Choć wśród stu najbliższych gwiazd nie znajdziemy żadnej o typie widmowym B, to w grupie stu najjaśniejszych na niebie stanowią one aż jedną trzecią. Bez gwiazd typu B trudno byłoby rozpoznać wiele obszarów nieba. Zniknąłby Krzyż Południa (zubożony o α i β Cru), z 16 jasnych gwiazd Skorpiona pozostałoby zaledwie 6, a zarys Oriona ograniczyłby się do Betelgeuse oraz pasa złożonego z dwóch tylko gwiazd (δ i ζ Ori). No i nie byłoby Plejad, gdyż ich najjaśniejsze gwiazdy (klasyczne „siedem sióstr”) też mają widma typu B.

Rys.1  Diagram HR dla gwiazd typów widmowych B i A (wg J.B. Kaler).

Mówiąc o gwiazdach typu B, nie można pominąć ich bliskiego związku z o wiele rzadszymi kuzynkami — gwiazdami typu O. Jedne i drugie to gorące, błękitne obiekty, emitujące większość swego promieniowania już w ultrafiolecie. Bardzo wyraźnie koncentrują się w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, nie wykraczając od niej poza odległość 100 parseków w kierunku poprzecznym. Występują przede wszystkim w ramionach spiralnych, w asocjacjach i w młodych gromadach otwartych. Ich skład chemiczny jest zbliżony do składu chemicznego Słońca, są to obiekty młode, należące do I populacji.

Rys.2  Przykłady profilów emisyjnych gwiazd Be.

W typie widmowym B linie wodoru słabną, gdy przemieszczamy się od podtypów najpóźniejszych do najwcześniejszych — wiąże się to z jonizacją wodoru, która następuje coraz szybciej w temperaturach powyżej 9500 K. Równocześnie coraz silniejsze (aż do B2) stają się linie neutralnego helu, a w B0 zaznaczają się już linie helu zjonizowanego. Odnajdziemy też linie zjonizowanego (w stopniu I–III) krzemu oraz zjonizowanego tlenu, węgla, magnezu i azotu.

Obok „normalnych” gwiazd B istnieją w tym samym zakresie temperatur liczne obiekty o wyraźnych osobliwościach widmowych. Gwiazdy magnetyczne, z którymi spotkaliśmy się omawiając typ widmowy A, rozciągają się aż do podtypu B5 — toteż obok gwiazd Ap mówi się i o Bp. W podtypach B9–B4 grupują się gwiazdy manganowe, zwane też gwiazdami HgMn. Jak sugeruje sama nazwa, wykazują one silne linie absorpcyjne rtęci HgII 398,4 nm i manganu MnII 347,4 nm. Jest to wynik od 100 do 1000 razy większej obfitości obu tych pierwiastków na powierzchni. Gwiazdy te nie mają mierzalnego pola magnetycznego i nie wykazują żadnych przejawów zmienności. Natomiast jak na gwiazdy typu B, rotują bardzo powoli, z prędkościami rzędu 30 km/s.

Rys.3  Schemat powstawania rozdwojonego profilu emisyjnego w rotującej otoczce wokół gwiazdy.

Rys.4  Model wyjaśniający powstawanie różnego rodzaju profili emisyjnych gwiazd Be.

Rys.5  Powstawanie profilu typu P Cygni w otoczce ekspandującej odpowiednio: bez gradientu prędkości (a) i z gradientem prędkości (b).

Prędkości rotacji gwiazd typu B mogą przekraczać 200 km/s. Nic dziwnego, że wiele tego typu obiektów wykazuje obecność rozległej otoczki, również szybko rotującej. Objawia się to przede wszystkim dzięki obecności w widmie linii emisyjnych — głównie wodoru (czasem tylko w linii H_α ) — nakładających się na widmo absorpcyjne (rys. 2). Sposób powstawania rozdwojonej linii emisyjnej w takiej otoczce jest przedstawiony na rys. 3. Ze względu na szybką rotację otoczka wokół gwiazdy może być wyraźnie spłaszczona, przybierając kształt dysku. Pozwala to dodatkowo wyjaśnić dużą rozmaitość profilów linii (rys. 4).

Szczególny przypadek profilu stanowi tzw. profil typu P Cygni (rys. 5), składający się z nie przesuniętej składowej emisyjnej i wyraźnie przesuniętej ku fioletowi składowej absorpcyjnej. Nazwa pochodzi od znanej od XVII wieku gwiazdy zmiennej (nadolbrzyma typu B1) noszącej to oznaczenie. Profil typu P Cygni jest oznaką istnienia wokół gwiazdy jednej lub kilku ekspandujących otoczek gazowych.

Jak widać na rys. 1, ciąg olbrzymów typu B leży zaledwie ok. 1 magnitudo ponad ciągiem głównym. Olbrzymy typu B są zaledwie jakieś 60% większe od ich odpowiedników na ciągu głównym (te z kolei tylko 2–3 razy przewyższają Słońce swymi rozmiarami). Są wśród nich (w liczbie kilku procent) gwiazdy wykazujące zmienność będącą następstwem pulsacji — to gwiazdy typu β Cephei (zwane też gwiazdami β Canis Majoris). Ich zmiany jasności (w okresie rzędu kilku godzin) z reguły nie przekraczają 0,1 magnitudo. Ze zmiennością gwiazd typu B mamy też do czynienia w obszarze białych karłów. Spotykamy tu m.in. prototyp jednej z grup, ZZ Ceti. Amplitudy zmian jasności tego typu gwiazd są bardzo małe, mniejsze od 0,3 mag, a okresy — niezwykle krótkie: od 100 do 1000 sekund (!).

Nadolbrzymy typu B są znacznie mniejsze od ich odpowiedników klasy M. Przypomnijmy, że promień μ Cephei (M2Iae) stanowi około 11 j.a.; w przypadku Cyg OB2 No.12 (B5Ia) promień to „zaledwie” 1 jednostka astronomiczna.

Mniejsze rozmiary nadolbrzymów oraz zacierająca się różnica między olbrzymami a przedstawicielkami ciągu głównego typu B sprawiają, że wszystkie te gwiazdy w znaczący sposób oddziałują na otaczającą je materię miedzygwiazdową. Przede wszystkim gwiazdy B rozświetlają leżące często w ich sąsiedztwie obłoki pyłowo–gazowe. Dzięki rozpraszaniu promieniowania na ziarnach pyłu możemy efektowne formy takiego oddziaływania zaobserwować w postaci mgławic refleksyjnych — przykładem są choćby otaczające gwiazdy Plejad jasne mgławice.

W miarę przesuwania się ku coraz wcześniejszym podtypom gwiazdy B emitują coraz więcej promieniowania w dalekim ultrafiolecie. Fotony o długościach fali nie przekraczających 91,2 nm są w stanie jonizować atomy wodoru. Zatem ultrafioletowe promieniowanie gorącej gwiazdy może zamieniać otaczający je wodór neutralny w zjonizowany, tworząc tzw. obszar HII. Z kolei zachodzący spontanicznie proces rekombinacji spowoduje świecenie otaczającego gwiazdę obszaru, ale tym razem odbywa się to już nie w sposób ciągły, lecz w liniach widmowych. Najsilniejszą linią wodoru w zakresie widzialnym jest linia H_α , toteż mgławice emisyjne szczególnie efektownie prezentują się w barwie czerwonej. Natomiast mgławice refleksyjne świecą tym silniej, im krótsza jest długość fali promieniowania, gdyż rozpraszanie maleje z długością fali.