B (e) estrela - B(e) star

Não deve ser confundido com Be star .
O título correto deste artigo é B [e] estrela . A substituição de quaisquer colchetes deve-se a restrições técnicas .
Nebulosidade em torno da estrela B [e] HD 87643

Uma estrela B [e] , freqüentemente chamada de estrela do tipo B [e] , é uma estrela do tipo B com linhas de emissão neutras ou de baixa ionização proibidas em seu espectro. A designação resulta da combinação da classe espectral B , o e minúsculo denotando a emissão no sistema de classificação espectral e os colchetes circundantes significando linhas proibidas. Essas estrelas freqüentemente também mostram fortes linhas de emissão de hidrogênio, mas esta característica está presente em uma variedade de outras estrelas e não é suficiente para classificar um objeto B [e]. Outras características observacionais incluem polarização ótica linear e freqüentemente radiação infravermelha , que é muito mais forte do que em estrelas comuns da classe B, chamada de excesso infravermelho . Como a natureza B [e] é transitória, estrelas do tipo B [e] podem exibir um espectro normal do tipo B às vezes, e até então estrelas normais do tipo B podem se tornar estrelas do tipo B [e].

Descoberta

Muitas estrelas Be foram descobertas com peculiaridades espectrais. Uma dessas peculiaridades era a presença de linhas espectrais proibidas de ferro ionizado e ocasionalmente de outros elementos.

Em 1973, um estudo de uma dessas estrelas, HD 45677 ou FS CMa, mostrou um excesso de infravermelho , bem como linhas proibidas de [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ] e muitos mais.

Em 1976, um estudo de estrelas Be com excessos infravermelhos identificou um subconjunto de estrelas que mostrava linhas de emissão proibidas de ferro ionizado e alguns outros elementos. Essas estrelas foram todas consideradas distintas das estrelas Be da sequência principal clássica, embora parecessem consistir em uma ampla gama de diferentes tipos de estrelas. O termo estrela B [e] foi cunhado para agrupar essas estrelas.

Um tipo de estrela B [e] foi prontamente identificado como sendo supergigantes altamente luminosos. Em 1985, oito supergigantes B [e] envoltos em poeira eram conhecidos nas Nuvens de Magalhães . Outros definitivamente não eram supergigantes. Alguns eram binários, outros nebulosas proto-planetárias, e o termo "fenômeno B [e]" foi usado para deixar claro que diferentes tipos de estrelas poderiam produzir o mesmo tipo de espectro.

Classificação

Após o reconhecimento de que o fenômeno B [e] poderia ocorrer em vários tipos distintos de estrela, quatro subtipos foram nomeados:

Cerca de metade das estrelas B [e] conhecidas não puderam ser colocadas em nenhum desses grupos e foram chamadas de estrelas B [e] não classificadas (unclB [e]). As estrelas unclB [e] desde então foram reclassificadas como estrelas FS CMa , um tipo de variável nomeado para uma das primeiras estrelas B [e] conhecidas.

Natureza

A emissão proibida, o excesso de infravermelho e outras características indicativas do fenômeno B [e] fornecem, por si só, fortes indícios da natureza das estrelas. As estrelas estão rodeadas por gás ionizado que produz linhas de emissão intensas da mesma forma que as estrelas Be. O gás deve ser suficientemente estendido para permitir a formação de linhas proibidas na região externa de baixa densidade, e também para a formação de poeira que produza o excesso de infravermelho. Essas características são comuns a todos os tipos de estrela B [e].

A Nebulosa da Gaivota é uma região HII aproximadamente circular centrada na estrela Herbig Ae / Be HD 53367 .

As estrelas sgB [e] têm ventos rápidos e quentes que produzem material circunstelar estendido, além de um disco equatorial mais denso. HAeB [e] estão rodeados pelos restos das nuvens moleculares que estão formando as estrelas. Estrelas binárias B [e] podem produzir discos de material à medida que são transferidos de uma estrela para outra através do transbordamento do lóbulo de roche . cPNB [e] são estrelas pós- AGB que abandonaram toda a sua atmosfera depois de chegar ao fim de suas vidas como estrelas em fusão ativa. As estrelas FS CMa parecem ser binárias com um componente de perda de massa em rotação rápida.

Veja também

Referências

links externos