Étoile B (e) - B(e) star

A ne pas confondre avec Be star .
Le titre correct de cet article est B [e] star . La substitution de toute parenthèse est due à des restrictions techniques .
Nébulosité autour de l'étoile B [e] HD 87643

Une étoile B [e] , souvent appelée étoile de type B [e] , est une étoile de type B avec des raies à émission neutre ou à faible ionisation interdites distinctives dans son spectre. La désignation résulte de la combinaison de la classe spectrale B , le e minuscule désignant l'émission dans le système de classification spectrale, et les crochets entourant les lignes interdites. Ces étoiles montrent souvent également de fortes raies d'émission d'hydrogène, mais cette caractéristique est présente dans une variété d'autres étoiles et n'est pas suffisante pour classer un objet B [e]. D'autres caractéristiques d'observation incluent la polarisation linéaire optique et souvent un rayonnement infrarouge beaucoup plus fort que dans les étoiles ordinaires de classe B, appelé excès infrarouge . Comme la nature B [e] est transitoire, les étoiles de type B [e] peuvent parfois présenter un spectre de type B normal, et les étoiles de type B jusqu'à présent normales peuvent devenir des étoiles de type B [e].

Découverte

De nombreuses étoiles Be ont été découvertes comme ayant des particularités spectrales. L'une de ces particularités était la présence de raies spectrales interdites de fer ionisé et parfois d'autres éléments.

En 1973, une étude de l'une de ces étoiles, HD 45677 ou FS CMa, a montré un excès infrarouge ainsi que des lignes interdites de [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ], et bien d'autres.

En 1976, une étude des étoiles Be avec des excès infrarouges a identifié un sous-ensemble d'étoiles qui présentaient des raies d'émission interdites du fer ionisé et de certains autres éléments. Ces étoiles étaient toutes considérées comme distinctes de la séquence principale classique des étoiles Be, même si elles semblaient être constituées d'un large éventail de types d'étoiles différents. Le terme étoile B [e] a été inventé pour regrouper ces étoiles.

Un type d'étoile B [e] a été facilement identifié comme étant des supergéantes très lumineuses. En 1985, huit supergiants B [e] enveloppés de poussière étaient connus dans les nuages ​​de Magellan . D'autres se sont avérés être définitivement pas supergéants. Certains étaient des binaires, d'autres des nébuleuses proto-planétaires, et le terme «phénomène B [e]» était utilisé pour indiquer clairement que différents types d'étoiles pouvaient produire le même type de spectre.

Classification

Suite à la reconnaissance que le phénomène B [e] pouvait se produire dans plusieurs types distincts d'étoiles, quatre sous-types ont été nommés:

Environ la moitié des étoiles B [e] connues ne pouvaient être placées dans aucun de ces groupes et étaient appelées étoiles B [e] non classifiées (unclB [e]). Les étoiles unclB [e] ont depuis été reclassées comme étoiles FS CMa , un type de variable nommé d'après l'une des premières étoiles B [e] connues.

La nature

L'émission interdite, l'excès d'infrarouge et d'autres caractéristiques indicatives du phénomène B [e] fournissent en eux-mêmes des indices forts sur la nature des étoiles. Les étoiles sont entourées de gaz ionisé qui produit des raies d'émission intenses au même titre que les étoiles Be. Le gaz doit être suffisamment étendu pour permettre la formation de lignes interdites dans la région externe de faible densité, et également pour la formation de poussière qui produit l'excès d'infrarouge. Ces caractéristiques sont communes à tous les types d'étoiles B [e].

La nébuleuse Seagull est une région HII à peu près circulaire centrée sur l' étoile Herbig Ae / Be HD 53367 .

Les étoiles sgB [e] ont des vents chauds et rapides qui produisent un matériau circumstellaire étendu, plus un disque équatorial plus dense. HAeB [e] sont entourés des restes des nuages ​​moléculaires qui forment les étoiles. Les étoiles binaires B [e] peuvent produire des disques de matière lorsqu'elle est transférée d'une étoile à une autre par le débordement du lobe roche . cPNB [e] sont des étoiles post- AGB qui ont perdu toute leur atmosphère après avoir atteint la fin de leur vie en tant qu'étoiles fusionnant activement. Les étoiles FS CMa semblent être des binaires avec une composante de perte de masse à rotation rapide.

Voir également

Les références

Liens externes