Las be-estrellas son estrellas muy calientes de clase espectral B ( temperatura efectiva de 10 000 a 30 000 K) con luminosidades de clase III a V (es decir, no supergigantes ), cuyo espectro muestra al menos una línea de emisión de radiación, generalmente la Serie de hidrógeno de Balmer . A veces están presentes otras líneas de emisión, como las del helio neutro , pero estas tienden a ser mucho más débiles. Las estrellas Be pueden mostrar líneas de emisión solo de vez en cuando, es decir, a veces muestran el espectro de una estrella ordinaria de clase B. También puede surgir una situación en la que una estrella B hasta ahora normal se convierte en una estrella Be [1] .
Hay dos letras en la designación: B , que indica el tipo espectral, y minúscula e , que denota emisión (emisión) en la clasificación espectral . Otras características de las estrellas Be son la polarización lineal de la radiación óptica y muy a menudo un exceso de radiación infrarroja , que es mucho más pronunciada que en las estrellas B ordinarias. Algunas de estas estrellas son variables con períodos que van desde unas pocas horas hasta varios días. Algunas estrellas Be tienen pulsaciones superficiales y, en un caso, un poderoso campo magnético .
Aunque la mayoría de las estrellas Be se encuentran en la secuencia principal , el identificador "Be" en realidad puede referirse a un grupo bastante heterogéneo de objetos, incluidas estrellas que aún no han entrado en la secuencia principal , supergigantes , estrellas simbióticas B [e] , nebulosas protoplanetarias , etc. Puede haber subclases: supergigantes B[e], estrellas de Herbig (Ae/Be) , nebulosas planetarias compactas B[e] y otras categorías "inciertas" [2] .
La primera estrella en ser designada como estrella Be fue Gamma Cassiopeii . Su espectro fue estudiado por Angelo Secchi en 1866 , y fue la primera estrella en cuyo espectro se observaron líneas de emisión. Con la comprensión de los procesos que ocurren dentro de las estrellas, quedó claro a principios del siglo XX que las líneas de emisión deben provenir del entorno circunestelar y no de la estrella misma. En la actualidad, todas las características observadas se explican por el disco gaseoso, que se forma a partir del material expulsado por la estrella. Se forma un exceso de radiación infrarroja y polarización como resultado de la dispersión de la luz en los discos circunestelares, y se forman líneas de emisión cuando el ultravioleta estelar pasa a través de un disco gaseoso.
Ser estrellas tienden a girar rápidamente. Un ejemplo que ha sido confirmado con medidas interferométricas es Achernahr . Sin embargo, una rotación rápida puede no ser suficiente para formar un disco circunestelar; se requiere un mecanismo adicional para liberar gas de la estrella, como un poderoso campo magnético o pulsaciones estelares no radiales . El hecho de que las características de las estrellas Be aparezcan solo de vez en cuando probablemente se deba a la naturaleza de estos mecanismos adicionales, pero los detalles aún se están discutiendo en la actualidad [3] .
Las estrellas Be son generalmente variables y pueden clasificarse como variables de tipo Gamma Cassiopeia debido al proceso de dispersión en el disco, o como variables de tipo Lambda Eridani debido a su naturaleza pulsante.