Gwiazdy typu B to gwiazdy od 2 do 16 mas słońca. Nie mają one
oraz
w swojej zewnętrzej atmosferze.
Gwiazdy typu B wytwarzają energię przy pomocy termonuklearnego cyklu
. Cykl CNO jest wraźliwy na temperaturę przez co
produkcja energi jest skoncentrowana w ścisłym centrum gwiazdy. Powoduje to powstanie strefy konwekcyjnej w pobliżu jądra gwiazdy
czego następstwem jest stałe mieszanie się paliwa w postaci wodoru i produktu ubocznego reakcji w postaci helu.
Gwiazdy typu B mają stosunkowo dużą prędkość obrotową sięgającą 200km/s.
Gwiazdy typu B żyją stosunkowo któtko od 50 do 100 milionów lat.
Koroną nazywamy zewnętrzną warstwę gwiezdnej atmosfery. Składa się ona z plazmy i rozciąga się na miliony kilomentrów od powierzchni gwiazdy.
Koronę Słońca najłatwiej zaobserwować podczas całowitego zaćmienia (zdjęcie).
Korona Słońca widoczna podczas całkowitego zaćmienia
Niestabilna warstwa gwiazdy w której energia jest transportowana poprzez poruszającą się plazmę.
Obecne są w niej prądy kołowe w których gorąca plazma unosi się a chłodniejsza opada.
Cykl węgiel-azot-tlen (ang. carbon-nitrogen-oxygen) jedna z dwóch znanych reakcji fuzji jądrowej w
których gwiazdy przetwarzają wodór w tlen. (drugą jest reakcja proton-proton) Według hipotez ten typ
reakcji jest dominujący w gwiazdach o masie 1.3 raza większej od masy Słońca.
Schemat cyklu CNO
Cykl CNO jest reakcją katalityczną, tzn. część składników które brały udział w reakcji jest odzyskiwana i może
wziąć udział w kolejnej reakcji (kolejnym cyklu). W cyklu CNO katalizatorami są izotopy węgla azotu i tlenu.
Ulegają one kolenym przemianom na skutek fuzji z atomem wodoru. Jeden cykl przemian zużywa 4 atomy wodoru i produkuje
jedno stabilne jądro helu, dwa pozytrony i dwa neutrina elektronowe.
Pozytrony to cząsteczki antymaterii (przeciwieństwa elektronów) i ulegają niemal natychmiastowej anihilacji z elektronami,
wyzwalając energię w postaci promieni gamma.
Neutrina po pewnym czasie opuszczają gwiazdę zabierając ze sobą małą ilość energii.
