B[e]-hvězda je hvězda spektrálního typu B, v jejímž spektru jsou zakázané emisní čáry . Označení je kombinací názvu spektrální třídy B , písmeno e znamená emisi ( anglicky emise ), hranaté závorky znamenají zakázané čáry. Takové hvězdy mají často také silné emisní čáry vodíku, ale tato vlastnost se vyskytuje i u jiných typů hvězd. Dalšími pozorovatelnými projevy B[e] hvězd jsou optická lineární polarizace a často infračervené záření, které je silnější než běžné B hvězdy. Jelikož B[e]-hvězdy mají přechodnou povahu, mohou mít v některých obdobích spektrum běžné B-hvězdy; z obyčejných B-hvězd se zase mohou stát B[e]-hvězdy.
Mnoho hvězd Be má specifické spektrální rysy. Jednou z těchto vlastností se ukázala být přítomnost zakázaných čar ionizovaného železa a někdy i jiných prvků [1] . Při studiu jedné z těchto hvězd, HD 45677 nebo FS CMa, v roce 1973 došlo k nadměrnému infračervenému záření a přítomnosti zakázaných čar [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ] [2]. odhalil .
Studie Be-stars s infračerveným přebytkem z roku 1976 odhalila přítomnost skupiny hvězd, jejichž spektra obsahovala zakázané emisní čáry ionizovaného železa a některých dalších prvků. Tyto hvězdy byly považovány za odlišné od běžných Be-hvězd hlavní posloupnosti a mohly patřit k různým typům hvězd. Tato skupina hvězd dostala název B[e]-stars [3] .
Jednou z odrůd B[e] hvězd jsou supergianti s vysokou svítivostí . V roce 1985 bylo známo 8 B[e]-supergiantů, obklopených prachovou skořápkou, v Magellanových oblacích [4] . Ostatní hvězdy B[e] rozhodně nejsou supergianti. Některé jsou dvojhvězdy , protoplanetární mlhoviny ; pojem B[e]-fenomén znamená, že různé typy hvězd mohou mít spektrum stejného druhu [5] .
Protože bylo zjištěno, že spektrum typu B[e] může patřit k různým typům hvězd, byly identifikovány čtyři podtypy objektů [6] :
Přibližně polovinu známých hvězd B[e] nelze přiřadit žádnému z výše uvedených podtypů; takové objekty jsou klasifikovány jako neklasifikované B[e]-hvězdy (unclB[e]). hvězdy unclB[e] byly nedávno klasifikovány jako hvězdy FS CMa , po jedné z prvních známých hvězd B[e] [7] .
Záření v zakázaných liniích, přebytek infračerveného záření a další vlastnosti záření takových objektů pomáhají odhalit povahu objektů. Hvězdy B[e] jsou obklopeny ionizovaným plynem, který vytváří intenzivní emisní čáry stejným způsobem jako hvězdy Be. Plynné médium musí být dostatečně rozšířeno pro výskyt zakázaných čar ve vnější oblasti nízké hustoty a také pro existenci prachu, který vytváří nadbytek infračerveného záření. Tyto vlastnosti jsou vlastní všem typům B[e]-hvězd [8] .
Hvězdy podtypu sgB[e] mají horký rychlý hvězdný vítr , který vytváří rozšířenou oblast cirkumstelární hmoty, a hustý rovníkový disk. Hvězdy podtypu HAeB[e] jsou obklopeny zbytky molekulárních mraků , které tvoří hvězdy. Binární B[e]-hvězdy mohou vytvářet disky z hmoty proudící z jedné binární složky do druhé po naplnění Rocheova laloku . Hvězdy podtypu cPNB[e] jsou hvězdy po asymptotické obří větvi , které po skončení své existence ztratily atmosféru v podobě hvězd intenzivními jadernými reakcemi. Hvězdy typu FS CMa jsou považovány za binární s rychle rotující a hmotnostně ztrácející složkou [8] .