Étoiles B. — Les étoiles B, ou étoiles à hélium, sont des étoiles encore très chaudes, dont le spectre est caractérisé par la présence des raies de l’hélium neutre ; à ce type appartiennent la plupart des étoiles de la constellation d’Orion, sauf Bételgeuse (α Orionis). La série de Pickering de l’hélium ionisé est encore visible dans les étoiles B0, et disparaît dans les divisions suivantes. Les raies de l’hélium neutre atteignent leur maximum d’intensité dans les étoiles B2 ou B3, où l’on peut en identifier plus de 30 ; elles s’affaiblissent ensuite à mesure que la température s’abaisse, et les raies 4 026 et 4 472 restent seules visibles dans les étoiles B9.
Les raies de la série de Balmer de l’hydrogène sont très visibles dans toutes les étoiles B, et leur intensité augmente de B0 à B9. On observe encore dans les étoiles B0 à B2 des raies de haute excitation appartenant aux spectres O II, Si III, Si IV, tandis que de B5 à B9 on trouve quelques raies métalliques produites par des atomes ionisés, telles que la raie d’étincelle 4 481 du magnésium (Mg II) et, avec une faible intensité, la raie K (λ = 3 933 Å) du calcium ionisé.
La classe B contient un certain nombre d’étoiles à raies brillantes (environ 300), qu’on trouve d’ailleurs surtout parmi les plus chaudes (B0 à B5) : telles sont γ Cassiopeiae (Be0), μ Centauri (Be2). Les raies brillantes sont les raies de l’hydrogène, la plus brillante étant généralement Hα ; mais elles peuvent être aussi des raies métalliques comme 4 481 Mg II ou des raies d’étincelle du fer. Les étoiles Be ont certainement une atmosphère très étendue, susceptible d’émettre des radiations, par une sorte de fluorescence, sous l’influence du rayonnement photosphérique : en effet, comme la température de la photosphère est très élevée, son rayonnement contient surtout des radiations ultraviolettes de courte longueur d’onde, capables d’ioniser les atomes de l’atmosphère par effet photoélectrique (p. 53). C’est ainsi que l’hydrogène est ionisé par absorption des raies de la série de Lyman (p. 47) ; en revenant à leur état normal par l’intermédiaire de l’état n = 2, les atomes d’hydrogène émettent les raies de la série de Balmer, et en particulier la raie rouge Hα : cette dernière paraît particulièrement brillante parce que le spectre continu de la photosphère est, peu intense dans cette région.
Dans certaines étoiles Be, une même raie existe à la fois en
