Una estrella B[e] es una estrella Be (de tipo espectral B con fuertes líneas de emisión del hidrógeno) cuyo espectro muestra líneas prohibidas de baja ionización de algunos metales (principalmente FeII, pero también SII, NII, OI, OIII) y un exceso infrarrojo que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.[1] A pesar de características simulares apuntando a condiciones fisicoquímicas comparables, las estrellas de esta clase observacional pertenecen a grupos muy distintos: estrellas jóvenes (estrellas de Herbig Ae/Be), estrellas evolucionadas (supergigantes azules, nebulosas planetarias), estrellas simbióticas y objetos de naturaleza incierta.[2] Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una clase observacional bien definida.[3] Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y HD 45677 se hizo notar durante la primera parte del siglo XX, los estudios sistemáticos de las estrellas B[e] y la primera definición de la clase observacional tuvieron que esperar hasta los años 1970.[4]

Bibliografía

• Lamers, Henny; Zickgraf, Franz-Josef; De Winter, Dolf; Houziaux Leo; Zorec, Janez Zorec (1998). «An Improved Classification of B[e]-type Stars». Astronomy & Astrophysics 340. p. 117-128.
• Miroshnichenko, Anatoly (2006). «Galactic B[e] Stars: A Review of 30 Years of Investigation» en en «Stars with the B[e] Phenomenon» ASP Conference Series. Vol. 355. p. 13.
• Anatoly Miroshnichenko, Anatoly (2007). «Toward Understanding The B[e] Phenomenon. I. Definition of the FS CMa Stars.». Astrophysical Journal 667. p. 497-504.
• Swings, Jean-Pierre (2006). «A Grand Father's Question: Why Have These Stars Been Called B[e]s?», en «Stars with the B[e] Phenomenon», ASP Conference Series, 355, 13 (2006)

Fuentes

На других языках

[ru] B(e)-звезда