B (e) estrella
Una estrella B[e], frecuentemente llamada estrella de tipo B[e], es una estrella de tipo B con líneas distintivas de emisión neutra o de baja ionización prohibidas. en su espectro. La designación resulta de la combinación de la clase espectral B, la minúscula e que denota emisión en el sistema de clasificación espectral y los corchetes circundantes 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 de observación incluyen la polarización lineal óptica y, a menudo, la radiación infrarroja que es mucho más fuerte que en las estrellas ordinarias de clase B, lo que se denomina exceso de 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 hasta ahora las estrellas de tipo B normales pueden convertirse en estrellas de tipo B[e].
Descubrimiento
Se descubrió que muchas estrellas Be tienen peculiaridades espectrales. Una de estas peculiaridades era la presencia de líneas espectrales prohibidas de hierro ionizado y ocasionalmente de otros elementos.
En 1973, un estudio de una de estas estrellas, HD 45677 o FS CMa, mostró un exceso de infrarrojos, así como líneas prohibidas de [OI], [SII], [FeII], [NiII], y muchos más.
En 1976, un estudio de estrellas Be con exceso de infrarrojos identificó un subconjunto de estrellas que mostraban líneas de emisión prohibidas de hierro ionizado y algunos otros elementos. Todas estas estrellas se consideraban distintas de la secuencia principal clásica Be estrellas, aunque parecían consistir en una amplia gama de diferentes tipos de estrellas. El término estrella B[e] se acuñó para agrupar a estas estrellas.
Un tipo de estrella B[e] se identificó fácilmente como supergigantes muy luminosas. En 1985, se conocían ocho supergigantes B[e] cubiertas de polvo en las Nubes de Magallanes. Se descubrió que otros definitivamente no eran supergigantes. Algunas eran binarias, otras nebulosas protoplanetarias y el término "fenómeno B[e]" se utilizó para dejar claro que diferentes tipos de estrellas podrían producir el mismo tipo de espectro.
Clasificación
Tras el reconocimiento de que el fenómeno B[e] podría ocurrir en varios tipos distintos de estrellas, se nombraron cuatro subtipos:
- B[e] supergiants (sgB[e])
- pre-manente secuencia B[e] estrellas (HAeB[e]), un subconjunto de las estrellas Herbig Ae/Be
- nebulosas planetarias compactas B[e] estrellas (cPNB[e])
- estrellas simbióticas B[e] (SymB[e])
Alrededor de la mitad de las estrellas B[e] conocidas no podían ubicarse en ninguno de estos grupos y se denominaron estrellas B[e] no clasificadas (unclB[e]). Desde entonces, las estrellas unclB[e] han sido reclasificadas como estrellas FS CMa, un tipo de variable denominada así por una de las primeras estrellas B[e] conocidas.
Naturaleza
La emisión prohibida, el exceso de infrarrojos y otras características indicativas del fenómeno B[e], por sí mismas, proporcionan fuertes pistas sobre la naturaleza de las estrellas. Las estrellas están rodeadas de gas ionizado que produce intensas líneas de emisión al igual que las estrellas Be. El gas debe estar suficientemente extendido para permitir la formación de líneas prohibidas en la región exterior de baja densidad, y también para que se forme el polvo que produce el exceso de infrarrojos. Estas características son comunes a todos los tipos de estrellas B[e].
Las estrellas sgB[e] tienen vientos rápidos y calientes que producen material circunestelar extendido, además de un disco ecuatorial más denso. 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. cPNB[e] son estrellas post-AGB que se han desprendido por completo de sus atmósferas 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.