않는 과정을 거치는 것으로 보입니다."B(e) 별"의 정의는 표준 주계열성의 크기를 넘어 청색 거성과 청색 초거성 영역에 있을 정도로 충분히 큰 물체를 포함할 수 있습니다.

스펙트럼 표준별

개정판 예르케스 아틀라스 체계(존슨 & 모건 1953)[12]는 B형 왜성 표준별의 조밀한 그리드를 열거했지만, 이들 모두가 오늘날까지 표준으로 남아 있는 것은 아니다.B형 주계열 왜성 중 MK 분광분류 시스템의 "앵커점"은 적어도 1940년대 이후 변하지 않은 표준별인 오리온자리 업실론(B0 V), 큰곰자리 에타(B3 V), 큰곰자리 에타(B3 V)[13][14]이다.Morgan & Keenan(1973)[14]의 MK 분류에 대한 정밀한 검토는 타우 스콜피(B0V), 오메가 스콜피(B1V), 오리온자리 42(B1V), 스콜피 22(B2V), 오메가 스콜피(Rho Aurigae(B5V)의 "단거 표준"을 열거했다.Morgan, Abt, Tapscott의 MK Spectra Atlas(1978)[15]는 스콜피우스 베타(B2 V), 페르세우스 29(B3 V), HD 36936(B5 V), HD 21071(B7 V) 표준에도2 기여하였다.Gray & Garrison(1994)[16]은, 다음의 2개의 B9 V표준에 공헌했습니다.오메가 포르나시스와 HR 2328입니다유일하게 발표된 B4 V 표준은 Lesh(1968)[17]의 90 Leonis입니다.B6 V 규격의 선택에 대해서는 문헌에서 거의 합의가 이루어지지 않았습니다.

화학적 특성

B0~B3 등급의 B형 별들 중 일부는 비정상적으로 강한 이온화되지 않은 헬륨 선을 보인다.이러한 화학적으로 특이한 별들을 헬륨 강성이라고 합니다.이것들은 종종 광구에 강한 자기장을 가지고 있다.이와는 대조적으로, 저강도 헬륨 라인과 강한 수소 스펙트럼을 가진 헬륨 약 B형 별들도 있다.다른 화학적으로 특이한 B형 별로는 분광형이 B7-B9인 수은-망간별이 있다.마지막으로 상기 Be별은 [18]수소의 방출 스펙트럼이 뚜렷하다.

행성

행성을 가지고 있는 것으로 알려진 B형 별에는 주계열 B형 HIP 78530, 안드로메다자리 카파, 그리고 소수의 B형 준왜성이 포함되어 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 September 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.
  2. ^ Mamajek, Eric (2 March 2021). "A Modern Mean Dwarf Stellar Color and Effective Temperature Sequence". University of Rochester, Department of Physics and Astronomy. Retrieved 5 July 2021.
  3. ^ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement. 46: 193–237. Bibcode:1981A&AS...46..193H., 표 VII 및 VII.
  4. ^ SIMBAD는 Regulus와 Algol A의 엔트리로 2007년 6월 19일에 접속했습니다.
  5. ^ 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. Retrieved 2009-09-21.
  6. ^ a b Gray, C. Richard O.; Corbally, J. (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. pp. 115–122. ISBN 978-0691125114.
  7. ^ 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.
  8. ^ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachim (1998). Hermann-Michael Hahn (ed.). The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy. Springer. p. 76. ISBN 0387949283.
  9. ^ Böhm-Vitense, Erika (1992). Introduction to stellar astrophysics. Vol. 3. Cambridge University Press. p. 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 (July 1988). "The Be Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 770–784. Bibcode:1988PASP..100..770S. doi:10.1086/132234.
  12. ^ Yerkes 스펙트럼 지도책 H.L. Johnson & W. Morgan, 1953년 천체물리학 저널, 117, 313 개정 시스템의 스펙트럼 유형 표준에 대한 기본 항성 측광학
  13. ^ MK 앵커 포인트, 로버트 F.게리슨
  14. ^ a b 스펙트럼 분류, W.W. Morgan & P.C.키넌, 1973, 천문 및 천체물리학 연례 리뷰, 제11권, 제29페이지
  15. ^ MK 스펙트럼 아틀라스 개정판, W.W. 모건, W.W., H.A.Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory 및 Tucson: Kit Peak National Observatory
  16. ^ 후기 B형 별: 정교한 MK 분류, 스트롬그렌 측광학과의 대립, 회전의 영향, R.F. 그레이 & R.O. 게리슨, 1994, The Astronomatical Journal, vol. 107, no.4, 페이지 1556-1564
  17. ^ 굴드 벨트의 운동학: 팽창하는 그룹? J.R. Lesh, 1968, 천체물리학 저널 부록, vol. 17, p.371 (표 1)
  18. ^ Gray, Richard O.; Corbally, C. J. (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. pp. 123–136. ISBN 978-0691125114.