Una estrella de secuencia principal (BV) de tipo B es una estrella de secuencia principal ( que quema hidrógeno ) de tipo espectral B y clase de luminosidad V. Estas estrellas tienen de 2 a 16 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre 10.000 y 30.000K . [1] Las estrellas de tipo B son extremadamente luminosas y azules. Sus espectros tienen fuertes líneas neutras de absorción de helio , que son más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadamente fuertes. Los ejemplos incluyen Regulus , Algol A y Acrux . [2]
Esta clase de estrellas fue introducida con la secuencia de espectros estelares de Harvard y publicada en el catálogo de fotometría Revisado de Harvard . La definición de estrellas de tipo B era la presencia de líneas de helio no ionizado con ausencia de helio individualmente ionizado 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 en que se acercaban a la siguiente clasificación. Por lo tanto, B2 está a 1/5 del camino desde el tipo B (o B0) hasta el tipo A. [3] [4]
Más tarde, sin embargo, espectros más refinados mostraron líneas de helio ionizado en estrellas del tipo B0. Asimismo, las estrellas A0 también muestran líneas débiles de helio no ionizado. Los catálogos posteriores de espectros estelares clasificaron las estrellas basándose en la intensidad de las líneas de absorción en frecuencias específicas, o comparando las intensidades de diferentes líneas. Por lo tanto, en el sistema de clasificación MK, la clase espectral B0 tiene la línea en la longitud de onda de 439 nm siendo más fuerte que la línea en 420 nm. [5] La serie Balmer de líneas de hidrógeno se fortalece a través de la clase B y luego alcanza su punto 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. [4]
Las estrellas de tipo B no tienen corona y carecen de 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 unos 3.000 km/s. [8] 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 helio subproducto de la fusión nuclear. [9] Muchas estrellas de tipo B tienen una velocidad de rotación rápida , con una velocidad de rotación ecuatorial de aproximadamente 200 km/s. [10]
Los objetos espectrales conocidos como "estrellas Be" son entidades masivas pero no supergigantes que tienen, o tuvieron en algún momento, 1 o más líneas de Balmer en emisión, siendo la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas un interés científico particular. interés. Generalmente se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de masa estelar a medida que los objetos giran a un ritmo curiosamente rápido, todo esto en contraste con muchos otros tipos de estrellas de la secuencia principal. [11]
Los objetos conocidos como estrellas B[e] se diferencian de las estrellas Be por tener líneas de emisión inusuales, neutras o de baja ionización , que se consideran que tienen " mecanismos prohibidos ", algo que se indica mediante el uso de corchetes. En otras palabras, las emisiones de estas estrellas en particular parecen sufrir procesos que normalmente no están permitidos según la teoría de perturbaciones de primer orden en mecánica cuántica . La definición de estrella B[e] puede incluir gigantes azules y supergigantes azules .
El sistema Yerkes Atlas revisado (Johnson & Morgan 1953) [12] enumeró una densa red de estrellas espectrales enanas estándar 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 enanas de la secuencia principal de tipo B, es decir, aquellas estrellas estándar que no han cambiado desde al menos la década de 1940, son Upsilon Orionis (B0 V), Eta Aurigae (B3 V) y Eta Ursae Majoris (B3 V). [13] [14] Además de estos estándares de anclaje, la revisión fundamental de la clasificación MK realizada por Morgan y Keenan (1973) [14] enumeró los "estándares de 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 MK Spectra Atlas revisado de Morgan, Abt y Tapscott (1978) [15] contribuyó además con los estándares Beta 2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) y HD 21071 (B7 V). ). Gray & Garrison (1994) [16] contribuyeron con dos estándares B9 V: Omega Fornacis y HR 2328. El único estándar B4 V publicado es 90 Leonis , de Lesh (1968). [17] Ha habido poco acuerdo en la literatura sobre la elección del estándar B6 V.
Algunas de las estrellas de tipo B de clase estelar B0-B3 exhiben líneas inusualmente fuertes de helio no ionizado. Estas estrellas químicamente peculiares se denominan estrellas fuertes en helio. Estos suelen tener fuertes campos magnéticos en su fotosfera. Por el contrario, también hay estrellas de tipo B débiles en helio con líneas de helio de baja intensidad y espectros de hidrógeno fuertes. Otras estrellas de tipo B químicamente peculiares son las estrellas de mercurio-manganeso con tipos espectrales B7-B9.
Las estrellas de tipo B que se sabe que tienen planetas incluyen HIP 78530 y HD 129116 de tipo B de secuencia principal .
