A Be-csillagok nagyon forró B spektrális osztályú csillagok ( effektív hőmérséklet 10 000 és 30 000 K között), III-tól V osztályú fényerővel (vagyis nem szuperóriások ), amelyek spektruma legalább egy emissziós vonalat mutat - általában a Balmer hidrogén sorozat . Néha más emissziós vonalak is jelen vannak, például a semleges héliumból származók , de ezek általában sokkal gyengébbek. A Be-stars csak időről időre képes emissziós vonalakat mutatni, vagyis néha egy osztályba tartozó közönséges csillag spektrumát mutatjákB. Előfordulhat olyan helyzet is, amikor egy eddig normális B-sztárból Be-star lesz [1] .
A jelölésben két betű található: B , amely a spektrális típust jelöli, és kis e , amely a spektrális osztályozásban az emissziót (emissziót) jelöli . A Be csillagok további jellemzői az optikai sugárzás lineáris polarizációja és nagyon gyakran a túlzott infravörös sugárzás , amely sokkal kifejezettebb, mint a közönséges B csillagokban. Néhány ilyen csillag változó, időtartama néhány órától több napig terjedhet. Egyes Be-csillagok felületi pulzációval és egy esetben erős mágneses mezővel rendelkeznek .
Bár a legtöbb Be-csillag a fő szekvencián található , a „Be” azonosító valójában egy meglehetősen heterogén objektumcsoportra utalhat, beleértve a fősorozatba még be nem lépő csillagokat , szuperóriásokat , szimbiotikus B [e] csillagokat , protoplanetáris ködöket stb. Lehetnek alosztályok: B[e] szuperóriások, Herbig csillagai (Ae/Be) , kompakt bolygóködök B[e] és más "bizonytalan" kategóriák [2] .
Az első csillag, amelyet Be sztárnak jelöltek, a Gamma Cassiopeii volt . Spektrumát Angelo Secchi vizsgálta 1866-ban, és ez volt az első csillag, amelynek spektrumában emissziós vonalakat figyeltek meg. A csillagok belsejében lezajló folyamatok megértésével a 20. század elején világossá vált, hogy az emissziós vonalaknak a csillag körüli környezetből kell származniuk, nem pedig magából a csillagból. Jelenleg az összes megfigyelt jellemzőt a gáznemű korong magyarázza, amely a csillagból kilökődő anyagból képződik. Infravörös sugárzás és polarizáció többlet keletkezik a csillag körüli korongokban történő fényszórás következtében, és emissziós vonalak keletkeznek, amikor a csillag ultraibolya sugárzása áthalad egy gáznemű korongon.
A Be csillagok általában gyorsan forognak. Az egyik példa, amelyet interferometrikus mérésekkel igazoltak, az Achernahr . Előfordulhat azonban, hogy egy gyors forgatás nem elég egy csillag körüli korong kialakításához; egy további mechanizmusra van szükség a gáz kiszabadításához a csillagból, például erős mágneses térre vagy nem sugárirányú csillagpulzációkra . Az a tény, hogy a Be-csillagok jellemzői csak időnként jelennek meg, nagy valószínűséggel ezen járulékos mechanizmusok természetéből fakadhat, de a részletekről jelenleg is vitatkoznak [3] .
A Be csillagok általában változóak, és besorolhatók Gamma Cassiopeia típusú változók közé a korongban történő szórási folyamat miatt, vagy Lambda Eridani típusú változók közé pulzáló jellegük miatt.