Ѕвезда од главната низа од типот B

мини|десно|250п|Уметничка претстава на ѕвезда од типот B.

**Ѕвезда од од главната низа од типот B** (B V) — ѕвезда од главната низа (т.е. која согорува водород) од спектралниот тип и сјајносна класа V. Ваквите ѕвезди имаат 2 до 16 пати повеќе маса од Сонцето и површинска температура помеѓу 10.000 и 30.000&nbsp;K. Ѕвездите од типот B се крајно сјајни и сини. Нивните спектри имаат силни неутрални хелиумски впивни линии, кои се најизразени во поткласата B2, и умерено силни водородни линии. Такви примери се Регул, Алгол A и Акрукс.

## Историја
Оваа класа на ѕвезди е воведена во Харвардската низа на ѕвездени спектри и објавена во каталогот „Преработена харвардска фотометрија“. Дефиницијата за ѕвезда од типот B барала присуство на линии од нејонизиран хелиум со отсуство на единечно јонизиран хелиум во сино-виолетовиот дел на спектарот. Сите спектрални класи, вклучувајќи го типот B, биле поделени со бројчена наставка која го покажува степенот на доближување до следната класа. Така, B2 е на  од типот B (или B0) кон типот A.

Меѓутоа, подоцна, поуточнетите спектри покажале линии од јонизиран хелиум за ѕвезди од типот B0. Така и A0-ѕвездите слаби линии на нејонизиран хелиум. Подоцнежните каталози на ѕвездени спектри ги класификуваат ѕвездите според јачината на впивните линии при дадени честоти, или со споредба на јачините на различни линии. Така, во MK-системот спектралната класа B0 на бранова должина од 439&nbsp;нм има посилна линија отколку на 420&nbsp;нм. Балмеровата низа на водородни линии се засилува одејќи низ класата B и достига највисока вредност во A2. Линиите од јонизиран силициум се користат за утврдување на поткласата на ѕвездите од типот B, а магнезиумските линии служат за разликување на температурните класи.

## Својства

Ѕвездите од типот B немаат корона и немаат струевит слој во надворешната атмосфера. Губат повеќе маса од помалите ѕвезди како Сонцето, и нивниот ѕвезден ветер се движи со брзина од околу 3.000&nbsp;км/с. Енергопроизводството кај овие ѕвезди доаѓа од CNO-циклусот на термојадрено соединување. Бидејќи овој циклус е многу чувствителен на температура, енергопроизводството во голема мера е сосредоточено во средиштето на ѕвездата, што предизвикува струевит слој околу јадрото. Поради ова доаѓа до постепено мешање на водородното гориво со хелиумот, спореден производ на јадреното соединување. Многу ѕвезди од типот B се вртат, со екваторска вртежна брзина од околу 200&nbsp;км/с.

## Be- и B[e]-ѕвезди

Спектралните тела наречени „Be-ѕвезди“ се масивни, но не суперџиновски сушности кои имаат (или некогаш имале) една или повеќе  Балмерови оддавни линии, при што од особен научен интерес се водородно поврзаната низа на електромагнетно зрачење која ја оддаваат ѕвездите. Be-ѕвездите имаат необично силни ѕвездени ветришта, висока површинса температура и значајна загуба на ѕвездена маса бидејќи се вртат необично бргу — сето ова за разлика од многу други ѕвезди од главната низа.

Телата наречени [B[e]-ѕвезди](https://mk.wikipedia.org/wiki/B%28e%29-%D1%95%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0) се различни од Be-ѕвездите по тоа што имаат оддавни линии со необично неутрална или ниска јонизација кои се сметаат за „забранети механизми“, означени со квадратни загради. Со други зборови, лачењата на овие ѕвезди претрпувааат процеси кои нормално не се допуштени според прворедната теорија за растројувањето во квантната механика. Во дефиницијата за B[e]-ѕвезда може да се вклучат сините џинови и сините суперџинови.

## Спектрални стандарди
Преработениот систем на Јеркисовиот атлас (Џонсон и Морган, 1953) дал густа решетка на стандардни ѕвезди од типот B, меѓутоа не сите опстанале до денес како стандарди. Стожерите на класификацијата по МК-системот меѓу џуџињата од главната низа од типот B, т.е. оние стандардни ѕвезди кои останале неизменети од 1940-тите наваму се Табит (B0 V), Хед (B3 V) и Алкаид (B3 V).
Покрај овие стожери, важната преработка на МК-класификацијата од Морган и Кинан (1973) како стандарди ги наведува и Паикаухале (B0 V), Омега Скорпија (B1 V), 42 Орион (B1 V), 22 Скорпија (B3 V), Ро Кочијаш (B5 V) и 18 Бик (B8 V). Преработениот атлас на MK-спектри на Морган, Абт и Тепскот (1978) ги додал Акраб (B2 V), 29 Персеј (B3 V), HD 36936 (B5 V) и HD 21071 (B7 V). 
Греј и Гарисон (1994) вовеле уште два стандарди за B9 V: Омега Фурна и HR 2328. Единственот објавен стандард за B4 V е 90 Лав,
from Lesh (1968). Во литературата нема согласност во изборот за B6 V како стандард.

## Хемиска необичност
Некои од ѕвездите од класата B0&ndash;B3 покажуваат необично силни линии на нејонизиран хелиум. Овие хемиски необични ѕвезди се нарекуваат хемиски силни ѕвезди. Често имаат силни магнетни полиња во фотосферата. За разлика од нив, постојат и хелиумски слаби ѕвезди од типот B со недоволно силни хелиумски линии и силни водородни спектри. Други хемиски необични ѕвезди од типот B се живино-манганските ѕвезди со спектрални типови B7-B9.

## Поврзано
* Хербигова Ae/Be-ѕвезда

## Наводи

Категорија:Видови ѕвезди