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बी-प्रकार का मुख्य अनुक्रम तारा (बी. वी.) वर्णक्रमीय प्रकार बी और चमक वर्ग वी का एक मुख्य अनुक्रम (हाइड्रोजन से जलता हुआ) तारा है। इन सितारों का द्रव्यमान सूर्य से 2 से 16 गुना अधिक है और सतह का तापमान 10,000 से 30,000 के. बी. प्रकार के तारों के बीच है। उनके स्पेक्ट्रा में मजबूत तटस्थ हीलियम अवशोषण रेखाएँ होती हैं, जो बी2 उपवर्ग में सबसे प्रमुख होती हैं, और मध्यम रूप से मजबूत हाइड्रोजन रेखाएँ होती हैं। उदाहरणों में रेगुलस और एल्गोल ए शामिल हैं। तारों के इस वर्ग को तारकीय स्पेक्ट्रा के हार्वर्ड अनुक्रम के साथ पेश किया गया था और संशोधित हार्वर्ड फोटोमेट्री कैटलॉग में प्रकाशित किया गया था। बी-प्रकार के तारों की परिभाषा स्पेक्ट्रम के नीले-बैंगनी भाग में एकल आयनित हीलियम की अनुपस्थिति के साथ गैर-आयनित हीलियम रेखाओं की उपस्थिति थी। बी प्रकार सहित सभी वर्णक्रमीय वर्गों को एक संख्यात्मक प्रत्यय के साथ उपविभाजित किया गया था जो इंगित करता था कि वे अगले वर्गीकरण तक किस हद तक पहुंचे। इस प्रकार बी2 प्रकार बी (या बी0) से लेकर ए प्रकार तक का 1/5 है। हालाँकि, बाद में, अधिक परिष्कृत स्पेक्ट्रा ने बी0 प्रकार के सितारों के लिए आयनित हीलियम की रेखाएँ दिखाईं। इसी तरह, ए0 तारे भी गैर-आयनित हीलियम की कमजोर रेखाएँ दिखाते हैं। तारकीय स्पेक्ट्रा के बाद के कैटलॉग ने विशिष्ट आवृत्तियों पर अवशोषण रेखाओं की ताकत के आधार पर या विभिन्न रेखाओं की ताकत की तुलना करके सितारों को वर्गीकृत किया। इस प्रकार, एम. के. वर्गीकरण प्रणाली में, वर्णक्रमीय वर्ग बी0 की तरंग दैर्ध्य 439 एन. एम. पर रेखा 420 एन. एम. पर रेखा से अधिक मजबूत है। हाइड्रोजन लाइनों की बाल्मर श्रृंखला बी वर्ग के माध्यम से मजबूत होती है, फिर ए 2 प्रकार पर चरम पर होती है। आयनित सिलिकॉन की रेखाओं का उपयोग बी-प्रकार के सितारों के उप-वर्ग को निर्धारित करने के लिए किया जाता है, जबकि मैग्नीशियम रेखाओं का उपयोग तापमान वर्गों के बीच अंतर करने के लिए किया जाता है। गुण प्रकार-बी तारों में कोरोना नहीं होता है और उनके बाहरी वायुमंडल में संवहन क्षेत्र का अभाव होता है। सूर्य जैसे छोटे सितारों की तुलना में उनकी द्रव्यमान हानि दर अधिक है, और उनकी तारकीय हवा का वेग लगभग 3,000 किमी/सेकंड है। मुख्य अनुक्रम बी-प्रकार के तारों में ऊर्जा उत्पादन थर्मोन्यूक्लियर संलयन के सी. एन. ओ. चक्र से आता है। चूँकि सी. एन. ओ. चक्र बहुत तापमान के प्रति संवेदनशील होता है, ऊर्जा उत्पादन तारे के केंद्र में बहुत अधिक केंद्रित होता है, जिसके परिणामस्वरूप कोर के आसपास एक संवहन क्षेत्र होता है। इसके परिणामस्वरूप परमाणु संलयन के हीलियम उपोत्पाद के साथ हाइड्रोजन ईंधन का लगातार मिश्रण होता है। कई बी-प्रकार के सितारों में घूर्णन की तीव्र दर होती है, जिसका भूमध्यरेखीय घूर्णन वेग लगभग 200 किमी/सेकंड होता है। बी और बी [ई] तारों के रूप में जानी जाने वाली वर्णक्रमीय वस्तुएँ विशाल लेकिन गैर-सुपरजाइंट इकाइयाँ हैं जो विशेष रूप से उत्सर्जन में 1 या अधिक बामर रेखाएँ हैं, या कुछ समय में, तारों द्वारा प्रक्षेपित हाइड्रोजन से संबंधित विद्युत चुम्बकीय विकिरण श्रृंखला के साथ विशेष रूप से वैज्ञानिक रुचि की हैं। बी सितारों को आम तौर पर असामान्य रूप से तेज तारकीय हवाएं, उच्च सतह का तापमान और तारकीय द्रव्यमान का महत्वपूर्ण घर्षण माना जाता है क्योंकि वस्तुएं एक विचित्र रूप से तेज दर से घूमती हैं, यह सब कई अन्य मुख्य-अनुक्रम तारों के प्रकारों के विपरीत है। बी [ई] तारों के रूप में जानी जाने वाली वस्तुएं बी तारों से अलग होती हैं क्योंकि उनमें असामान्य तटस्थ या कम आयनीकरण उत्सर्जन रेखाएं होती हैं जिन्हें 'निषिद्ध तंत्र' माना जाता है, जिसे वर्ग कोष्ठक के उपयोग से दर्शाया जाता है। दूसरे शब्दों में, इन विशेष तारों के उत्सर्जन उन प्रक्रियाओं से गुजरते प्रतीत होते हैं जिनकी क्वांटम यांत्रिकी में प्रथम क्रम विक्षोभ सिद्धांत के तहत सामान्य रूप से अनुमति नहीं है। बी [ई] तारे की परिभाषा में नीले विशालकाय और नीले विशालकाय शामिल हो सकते हैं। वर्णक्रमीय मानक तारे संशोधित यर्केस एटलस प्रणाली (जॉनसन एंड मॉर्गन 1953) ने बी-प्रकार के बौने वर्णक्रमीय मानक सितारों के एक घने ग्रिड को सूचीबद्ध किया, हालांकि इनमें से सभी आज तक मानकों के रूप में जीवित नहीं हैं। बी-प्रकार के मुख्य-अनुक्रम बौने सितारों के बीच एम. के. वर्णक्रमीय वर्गीकरण प्रणाली के "लंगर बिंदु", अर्थात। वे मानक तारे जो कम से कम 1940 के दशक से अपरिवर्तित रहे हैं, वे हैं अप्सिलॉन ओरियोनिस (बी0 वी), एटा ऑरिगे (बी3 वी), एटा उर्से मेजरिस (बी3 वी)। इन एंकर मानकों के अलावा, मॉर्गन एंड कीनन (1973) द्वारा एम. के. वर्गीकरण की मौलिक समीक्षा में ताऊ स्कॉर्पी (बी0 वी), ओमेगा स्कॉर्पी (बी1 वी), 42 ओरियोनिस (बी1 वी), 22 स्कॉर्पी (बी3 वी), रो ऑरिगे (बी5 वी) और 18 टौरी (बी8 वी) के "खंजर मानकों" को सूचीबद्ध किया गया। मॉर्गन, एब्ट, और टेपस्कॉट (1978) के संशोधित एम. के. स्पेक्ट्रा एटलस ने बीटा2 स्कॉर्पी (बी2वी), 29 पर्सी (बी3वी), एच. डी. 36936 (बी5वी), और एच. डी. 21071 (बी7वी) मानकों में योगदान दिया। ग्रे एंड गैरीसन (1994) ने दो बी9 वी मानकों का योगदान दियाः ओमेगा फोर्नासिस और एचआर 2328। एकमात्र प्रकाशित बी4 वी मानक 90 लियोनिस है, जो लेश (1968) से है। बी6वी मानक के चयन पर साहित्य में बहुत कम सहमति हुई है। रासायनिक विशिष्टताएँ तारकीय वर्ग बी0-बी3 के कुछ बी-प्रकार के तारे गैर-आयनित हीलियम की असामान्य रूप से मजबूत रेखाएँ प्रदर्शित करते हैं। रासायनिक रूप से विशिष्ट इन तारों को हीलियम-मजबूत तारे कहा जाता है। इनके प्रकाशमंडल में अक्सर मजबूत चुंबकीय क्षेत्र होते हैं। इसके विपरीत, कम शक्ति वाले हीलियम रेखाओं और मजबूत हाइड्रोजन स्पेक्ट्रा वाले हीलियम-कमजोर बी-प्रकार के तारे भी हैं। अन्य रासायनिक रूप से विशिष्ट बी-प्रकार के तारे पारद-मैंगनीज तारे हैं जिनके वर्णक्रमीय प्रकार बी7-बी9 हैं। ग्रहों के लिए जाने जाने वाले बी-प्रकार के तारों में मुख्य अनुक्रम बी-प्रकार एच. आई. पी. 78530 और एच. डी. 129116 शामिल हैं। हर्बिग ए/बी स्टार गिनती संदर्भ स्टार प्रकार भी देखें।