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.Lamers et. al (1998:117) ; Miroshnichenko (2006:13) ; Swings (2006:6,13) 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.Lamers et. al (1998:117-118) ; Miroshnichenko (2006:13) ; Miroshnichenko (2007:828-829) Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una clase observacional bien definida.Lamers et. al (1998:117-118) miniaturadeimagen|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 , los estudios sistemáticos de las estrellas B[e] y la primera definición de la clase observacional tuvieron que esperar hasta los años 1970.Swings (2006:1-9)
Bibliografía <span id="LAM98"> <span id="MIR06">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. <span id="MIR07"> <span id="SWI06">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
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