B motako sekuentzia nagusiko izar
| Espektru | Erradio | Masa | Teff(K) | log g |
|---|---|---|---|---|
| B0V | 10 | 17 | 30,000 | 4 |
| B1V | 6.42 | 13.21 | 25,400 | 3.9 |
| B2V | 5.33 | 9.11 | 20,800 | 3.9 |
| B3V | 4.8 | 7.6 | 18,800 | 4 |
| B5V | 3.9 | 5.9 | 15,200 | 4 |
| B6V | 3.56 | 5.17 | 13,800 | 4 |
| B7V | 3.28 | 4.45 | 12,400 | 4.1 |
| B8V | 3 | 3.8 | 11,400 | 4.1 |
| B9V | 2.7 | 3.29 | 10,600 | 4.1 |
B motako sekuentzia nagusiko izar bat, (B V), sekuentzia nagusiko izar bat da (hidrogenoa erretzen duena), B espektro motakoa eta V argitasunmotakoa. Izar hauek, Eguzkiaren masa halako 2 eta 16 artean dute, eta, azaleko tenperaturak, 10.000 eta 30.000 K. bitartean.[2] B motako izarrak oso argitsuak eta urdinak dira. Bere espektroek helio neutroa dute, nabarmenagoa dena B2 azpiklasean, eta hidrogeno lerro moderatuak. Adibide batzuk Regulus eta Algol A dira.[3]
Izar mota hau Harvarden izar espektroen sekuentziarekin sartu zen, eta Harvarden fotometria katalogo berrikusian argitaratu zen. B motako izarren definizioa, ionizatu gabeko helio lerroen presentzia zen, espektroaren zati urdin-bioletoan bereziki ionizatutako helio faltarekin. Espektro klase guztiak, B motakoak barne, hurrengo sailkapenera zein mailatan hurbiltzen ziren adierazten zuen zenbaki atzizki batekin banatu ziren. Horrela, B2 bidearen 1/5 da B (edo B0) motatik A motaraino.[4][5]
Hala ere, beranduago, espektro finagoek, helio ionizatuko lerroak erakutsi zituzten B0 motako izarrentzat. Era berean, A0 izarrek ere helio ez-ionizatuaren lerro ahulak erakusten dituzte. Izar espektroen ondorengo katalogoek, izarrak, maiztasun espezifikoetara xurgatzeko lerroen intentsitateetan oinarrituz edo lerro ezberdinen intentsitateak alderatuz sailkatu zituzten. Horrela, MK sailkapen sisteman, B0 espektro klaseak 439 nm uhin luzera lerroa 420 nm baino indartsuagoa du.[6] Hidrogeno lerroen jariakina B klasean zehar indartsuago bihurtzen da, eta ondoren A2 motako tontor batera iristen da. Silizio ionizatuko lerroak B motako izarren azpiklasea zehazteko erabiltzen dira, magnesio lerroak tenperatura motak bereizteko erabiltzen diren bitartean.[5]
B motako izarrek ez dute koroarik eta ez dute konbekzio eremurik kanpoko atmosferan. Izar txikienek baino masa galera handiagoa dute, Eguzkia kasu, eta euren izar haizeak 3.000 km/s-ko abiadurak ditu.[7] Sekuentzia nagusiko B motako izarretan energia sorkuntza fusio termonuklearreko CNO ziklotik dator. CNO zikloa tenperaturarekiko oso sentikorra denez, energia sorkuntza, neurri handi batean, izarraren erdian kontzentratzen da, nukleoaren inguruko konbekzio gune bat sortzen duena. Honek hidrogeno erregaia fusio nuklearraren helio azpiproduktuarekin nahasten du.[8] B motako izar askok errotazio tasa azkarra dute, 200 km/s ekuatoreko errotazio abiadurarekin.[9]
Be eta B(e) izarrak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]"Be Izar" bezala ezagutzen diren objektu espektralak, entitate masiboak dira, baina ez supererraldoiak, hauek, edo, uneren batean, emisioan nahasketa bat edo gehiago izan zituztelarik, interes zientifiko bereziko izarrek proiektatutako hidrogenoarekin lotutako erradiazio elektromagnetikoaren seriea delarik. Orokorrean, uste denez, Be izarrek, ezohiko izar haize indartsuak dituzte, azaleko tenperatura altuak eta izar masaren higadura esanguratsu bat, objektuak, abiadura bitxi batean biratzen diren heinean, hori guztia sekuentzia nagusiko beste izar mota askorekin kontrastatuz.[10]
Lotutako terminologiak oso anbiguoak diren arren, "B(e) izar" edo "B[e] izar" bezala ezagutzen diren espektru objektuak Be izarren ezberdinak dira, aipatutako B(e) entitateek "mekanismo debekatuak" dituzten igorpen lerro neutroak edo ionizazio baxuko linea bereizgarriak baitituzte, parentesi edo kortxeteen bidez adierazten dena. Beste hitz batzuetan, izar zehatz hauen igorpenek, normalean, mekanika kuantikoaren lehen mailako perturbazioen teoriaren arabera onartzen ez diren prozesuak jasaten dituztela dirudi. "B(e) izar" baten definizioak, erraldoi urdin eta supererraldoi urdinen lurraldean egoteko bezain handiak diren objektuak barne har ditzake, sekuentzia nagusiko izar estandarren tamainatik haratago.
Izar estandar espektralak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]Yerkesen Atlasaren sistema berrikusiak (Johnson eta Morgan, 1953)[11] B motako izar estandar nanoen sare trinko bat zerrendatzen zuen, guztiak gaur egun arte estandar bezala biziraun ez duten arren. MK espektro sailkapen sistemako "ainguraketa puntuak" sekuentzia nagusiko B motako izar nanoen artean, hau da, gutxienez 1940ko hamarkadatik aldaketarik gabe iraun duten izar estandarrak, upsilon Orionis (B0 V), eta Aurigae (B3 V), eta Ursae Majoris (B3 V) dira.[12][13] Ainguratzeko estandar horiez gain, Morgan & Keenan (1973)[13] MK sailkapenaren semen-berrikuspenak Tau Scorpii (B0 V), Omega Scorpii (B1 V), 42 Orionis (B1 V), 22 Scorpii (B2 V), Rho Aurigae (B5 V) eta 18 Tauri (B8 V) "daga estandarrak" zerrendatu zituen. Morgan, Abt, & Tapscotten (1978)[14] Revised MK Spectra Atlas-ek Beta2 Scorpii (B2 V), 29 Persei (B3 V), HD 36936 (B5 V) eta HD 21071 (B7 V) estandarrekin ere lagundu zuen. Grayk eta Garrisonek (1994)[15] B9 V-ren bi estandar eman zituzten: omega For A eta HR 2328. Argitaratutako B4 V estandar bakarra Lesh-eko(1968)[16] 90 Leonis da. Literaturan adostasun gutxi egon da B6 V estandarraren aukeraketari buruz.
Berezitasun kimikoak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]B0-B3 izar klaseko B motako izarretako batzuk, ohi ez bezala ionizatu gabeko helio lerro indartsuak dituzte. Kimikoki bereziak diren izar hauei helio indartsuko izarrak deitzen zaie. Eremu magnetiko gogorrak izaten dituzte fotosferan. Aldiz, B motako izar ahulak ere badaude helioan, oso biziak ez diren helio lerroekin eta hidrogeno espektro indartsuekin. Kimikoki bereziak diren B motako beste izar batzuk merkurio-manganesozko izarrak dira, B7-B9 espektro motakoak. Azkenik, arestian aipatutako Be izarrek hidrogeno espektro bat erakusten dute.[17]
Planetak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]Planetak dituztela ezagutzen den sekuentzia nagusiko B motako izarrak HIP 78530, Kappa Andromedae azpierraldoiak eta B motako azpinano gutxi batzuk (gaur egun 19 ezagutzen dira) dira.
Erreferentziak
[aldatu | aldatu iturburu kodea]- ↑ (Ingelesez) Silaj, J.; Jones, C. E.; Sigut, T. a. A.; Tycner, C.. (2014-11). «The Hα Profiles of Be Shell Stars» The Astrophysical Journal 795 (1): 82. doi:. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ (Ingelesez) Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W.. (1981-11). «Empirical bolometric corrections for the main-sequence.» Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46: 193–237. ISSN 0365-0138. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ SIMBAD, entries on Regulus and Algol A, accessed June 19, 2007.
- ↑ (Ingelesez) 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 Harvard College Observatory 50: 1. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ a b Gray, R. O.. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press ISBN 978-0-691-12510-7. PMC 276340686. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ (Ingelesez) Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith. (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Aschenbach, B.. (1998). The invisible sky : ROSAT and the age of X-ray astronomy. Copernicus ISBN 0-387-94928-3. PMC 37492921. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Böhm-Vitense, E.. (1989-1992). Introduction to stellar astrophysics. Cambridge University Press ISBN 0-521-34402-6. PMC 18164411. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ (Ingelesez) McNally, D.. (1965-08). «The distribution of angular momentum among main sequence stars» The Observatory 85: 166–169. ISSN 0029-7704. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ (Ingelesez) Slettebak, Arne. (1988-07). «The Be Stars» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: 770. doi:. ISSN 0004-6280. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Johnson, H. L.; Morgan, W. W.. (1953-05-01). «Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas» The Astrophysical Journal 117: 313. doi:. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ «MK Standards Table» www.astro.utoronto.ca (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ a b Morgan, W. W.; Keenan, P. C.. (1973). «Spectral Classification» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11: 29. doi:. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W.. (1978). «Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun» Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory, 1978 (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Garrison, R. F.; Gray, R. O.. (1994-04-01). «The late B-type stars: Refined MK classification, confrontation with stromgren photometry, and the effects of rotation» The Astronomical Journal 107: 1556–1564. doi:. ISSN 0004-6256. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Lesh, Janet Rountree. (1968-12-01). «The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group?» The Astrophysical Journal Supplement Series 17: 371. doi:. ISSN 0067-0049. (Noiz kontsultatua: 2021-05-31).
- ↑ Gray, R. O.. (2009). Stellar spectral classification. Princeton University Press ISBN 978-0-691-12510-7. PMC 276340686. (Noiz kontsultatua: 2021-06-01).
