Una estrella B[e] , frecuentemente llamada estrella de tipo B[e] , es una estrella de tipo B con líneas distintivas de emisión prohibidas , neutras o de baja ionización, en su espectro. La designación resulta de la combinación de la clase espectral B , la e minúscula que denota emisión en el sistema de clasificación espectral y los corchetes que la rodean que significan líneas prohibidas. Estas estrellas frecuentemente también muestran fuertes líneas de emisión de hidrógeno, pero esta característica está presente en una variedad de otras estrellas y no es suficiente para clasificar un objeto B[e]. Otras características observacionales incluyen polarización lineal óptica y, a menudo, radiación infrarroja que es mucho más fuerte que en las estrellas de clase B ordinarias, llamada exceso infrarrojo . Como la naturaleza B[e] es transitoria, las estrellas de tipo B[e] pueden exhibir un espectro de tipo B normal a veces, y las estrellas de tipo B hasta ahora normales pueden convertirse en estrellas de tipo B[e].
Se descubrió que muchas estrellas Be tenían peculiaridades espectrales. Una de estas peculiaridades era la presencia de líneas espectrales prohibidas de hierro ionizado y, ocasionalmente, de otros elementos. [1]
En 1973, un estudio de una de estas estrellas, HD 45677 o FS CMa, mostró un exceso infrarrojo , así como líneas prohibidas de [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ] y muchas más. [2]
En 1976, un estudio de estrellas Be con excesos de radiación infrarroja identificó un subconjunto de estrellas que mostraban líneas de emisión prohibidas de hierro ionizado y otros elementos. Se consideró que todas estas estrellas eran distintas de las estrellas Be clásicas de la secuencia principal, aunque parecían estar compuestas por una amplia gama de tipos diferentes de estrellas. Se acuñó el término estrella B[e] para agrupar a estas estrellas. [3]
Un tipo de estrella B[e] fue rápidamente identificada como supergigantes altamente luminosas. En 1985, se conocían ocho supergigantes B[e] envueltas en polvo en las Nubes de Magallanes . [4] Se descubrió que otras definitivamente no eran supergigantes. Algunas eran binarias, otras nebulosas protoplanetarias, y se utilizó el término "fenómeno B[e]" para dejar en claro que diferentes tipos de estrellas podían producir el mismo tipo de espectro. [5]
Tras el reconocimiento de que el fenómeno B[e] podía ocurrir en varios tipos distintos de estrellas, se denominaron cuatro subtipos: [6]
Aproximadamente la mitad de las estrellas B[e] conocidas no pudieron clasificarse en ninguno de estos grupos y se las denominó estrellas B[e] no clasificadas (unclB[e]). Desde entonces, las estrellas unclB[e] han sido reclasificadas como estrellas FS CMa , un tipo de variable que recibe su nombre de una de las primeras estrellas B[e] conocidas. [7]
La emisión prohibida, el exceso de infrarrojos y otras características indicativas del fenómeno B[e] proporcionan por sí mismas pistas sólidas sobre la naturaleza de las estrellas. Las estrellas están rodeadas de gas ionizado que produce líneas de emisión intensas de la misma manera que las estrellas Be. El gas debe estar lo suficientemente extendido para permitir la formación de líneas prohibidas en la región exterior de baja densidad, y también para que se forme polvo que produce el exceso de infrarrojos. Estas características son comunes a todos los tipos de estrellas B[e]. [8]
Las estrellas sgB[e] tienen vientos rápidos y calientes que producen material circunestelar extenso, además de un disco ecuatorial más denso. Las HAeB[e] están rodeadas por los restos de las nubes moleculares que están formando las estrellas. Las estrellas binarias B[e] pueden producir discos de material a medida que se transfiere de una estrella a otra a través del desbordamiento del lóbulo de Roche . Las cPNB[e] son estrellas post- AGB que han perdido toda su atmósfera después de llegar al final de sus vidas como estrellas en fusión activa. Las estrellas FS CMa parecen ser binarias con un componente de pérdida de masa que gira rápidamente. [8]