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 combinar la clase espectral B , la e minúscula que indica la emisión en el sistema de clasificación espectral y los corchetes circundantes que significan líneas prohibidas. Estas estrellas con frecuencia 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 polarización lineal óptica y, a menudo, infrarrojos.radiación que es mucho más fuerte que en las estrellas ordinarias de clase B, llamada exceso de infrarrojos . 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 fue la presencia de líneas espectrales prohibidas de hierro ionizado y ocasionalmente otros elementos. [1]
En 1973, un estudio de una de estas estrellas, HD 45677 o FS CMa, mostró un exceso de infrarrojos , 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 infrarrojos identificó un subconjunto de estrellas que mostraban líneas de emisión prohibidas de hierro ionizado y algunos otros elementos. Se consideró que todas estas estrellas eran distintas de las estrellas clásicas de la secuencia principal Be, aunque parecían consistir en una amplia gama de diferentes tipos de estrellas. El término estrella B [e] se acuñó para agrupar estas estrellas. [3]
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 . [4] Se descubrió que otros definitivamente no eran supergigantes. Algunas eran binarias, otras nebulosas protoplanetarias, y el término "fenómeno B [e]" se utilizó para dejar en claro que diferentes tipos de estrellas podrían producir el mismo tipo de espectro. [5]
Clasificación
Tras el reconocimiento de que el fenómeno B [e] podría ocurrir en varios tipos distintos de estrellas, se nombraron cuatro subtipos: [6]
- B [e] supergigantes (SGB [e])
- pre-secuencia principal B [e] Estrellas (Haeb [e]), un subconjunto de la Herbig Ae / Be estrella estrellas
- nebulosas planetarias compactas estrellas B [e] (cPNB [e])
- estrellas simbióticas B [e] (SymB [e])
Aproximadamente la mitad de las estrellas B [e] conocidas no pudieron 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 que lleva el nombre de una de las estrellas B [e] más antiguas conocidas. [7]
Naturaleza
La emisión prohibida, el exceso de infrarrojos y otras características indicativas del fenómeno B [e], proporcionan en sí mismos fuertes indicios de la naturaleza de las estrellas. Las estrellas están rodeadas de gas ionizado que produce líneas de emisión intensas al igual que las estrellas Be. El gas debe extenderse lo suficiente 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 cálidos y rápidos que producen material circunestelar extendido, además de un disco ecuatorial más denso. Los HAeB [e] están rodeados por los restos de las nubes moleculares que forman 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 roche . 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]
Ver también
Referencias
- ^ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, GR (1954). "Un grupo de estrellas de concha peculiar". Revista astrofísica . 119 : 501. Código Bibliográfico : 1954ApJ ... 119..501B . doi : 10.1086 / 145856 .
- ^ Columpios, JP (1973). "Observaciones espectrográficas de la peculiar estrella Be con exceso de infrarrojos HD 45677". Astronomía y Astrofísica . 26 : 443. Bibcode : 1973A & A .... 26..443S .
- ^ Allen, DA; Columpios, JP (1976). "Los espectros de las peculiares estrellas Be con excesos infrarrojos". Astronomía y Astrofísica . 47 : 293. Bibcode : 1976A & A .... 47..293A .
- ^ Zickgraf, F.-J .; Wolf, B .; Leitherer, C .; Appenzeller, I .; Stahl, O. (1986). "B (e) -supergiantes de las Nubes de Magallanes". Astronomía y Astrofísica . 163 : 119. Bibcode : 1986A & A ... 163..119Z .
- ^ Cidale, L .; Zorec, J .; Tringaniello, L. (2001). "Espectrofotometría BCD de estrellas con el fenómeno B [e]" . Astronomía y Astrofísica . 368 : 160-174. Bibcode : 2001A y A ... 368..160C . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20000409 .
- ^ Lamers, Henny JGLM; Zickgraf, Franz-Josef; de Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez (1998). "Una clasificación mejorada de estrellas de tipo B [e]". Astronomía y Astrofísica . 340 : 117. Bibcode : 1998A & A ... 340..117L .
- ^ Miroshnichenko, AS; Zharikov, SV; Danford, S .; Manset, N .; Korčáková, D .; KřÍček, R .; Šlechta, M .; Omarov, Ch.T .; Kusakin, AV; Kuratov, KS; Grankin, KN (2015). "Hacia la comprensión del fenómeno B [e]. V. Naturaleza y variaciones espectrales del sistema binario MWC 728". El diario astrofísico . 809 (2): 129. arXiv : 1508.00950 . Código bibliográfico : 2015ApJ ... 809..129M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 809/2/129 . S2CID 27971806 .
- ^ a b Miroshnichenko, AS (2007). "Hacia la comprensión del fenómeno B [e]. I. Definición de las estrellas CMa de FS galácticas". El diario astrofísico . 667 (1): 497–504. Código Bibliográfico : 2007ApJ ... 667..497M . CiteSeerX 10.1.1.548.81 . doi : 10.1086 / 520798 .
- ^ "Las Alas de la Nebulosa Gaviota" (Comunicado de prensa). ESO. 6 de febrero de 2013. comunicado de prensa de la imagen de la nebulosa de la gaviota
enlaces externos
- "Investigación de estrellas calientes y activas" . Página de inicio de Philippe Stee .
- Thizy, Olivier. "Sean estrellas" . Archivado desde el original el 19 de junio de 2012.