Stelele Be sunt stele foarte fierbinți din clasa spectrală B ( temperatura efectivă de la 10.000 la 30.000 K) cu luminozități de clasa III la V (adică nu supergiganți ), al căror spectru arată cel puțin o linie de emisie de radiație - de obicei, Seria hidrogen Balmer . Uneori sunt prezente și alte linii de emisie, cum ar fi cele de la heliu neutru , dar acestea tind să fie mult mai slabe. Stelele Be pot arăta linii de emisie numai din când în când, adică uneori arată spectrul unei stele obișnuite din clasa B. Poate apărea și o situație când o stea B până acum normală devine o stea Be [1] .
Există două litere în denumire: B , care indică tipul spectral și e minusculă , care indică emisia (emisia) în clasificarea spectrală . Alte caracteristici ale stelelor Be sunt polarizarea liniară a radiației optice și foarte adesea un exces de radiație infraroșie , care este mult mai pronunțată decât în stelele B obișnuite. Unele dintre aceste stele sunt variabile cu perioade cuprinse între câteva ore și câteva zile. Unele stele Be au pulsații de suprafață și, într-un caz, un câmp magnetic puternic .
Deși majoritatea stelelor Be se află pe secvența principală , identificatorul „Be” se poate referi de fapt la un grup destul de eterogen de obiecte, inclusiv stele care nu au intrat încă în secvența principală , supergiganți , stele simbiotice B [e] , nebuloase protoplanetare etc. Pot exista subclase: supergiganți B[e], stele lui Herbig (Ae/Be) , nebuloase planetare compacte B[e] și alte categorii „incerte” [2] .
Prima stea care a fost desemnată ca stea Be a fost Gamma Cassiopeii . Spectrul său a fost studiat de Angelo Secchi în 1866 și a fost prima stea în spectrul căreia au fost observate linii de emisie. Odată cu înțelegerea proceselor care au loc în interiorul stelelor, a devenit clar la începutul secolului al XX-lea că liniile de emisie trebuie să provină din mediul circumstelar și nu din stea în sine. În prezent, toate caracteristicile observate sunt explicate de discul gazos, care se formează din materialul ejectat din stea. Un exces de radiație infraroșie și polarizare se formează ca urmare a împrăștierii luminii în discurile circumstelare, iar liniile de emisie se formează atunci când ultravioletele stelare trec printr-un disc gazos.
Stelele fi tind să se rotească rapid. Un exemplu care a fost confirmat cu măsurători interferometrice este Achernahr . Cu toate acestea, o rotație rapidă poate să nu fie suficientă pentru a forma un disc circumstelar; este necesar un mecanism suplimentar pentru a elibera gaz din stea, cum ar fi un câmp magnetic puternic sau pulsații stelare non-radiale . Faptul că caracteristicile stelelor Be apar doar din când în când poate să se datoreze, cel mai probabil, naturii acestor mecanisme suplimentare, dar detaliile sunt încă discutate în prezent [3] .
Stelele Be sunt în general variabile și pot fi clasificate ca variabile de tip Gamma Cassiopeia datorită procesului de împrăștiere în disc, sau ca variabile de tip Lambda Eridani datorită naturii lor pulsatile.