Be-stars jsou velmi horké hvězdy spektrální třídy B ( efektivní teplota od 10 000 do 30 000 K) se svítivostí třídy III až V (tedy nikoli veleobri ), jejichž spektrum vykazuje alespoň jednu emisní čáru záření - obvykle tzv. Balmer vodíková řada . Někdy jsou přítomny další emisní čáry, jako jsou ty z neutrálního helia , ale ty bývají mnohem slabší. Be-stars mohou vykazovat emisní čáry jen čas od času, to znamená, že někdy ukazují spektrum běžné hvězdy třídy B. Může také nastat situace, kdy se z dosud normální B-star stane Be-star [1] .
V označení jsou dvě písmena: B , označující spektrální typ, a malé e , označující emisi (emise) ve spektrální klasifikaci . Dalšími charakteristikami hvězd Be je lineární polarizace optického záření a velmi často přebytek infračerveného záření , který je mnohem výraznější než u běžných B hvězd. Některé z těchto hvězd jsou proměnlivé s periodami v rozmezí od několika hodin do několika dnů. Některé hvězdy Be mají povrchové pulzace a v jednom případě silné magnetické pole .
Ačkoli většina hvězd Be leží v hlavní posloupnosti , identifikátor „Be“ může ve skutečnosti odkazovat na poměrně heterogenní skupinu objektů, včetně hvězd, které ještě nevstoupily do hlavní posloupnosti , supergiantů , symbiotických hvězd B [e] , protoplanetárních mlhovin atd. Mohou existovat podtřídy: B[e] supergiants, Herbigovy hvězdy (Ae/Be) , kompaktní planetární mlhoviny B[e] a další "nejisté" kategorie [2] .
První hvězdou označenou jako Be hvězda byla Gamma Cassiopeii . Jeho spektrum studoval Angelo Secchi v roce 1866 a byla to první hvězda, v jejímž spektru byly pozorovány emisní čáry. S pochopením procesů probíhajících uvnitř hvězd se na začátku 20. století ukázalo, že emisní čáry musí pocházet z cirkumstelárního prostředí, a ne z hvězdy samotné. V současnosti jsou všechny pozorované rysy vysvětlovány plynným diskem, který vzniká z materiálu vyvrženého z hvězdy. Přebytek infračerveného záření a polarizace se tvoří v důsledku rozptylu světla v cirkumstelárních discích a emisní čáry se tvoří, když hvězdné ultrafialové prochází plynným diskem.
Be hvězdy mají tendenci se rychle otáčet. Jedním příkladem, který byl potvrzen interferometrickými měřeními, je Achernahr . Jedna rychlá rotace však nemusí stačit k vytvoření cirkumstelárního disku; k uvolnění plynu z hvězdy je zapotřebí další mechanismus, jako je silné magnetické pole nebo neradiální hvězdné pulsace . Skutečnost, že se charakteristiky hvězd Be objevují pouze čas od času, může být s největší pravděpodobností způsobena povahou těchto dodatečných mechanismů, ale o podrobnostech se v současné době stále diskutuje [3] .
Hvězdy Be jsou obecně proměnlivé a lze je klasifikovat jako proměnné typu Gamma Cassiopeia kvůli procesu rozptylu v disku nebo jako proměnné typu Lambda Eridani kvůli jejich pulsující povaze.