Una estrella de secuencia principal de tipo B (BV) 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 30.000 K. [1] Las estrellas de tipo B son extremadamente luminosas y azules. Sus espectros tienen fuertes líneas de absorción de helio neutral , 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 de Harvard revisado . La definición de estrellas de tipo B fue la presencia de líneas de helio no ionizado con la ausencia de helio ionizado simple en la porción azul-violeta del espectro. Todas las clases espectrales, incluyendo el tipo B, fueron subdivididas con un sufijo numérico que indicaba el grado en el 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]
Sin embargo, espectros más refinados mostraron líneas de helio ionizado para estrellas de tipo B0. Asimismo, las estrellas A0 también muestran líneas débiles de helio no ionizado. Catálogos posteriores de espectros estelares clasificaron las estrellas en función de la intensidad de las líneas de absorción a 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 fuerte que la línea en 420 nm. [5] La serie Balmer de líneas de hidrógeno se hace más fuerte a través de la clase B, y luego alcanza su pico 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 una zona de convección en su atmósfera exterior. Tienen una tasa de pérdida de masa más alta que las estrellas más pequeñas como el Sol, y su viento estelar tiene velocidades de aproximadamente 3000 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 está fuertemente concentrada en el centro de la estrella, lo que da como resultado 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. [9] Muchas estrellas de tipo B tienen una tasa 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, una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés científico la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas. En general, se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la 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 distinguen 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 de la 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) [12] enumeraba una densa red de estrellas espectrales enanas de tipo B, sin embargo, no todas ellas 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 han permanecido sin cambios desde al menos la década de 1940, son Thabit (B0 V), Haedus (B3 V) y Alkaid (B3 V). [13] [14] Además de estos estándares de anclaje, la revisión seminal de la clasificación MK por Morgan y Keenan (1973) [14] enumeraba los "estándares de daga" de Paikauhale (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) [15] contribuyó además con los estándares Acrab (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) y HD 21071 (B7 V). Gray y 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 la clase estelar B0–B3 presentan líneas inusualmente fuertes de helio no ionizado. Estas estrellas químicamente peculiares se denominan estrellas de helio fuerte. A menudo tienen campos magnéticos fuertes en su fotosfera. En contraste, también hay estrellas de tipo B débiles en helio con líneas de helio de intensidad baja 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 las estrellas de tipo B de secuencia principal HIP 78530 y HD 129116 .
