Las estrellas Be son un conjunto heterogéneo de estrellas con tipos espectrales B y líneas de emisión. Una definición más estricta, a veces denominada estrella Be clásica , es una estrella B no supergigante cuyo espectro tiene, o tuvo en algún momento, una o más líneas de emisión de Balmer .
Muchas estrellas tienen espectros de tipo B y muestran líneas de emisión de hidrógeno, incluidas muchas supergigantes , estrellas Herbig Ae/Be , sistemas binarios de transferencia de masa y estrellas B[e] . Se prefiere restringir el uso del término estrella Be a estrellas no supergigantes que muestran una o más líneas de la serie Balmer en emisión. A veces se las denomina estrellas Be clásicas. Las líneas de emisión pueden estar presentes sólo en determinados momentos. [1]
Aunque el espectro de tipo Be se produce con mayor intensidad en las estrellas de clase B, también se detecta en las estrellas de capa O y A , y estas a veces se incluyen bajo el lema "estrella Be". Las estrellas Be se consideran principalmente estrellas de secuencia principal , pero también se incluyen varias estrellas subgigantes y gigantes . [2]
La primera estrella reconocida como estrella Be fue Gamma Cassiopeiae , observada en 1866 por Angelo Secchi , la primera estrella jamás observada con líneas de emisión. [3] Se encontró que muchas otras estrellas brillantes mostraban espectros similares, aunque muchas de ellas ya no se consideran estrellas Be clásicas. [4] La más brillante es Achernar , aunque no fue reconocida como estrella Be hasta 1976. [5] [6]
Con la comprensión de los procesos de formación de líneas de emisión a principios del siglo XX, quedó claro que estas líneas en las estrellas Be deben provenir del material circunestelar expulsado de la estrella ayudado por la rápida rotación de la estrella. [7] Todas las características de observación de las estrellas Be ahora se pueden explicar con un disco gaseoso que está formado por material expulsado de la estrella. El exceso de infrarrojos y la polarización resultan de la dispersión de la luz estelar en el disco, mientras que la emisión de líneas se forma mediante el reprocesamiento de la luz ultravioleta estelar en el disco gaseoso. [2]
Algunas estrellas Be exhiben características espectrales que se interpretan como una "capa" de gas desprendida que rodea a la estrella, o más exactamente, un disco o anillo. Se cree que estas características de la capa se deben a que el disco de gas que está presente alrededor de muchas estrellas Be se alinea de borde hacia nosotros, de modo que crea líneas de absorción muy estrechas en el espectro.
Las estrellas Be suelen ser visual y espectroscópicamente variables. Las estrellas Be se pueden clasificar como variables Gamma Cassiopeiae cuando se observa un disco transitorio o variable. Las estrellas Be que muestran variabilidad sin una indicación clara del mecanismo figuran simplemente como BE en el Catálogo General de Estrellas Variables . Se cree que algunas de ellas son estrellas pulsantes y, a veces, se denominan variables Lambda Eridani .