| Property |
Value |
| dbo:abstract
|
- 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 que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.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. Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una bien definida.Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y se hizo notar durante la primera parte del siglo XX, los estudios sistemáticos de las estrellas B[e] y la primera definición de la clase observacional tuvieron que esperar hasta los años 1970. (es)
- 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 que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.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. Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una bien definida.Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y se hizo notar durante la primera parte del siglo XX, los estudios sistemáticos de las estrellas B[e] y la primera definición de la clase observacional tuvieron que esperar hasta los años 1970. (es)
|
| dbo:wikiPageID
| |
| dbo:wikiPageLength
| |
| dbo:wikiPageRevisionID
| |
| prop-es:autor
|
- Anatoly Miroshnichenko, Anatoly (es)
- Lamers, Henny; Zickgraf, Franz-Josef; De Winter, Dolf; Houziaux Leo; Zorec, Janez Zorec (es)
- Anatoly Miroshnichenko, Anatoly (es)
- Lamers, Henny; Zickgraf, Franz-Josef; De Winter, Dolf; Houziaux Leo; Zorec, Janez Zorec (es)
|
| prop-es:año
|
- 1998 (xsd:integer)
- 2007 (xsd:integer)
|
| prop-es:id
|
- p. 117-128 (es)
- p. 497-504 (es)
- p. 117-128 (es)
- p. 497-504 (es)
|
| prop-es:revista
|
- Astronomy & Astrophysics (es)
- Astrophysical Journal (es)
- Astronomy & Astrophysics (es)
- Astrophysical Journal (es)
|
| prop-es:título
|
- Toward Understanding The B[e] Phenomenon. I. Definition of the FS CMa Stars. (es)
- An Improved Classification of B[e]-type Stars (es)
- Toward Understanding The B[e] Phenomenon. I. Definition of the FS CMa Stars. (es)
- An Improved Classification of B[e]-type Stars (es)
|
| prop-es:volumen
|
- 340 (xsd:integer)
- 667 (xsd:integer)
|
| dct:subject
| |
| rdfs:comment
|
- 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 que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.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. Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una bien definida.Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y se hizo (es)
- 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 que se pueda atribuir a la presencia de polvo caliente en su entorno.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. Por lo tanto, el término de fenómeno B[e] es usado para no referirse a una bien definida.Si la peculiaridad de algunas B[e] como η Car y se hizo (es)
|
| rdfs:label
|
- Estrella B(e) (es)
- Estrella B(e) (es)
|
| prov:wasDerivedFrom
| |
| foaf:isPrimaryTopicOf
| |
| is foaf:primaryTopic
of | |
