Estrella B(e)

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]

Imagen centrada en la estrella B(e) que muestra la nebulosa extendida de gas y polvo que refleja la luz de la estrella.

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
  1. Lamers et. al (1998:117) ; Miroshnichenko (2006:13) ; Swings (2006:6,13)
  2. Lamers et. al (1998:117-118) ; Miroshnichenko (2006:13) ; Miroshnichenko (2007:828-829)
  3. Lamers et. al (1998:117-118)
  4. Swings (2006:1-9)
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