B型主系列星
B型主系列星
アケルナルは地球から見ると最も明るいB型主系列星である[ a ]
特徴
タイプ大きく明るい主系列星のクラス
質量範囲2.75～18 M ☉
温度10,700～31,400 K
平均光度72～45,000 L ☉
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追加情報

B型主系列星[ b ]は、スペクトル型Bの主系列（中心核水素燃焼）星である。スペクトル光度は典型的にはVである。これらの星は、太陽の2倍から18倍の質量を持ち、表面温度は約10,000℃から30,000K 。 ​

B型星は明るく青白色の星です。スペクトルには強い中性ヘリウム吸収線があり、特にB2型で顕著です。また、中程度の強さの水素吸収線も見られます。例としては、レグルス、アルゴルA、アクルックスなどが挙げられます。[ 1 ]

歴史

このクラスの星は、ハーバード恒星スペクトル系列とともに導入され、改訂版ハーバード測光カタログに掲載されました。B型星の定義は、スペクトルの青紫色部分に非電離ヘリウムの線が存在し、一価電離ヘリウムが存在しないというものでした。B型を含むすべてのスペクトルクラスは、次の分類への近さを示す数字の接尾辞で細分化されました。したがって、B2はB型（またはB0）からA型への5分の1の距離にあります。[ 2 ] [ 3 ]

しかしその後、より精密なスペクトル解析により、B0型星には電離ヘリウムの線が観測されました。同様に、A0型星も非電離ヘリウムの弱い線を観測しています。その後の恒星スペクトルカタログでは、特定の周波数における吸収線の強度、あるいは異なる線の強度の比較に基づいて星が分類されました。例えば、MK分類システムでは、スペクトルクラスB0では波長439nmの線が420nmの線よりも強くなります。[ 4 ]バルマー系列の水素線はB型星のサブクラスを決定するために使用され、タイプA2でピークに達します。電離シリコンの線はB型星のサブクラスを決定するために使用され、マグネシウムの線は温度クラスを区別するために使用されます。[ 3 ]

プロパティ

典型的なB型主系列星の性質[ 5 ] [ 6 ]
スペクトル型質量( M ☉ ) 半径（R☉） ​明度（L☉） ​有効温度（K） 色指数（B − V）
B0V 17.70 7.16 44,668 31,400 -0.301
B1V 11時00分 5.71 13,490 2万6000 -0.278
B2V 7時30分 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

B型星にはコロナがなく、外層大気に対流層もありません。太陽などの小さな恒星に比べて質量損失率が高く、恒星風の速度は約3,000 km/sです。[ 7 ]主系列B型星のエネルギー生成は、熱核融合サイクルであるCNOサイクルによって行われます。CNOサイクルは温度に非常に敏感なので、エネルギー生成は星の中心部に集中し、その結果、中心核の周りに対流層が形成されます。その結果、水素燃料と核融合副産物のヘリウムが安定して混合されます。[ 8 ]多くのB型星は自転速度が速く、赤道自転速度は約200 km/sです。[ 9 ]

BeとB[e]星

「Be星」として知られるスペクトル天体は、質量は大きいものの超巨星ではない天体で、1本以上のバルマー線を放射している、あるいは過去に放射していたことが知られています。これらの星から放射される水素関連の電磁放射系列は、特に科学的に興味深いものです。Be星は、異常に強い恒星風、高い表面温度、そして異常に速い速度で自転するにつれて恒星質量が著しく減少すると考えられており、これらはすべて他の多くの主系列星型とは対照的です。[ 10 ]

B[e]星として知られる天体は、Be星とは異なり、中性または低電離の異常な輝線を有し、「禁制機構」を持つと考えられています。これは角括弧で囲まれて示されています。言い換えれば、これらの特定の星の輝線は、量子力学における第1次摂動論では通常許容されない過程を経ているように見えます。B[e]星の定義には、青色巨星や青色超巨星が含まれる場合があります。

スペクトル標準星

B0V星のスペクトル
二重星アルビレオの副構成要素は B8主系列星であり、青色はより冷たい主黄色巨星と対照的である。

改訂版ヤーキス・アトラス（Johnson & Morgan 1953）[ 11 ]には、B型矮星のスペクトル標準星が高密度にグリッド化されているが、その全てが今日まで標準星として残っているわけではない。B型主系列星、すなわち少なくとも1940年代以降変更されていない標準星の中で、MKスペクトル分類システムの「アンカーポイント」となるのは、オリオン座ウプシロン星（B0 V）、ぎょしゃ座イータ星（B3 V）、そしてアルカイド星（B3 V）である。[ 12 ] [ 13 ] これらのアンカー標準星の他に、MorganとKeenan (1973) [ 13 ]によるMK分類の画期的なレビューでは、さそり座タウ星(B0 V)、さそり座オメガ星(B1 V)、オリオン座42番星(B1 V)、さそり座22番星(B3 V)、ぎょしゃ座ロ星 ( B5 V)、およびおうし座18番星(B8 V) の「ダガー標準星」が挙げられている。Morgan、Abt、およびTapscott (1978) [ 14 ]による改訂MKスペクトルアトラスでは、さらに、アクニャース座アブラハム星(B2 V)、ペルセウス座29番星(B3 V)、HD 36936 (B5 V)、およびHD 21071 (B7 V) の標準星が挙げられている。GrayとGarrison (1994) [ 15 ]は、フォルナキス座オメガ星とHR 2328という2つのB9 V標準星を挙げている。唯一公表されているB4 V規格は、レッシュ（1968年）の90レオニスである。[ 16 ]

化学的特異性

恒星クラスB0～B3のB型星の中には、非電離ヘリウムの異常に強い輝線を示すものがあります。これらの化学的に特異な星はヘリウム強星と呼ばれ、光球に強い磁場を持つことが多いです。一方、ヘリウムの輝線が弱く、水素のスペクトルが強いヘリウム弱星も存在します。化学的に特異なB型星としては、スペクトル型B7～B9の水銀マンガン星などがあります。

惑星

惑星を持つことが知られているB型恒星には、主系列B型恒星HIP 78530、KELT-9、HIP 79098、HD 129116などがある。[ 17 ]

注記

  1. ^ B型星リゲルはより明るいが、主系列星ではなく青色超巨星である
  2. ^「B型矮星」または「青白色矮星」とも呼ばれる

参照

参考文献

  1. ^ SIMBAD、レグルス、アルゴルA、 アクルクスに関するエントリ、2007年6月19日にアクセス。
  2. ^ピカリング、エドワード・チャールズ (1908). 「改訂版ハーバード測光法：2インチおよび4インチ子午線測光計で観測された、主に6.50等級およびそれより明るい9110個の星の位置、測光等級、スペクトルのカタログ」ハーバード大学天文台紀要. 50 :1.書誌コード: 1908AnHar..50....1P .
  3. ^ a b Gray, C. Richard O.; Corbally, J. (2009).恒星スペクトル分類.プリンストン大学出版局. pp.  115– 122. ISBN 978-0691125114。
  4. ^モーガン, ウィリアム・ウィルソン; キーナン, フィリップ・チャイルズ; ケルマン, エディス (1943). 『恒星スペクトル図鑑、スペクトル分類の概要付き』シカゴ大学出版局.書誌コード: 1943assw.book.....M .
  5. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (2013年9月1日). 「主系列前期星の固有色、温度、およびボロメトリック補正」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Bibcode : 2013ApJS..208....9P . doi : 10.1088/0067-0049/208/1/9 . ISSN 0067-0049 . S2CID 119308564 .  
  6. ^ Mamajek, Eric (2021年3月2日). 「現代の平均矮星の色と有効温度系列」 . ロチェスター大学、物理天文学部. 2021年7月5日閲覧。
  7. ^ Aschenbach, B.; Hahn, Hermann-Michael; Truemper, Joachim (1998). Hahn, Hermann-Michael (ed.). The invisible sky: ROSAT and the age of X-ray astronomy . Springer. p. 76. ISBN 0387949283。
  8. ^ Böhm-Vitense, Erika (1992).恒星天体物理学入門. 第3巻.ケンブリッジ大学出版局. p. 167. ISBN 0521348714。
  9. ^ McNally, D. (1965). 「主系列星間の角運動量の分布」The Observatory . 85 : 166– 169. Bibcode : 1965Obs....85..166M .
  10. ^ Slettebak, Arne (1988年7月). 「Be星」 .太平洋天文学会刊行物. 100 : 770–784 . Bibcode : 1988PASP..100..770S . doi : 10.1086/132234 .
  11. ^ジョンソン, HL; モーガン, WW (1953). 「改訂版ヤーキススペクトルアトラスにおけるスペクトル型標準のための基礎恒星測光法」.アストロフィジカルジャーナル. 117 : 313. Bibcode : 1953ApJ...117..313J . doi : 10.1086/145697 .
  12. ^ Garrison, Robert F. 「MK Anchor Points」 。2019年6月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  13. ^ a b Morgan, WW; Keenan, PC (1973). 「スペクトル分類」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29. Bibcode : 1973ARA&A..11...29M . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
  14. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun . Bibcode : 1978rmsa.book.....M .
  15. ^ Garrison, RF; Gray, RO (1994). 「後期B型星：MK分類の改良、ストロムグレン測光法との対比、そして自転の影響」.天文学ジャーナル. 107 : 1556. Bibcode : 1994AJ....107.1556G . doi : 10.1086/116967 .
  16. ^レッシュ、ジャネット・ラウントリー (1968). 「グールドベルトの運動学：拡大する銀河群か？」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 17 : 371. Bibcode : 1968ApJS...17..371L . doi : 10.1086/190179 .
  17. ^ 「NASA​​ Exoplanet Archive」 . exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . 2025年11月20日閲覧。
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