En B[e]-stjerne er en stjerne af spektral type B, i hvis spektrum der er forbudte emissionslinjer . Betegnelsen er en kombination af navnet på spektralklassen B , bogstavet e står for emission ( engelsk emission ), firkantede parenteser betyder forbudte linjer. Sådanne stjerner har ofte også stærke brintemissionslinjer, men denne egenskab findes også i andre typer stjerner. Andre observerbare manifestationer af B[e]-stjerner er optisk lineær polarisering og ofte infrarød stråling, der er stærkere end almindelige B-stjerner. Da B[e]-stjerner har en overgangskarakter, kan de i nogle perioder have spektret som en almindelig B-stjerne; til gengæld kan almindelige B-stjerner blive B[e]-stjerner.
Mange Be-stjerner har specifikke spektrale træk. Et af disse træk viste sig at være tilstedeværelsen af forbudte linjer af ioniseret jern og nogle gange andre elementer [1] . Når man studerede en af disse stjerner, HD 45677 eller FS CMa, i 1973, var et infrarødt overskud af stråling og tilstedeværelsen af forbudte linjer [O I ], [S II ], [Fe II ], [Ni II ] [2]. afsløret .
En undersøgelse fra 1976 af Be-stjerner med et infrarødt overskud afslørede tilstedeværelsen af en gruppe stjerner, hvis spektre indeholdt forbudte emissionslinjer af ioniseret jern og nogle andre elementer. Disse stjerner blev anset for at være forskellige fra almindelige Be-stjerner i hovedsekvensen og kunne tilhøre forskellige typer stjerner. Denne gruppe af stjerner fik navnet B[e]-stjerner [3] .
En af varianterne af B[e]-stjerner er supergiganter med høj lysstyrke . I 1985 var 8 B[e]-supergiganter kendt, omgivet af en støvskal, i de magellanske skyer [4] . Andre B[e]-stjerner er bestemt ikke supergiganter. Nogle er dobbeltstjerner , protoplanetariske tåger ; begrebet B[e]-fænomen betyder, at forskellige typer stjerner kan have spektret af samme slags [5] .
Da det blev fundet, at B[e]-typespektret kan tilhøre forskellige typer stjerner, blev fire undertyper af objekter identificeret [6] :
Omkring halvdelen af de kendte B[e] stjerner kan ikke henføres til nogen af de ovennævnte undertyper; sådanne objekter er klassificeret som uklassificerede B[e]-stjerner (unclB[e]). unclB[e] stjerner er for nylig blevet klassificeret som FS CMa stjerner , efter en af de første kendte B[e] stjerner [7] .
Stråling i forbudte linjer, infrarødt overskud og andre træk ved strålingen af sådanne genstande hjælper med at afsløre genstandenes natur. B[e]-stjerner er omgivet af ioniseret gas, som skaber intense emissionslinjer på samme måde som Be-stjerner. Det gasformige medium skal være tilstrækkeligt udvidet til forekomsten af forbudte linjer i det ydre område med lav tæthed, såvel som for eksistensen af støv, som skaber et overskud af infrarød stråling. Disse træk er iboende i alle typer af B[e]-stjerner [8] .
Stjerner af sgB[e]-undertypen har en varm hurtig stjernevind , som skaber et udvidet område af cirkumstellært stof og en tæt ækvatorialskive. Stjerner af HAeB[e]-undertypen er omgivet af resterne af molekylære skyer , der danner stjerner. Binære B[e]-stjerner kan skabe diske fra stof, der flyder fra en binær komponent til en anden efter at have fyldt Roche-loben . Stjerner af cPNB[e]-undertypen er stjerner efter den asymptotiske kæmpegren , som har mistet deres atmosfære efter endt eksistens i form af stjerner med intense kernereaktioner. Stjerner af FS CMa-typen betragtes som binære med en hurtigt roterende og massetabende komponent [8] .