B(e)星

B [e]星は、 B[e]型星とも呼ばれ、スペクトル内に特徴的な禁制中性輝線または低電離輝線を持つB型星である。この名称は、スペクトル分類B、スペクトル分類システムで輝線を表す小文字のe、および禁制線を表す周囲の角括弧を組み合わせたものである。これらの星は強い水素輝線も示すことが多いが、この特徴はさまざまな他の星にも存在し、B[e]天体を分類するには不十分である。その他の観測特性には、光学直線偏光や、赤外線超過と呼ばれる通常のB型星よりもはるかに強い赤外線放射が含まれる。B[e]の性質は一時的であるため、B[e]型星は時々通常のB型スペクトルを示すことがあり、これまで通常のB型星であったものがB[e]型星になることもある。

多くのBe星はスペクトル特性を持つことが発見されました。これらの特性の1つは、イオン化した鉄や他の元素の禁制スペクトル線の存在でした。 ^[1]

1973年にこれらの恒星の1つであるHD 45677（FS CMa）の研究では、赤外線超過に加えて、[O _I ]、[S _II ]、[Fe _II ]、[Ni _II ]などの禁制線が示されました。^[2]

1976年、赤外線超過のBe星の研究で、イオン化した鉄と他のいくつかの元素からの禁制輝線を示す星のサブセットが特定されました。これらの星はすべて、さまざまなタイプの星で構成されているように見えましたが、古典的な主系列Be星とは異なると考えられていました。これらの星をグループ化するために、B[e]星という用語が作られました。^[3]

B[e]星の1つのタイプは、非常に明るい超巨星であることがすぐに特定されました。1985年までに、マゼラン雲には8つの塵に覆われたB[e]超巨星が知られていました。^[4]他のものは明らかに超巨星ではないことがわかりました。いくつかは連星であり、他のものは原始惑星状星雲であり、「B[e]現象」という用語は、異なるタイプの星が同じタイプのスペクトルを生成する可能性があることを明確にするために使用されました。^[5]

B[e]現象はいくつかの異なるタイプの星で発生する可能性があるという認識に続いて、4つのサブタイプが命名されました。^[6]

• B[e]超巨星（sgB[e]）
• 前主系列B[e]星（HAeB[e]）、ハービッグAe/Be星のサブセット
• コンパクト惑星状星雲B[e]星（cPNB[e]）
• 共生B[e]星（SymB[e]）

既知のB[e]星の約半分は、これらのグループのいずれにも分類できず、未分類B[e]星（unclB[e]）と呼ばれていました。unclB[e]星はその後、最も古い既知のB[e]星の1つにちなんで名付けられた変光星の一種であるFS CMa星として再分類されました。^[7]

禁制放射、赤外線超過、およびB[e]現象を示すその他の特徴は、それ自体が星の性質に関する強力なヒントを提供します。これらの星は、Be星と同じように強い輝線を生成するイオン化ガスに囲まれています。ガスは、外側の低密度領域で禁制線が形成されるように、また赤外線超過を生成する塵が形成されるように、十分に広がっている必要があります。これらの特徴は、すべてのタイプのB[e]星に共通しています。^[8]

sgB[e] 星は高温の高速風を持ち、広がった恒星周縁物質と高密度の赤道円盤を形成する。HAeB[e] は、星を形成している分子雲の残骸に囲まれている。連星 B[e] 星は、ロッシュローブオーバーフローを介して物質が 1 つの星から別の星に移動するにつれて、円盤を形成する可能性がある。cPNB[e] は、活発に核融合している星としての寿命の終わりを迎えた後、大気をすべて放出したポストAGB星である。FS CMa 星は、急速に回転して質量を失う成分を持つ連星であると思われる。^[8]

• シェルスター

• 「ホットでアクティブなスターの研究」。Philippe Stee のホームページ。
• Thizy, Olivier. 「Be stars」。2012-07-24 にオリジナルからアーカイブ。