Be-stjärnor är mycket heta stjärnor av spektralklass B ( effektiv temperatur från 10 000 till 30 000 K) med ljusstyrkor av klass III till V (det vill säga inte superjättar ), vars spektrum visar minst en emissionslinje för strålning - vanligtvis Balmer vätgasserien . Ibland finns andra utsläppsledningar, som de från neutralt helium , men dessa tenderar att vara mycket svagare. Be-stjärnor kan bara visa emissionslinjer då och då, det vill säga ibland visa spektrumet för en vanlig klass B-stjärna. En situation kan också uppstå när en hittills normal B-stjärna blir en Be-stjärna [1] .
Det finns två bokstäver i beteckningen: B , som anger spektraltypen, och gemener e , som anger emission (emission) i spektralklassificeringen . Andra egenskaper hos Be-stjärnor är den linjära polariseringen av optisk strålning och mycket ofta ett överskott av infraröd strålning , som är mycket mer uttalad än i vanliga B-stjärnor. Vissa av dessa stjärnor är varierande med perioder som sträcker sig från några timmar till flera dagar. Vissa Be-stjärnor har ytpulseringar, och i ett fall ett kraftfullt magnetfält .
Även om de flesta Be-stjärnor ligger på huvudsekvensen , kan identifieraren "Be" faktiskt hänvisa till en ganska heterogen grupp av objekt, inklusive stjärnor som ännu inte kommit in i huvudsekvensen , superjättar , symbiotiska B [e]-stjärnor , protoplanetära nebulosor , etc. Det kan finnas underklasser: B[e] superjättar, Herbig's Stars (Ae/Be) , kompakta planetariska nebulosor B[e] och andra "osäkra" kategorier [2] .
Den första stjärnan som utsågs till en Be-stjärna var Gamma Cassiopeii . Dess spektrum studerades av Angelo Secchi 1866 , och det var den första stjärnan i vars spektrum emissionslinjer observerades. Med förståelsen för de processer som sker inuti stjärnor, blev det klart i början av 1900-talet att emissionslinjerna måste komma från den cirkumstellära miljön, och inte från stjärnan själv. För närvarande förklaras alla observerade egenskaper av den gasformiga skivan, som bildas av materialet som kastas ut från stjärnan. Ett överskott av infraröd strålning och polarisering bildas som ett resultat av ljusspridning i cirkumstellära skivor, och emissionslinjer bildas när stjärns ultravioletta strålar passerar genom en gasformig skiva.
Be stjärnor tenderar att rotera snabbt. Ett exempel som har bekräftats med interferometriska mätningar är Achernahr . Men en snabb rotation kanske inte räcker för att bilda en cirkumstellär skiva; en ytterligare mekanism krävs för att frigöra gas från stjärnan, till exempel ett kraftfullt magnetfält eller icke-radiala stjärnpulseringar . Det faktum att Be-stjärnornas egenskaper endast dyker upp då och då kan med största sannolikhet bero på dessa ytterligare mekanismers natur, men detaljerna diskuteras fortfarande för närvarande [3] .
Be-stjärnor är generellt variabla och kan klassificeras som variabler av typen Gamma Cassiopeia på grund av spridningsprocessen i skivan, eller som variabler av typen Lambda Eridani på grund av deras pulserande natur.