Una estrella B[e] es una estrella de tipo espectral B, en cuyo espectro hay líneas de emisión prohibidas . La designación es una combinación del nombre de la clase espectral B , la letra e significa emisión ( emisión en inglés ), los corchetes significan líneas prohibidas. Estas estrellas a menudo también tienen fuertes líneas de emisión de hidrógeno, pero esta característica también se encuentra en otros tipos de estrellas. Otras manifestaciones observables de las estrellas B[e] son la polarización lineal óptica y, a menudo, la radiación infrarroja que es más fuerte que las estrellas B ordinarias. Dado que las estrellas B[e] tienen una naturaleza de transición, en algunos períodos pueden tener el espectro de una estrella B ordinaria; a su vez, las estrellas B ordinarias pueden convertirse en estrellas B[e].
Muchas estrellas Be tienen características espectrales específicas. Una de estas características resultó ser la presencia de líneas prohibidas de hierro ionizado y, en ocasiones, de otros elementos [1] . Al estudiar una de estas estrellas, HD 45677 o FS CMa, en 1973, se detectó un exceso de radiación infrarroja y la presencia de líneas prohibidas [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ] [2] revelado
Un estudio de 1976 de estrellas Be con exceso de infrarrojo reveló la presencia de un grupo de estrellas cuyos espectros contenían líneas de emisión prohibidas de hierro ionizado y algunos otros elementos. Estas estrellas se consideraban diferentes de las estrellas Be ordinarias de la secuencia principal y podrían pertenecer a diferentes tipos de estrellas. A este grupo de estrellas se le dio el nombre de B[e]-stars [3] .
Una de las variedades de estrellas B[e] son las supergigantes de alta luminosidad . En 1985, se conocían 8 supergigantes B[e], rodeadas por una capa de polvo, en las Nubes de Magallanes [4] . Otras estrellas B[e] definitivamente no son supergigantes. Algunas son estrellas binarias , nebulosas protoplanetarias ; la noción de fenómeno B[e] significa que diferentes tipos de estrellas pueden tener el espectro del mismo tipo [5] .
Dado que se encontró que el espectro de tipo B[e] puede pertenecer a diferentes tipos de estrellas, se identificaron cuatro subtipos de objetos [6] :
Aproximadamente la mitad de las estrellas B[e] conocidas no se pueden atribuir a ninguno de los subtipos anteriores; tales objetos se clasifican como estrellas B[e] no clasificadas (unclB[e]). Las estrellas unclB[e] han sido clasificadas recientemente como estrellas FS CMa , después de una de las primeras estrellas B[e] conocidas [7] .
La radiación en líneas prohibidas, el exceso de infrarrojos y otras características de la radiación de tales objetos ayudan a revelar la naturaleza de los objetos. Las estrellas B[e] están rodeadas de gas ionizado, lo que crea intensas líneas de emisión de la misma manera que las estrellas Be. El medio gaseoso debe estar suficientemente extendido para la aparición de líneas prohibidas en la región exterior de baja densidad, así como para la existencia de polvo, que crea un exceso de radiación infrarroja. Estas características son inherentes a todos los tipos de estrellas B[e] [8] .
Las estrellas del subtipo sgB[e] tienen un viento estelar caliente y rápido , que crea una región extendida de materia circunestelar y un disco ecuatorial denso. Las estrellas del subtipo HAeB[e] están rodeadas por restos de nubes moleculares que forman estrellas. Las estrellas binarias B[e] pueden crear discos a partir de la materia que fluye de un componente binario a otro después de llenar el lóbulo de Roche . Las estrellas del subtipo cPNB[e] son estrellas posteriores a la rama gigante asintótica , que han perdido su atmósfera tras el final de su existencia en forma de estrellas con intensas reacciones nucleares. Las estrellas del tipo FS CMa se consideran binarias con un componente de rápida rotación y pérdida de masa [8] .