Be-tähdet ovat erittäin kuumia B -spektriluokan tähtiä ( tehollinen lämpötila 10 000 - 30 000 K), joiden kirkkaus on luokkaa III - V (eli ei superjättiläisiä ), joiden spektrissä on vähintään yksi säteilyn emissioviiva - yleensä Balmer vety -sarja . Joskus mukana on muita päästölinjoja, kuten neutraalin heliumin päästölinjoja , mutta nämä ovat yleensä paljon heikompia. Be-tähdet voivat näyttää emissioviivoja vain ajoittain, eli toisinaan näyttää tavallisen B- luokan tähden spektrin . Voi myös syntyä tilanne, kun tähän asti normaalista B-tähdestä tulee Be-tähti [1] .
Tunnuksessa on kaksi kirjainta: B , joka ilmaisee spektrin tyyppiä, ja pieni kirjain e , joka tarkoittaa emissiota (emission) spektriluokituksessa . Muita Be-tähtien ominaisuuksia ovat optisen säteilyn lineaarinen polarisaatio ja hyvin usein infrapunasäteilyn ylimäärä , joka on paljon voimakkaampaa kuin tavallisissa B-tähdissä. Jotkut näistä tähdistä ovat vaihtelevia, ja jaksot vaihtelevat muutamasta tunnista useisiin päiviin. Joillakin Be-tähdillä on pintapulsaatioita ja yhdessä tapauksessa voimakas magneettikenttä .
Vaikka useimmat Be-tähdet sijaitsevat pääsekvenssissä , tunniste "Be" voi itse asiassa viitata melko heterogeeniseen esineryhmään, mukaan lukien tähdet, jotka eivät ole vielä päässeet pääsarjaan , superjättiläiset , symbioottiset B [e] -tähdet , protoplanetaariset sumut jne. Voi olla alaluokkia: B[e] superjättiläiset, Herbigin tähdet (Ae/Be) , kompaktit planetaariset sumut B[e] ja muut "epävarmat" luokat [2] .
Ensimmäinen tähti, joka nimettiin Be-tähdeksi, oli Gamma Cassiopeii . Angelo Secchi tutki sen spektriä vuonna 1866 , ja se oli ensimmäinen tähti, jonka spektrissä havaittiin säteilyviivoja. Tähtien sisällä tapahtuvien prosessien ymmärtämisen myötä 1900-luvun alussa kävi selväksi, että emissiolinjojen on oltava peräisin tähtien ympäristä, ei tähdestä itsestään. Tällä hetkellä kaikki havaitut piirteet selittyvät kaasumaisella kiekolla, joka muodostuu tähdestä sinkoutuneesta materiaalista. Ylimäärä infrapunasäteilyä ja polarisaatiota muodostuu valon sironnan seurauksena tähtien ympärillä olevissa levyissä, ja emissioviivoja muodostuu, kun tähtien ultravioletti kulkee kaasumaisen kiekon läpi.
Be-tähdellä on tapana pyöriä nopeasti. Yksi esimerkki, joka on vahvistettu interferometrisilla mittauksilla, on Achernahr . Yksi nopea kierto ei kuitenkaan välttämättä riitä muodostamaan tähtien ympärillä olevaa kiekkoa, vaan tarvitaan lisämekanismi kaasun vapauttamiseksi tähdestä, kuten voimakas magneettikenttä tai ei-säteittäiset tähtien pulsaatiot . Se, että Be-tähtien ominaisuudet näkyvät vain ajoittain, saattaa todennäköisesti johtua näiden lisämekanismien luonteesta, mutta yksityiskohdista keskustellaan edelleen [3] .
Be-tähdet ovat yleensä muuttuvia ja ne voidaan luokitella Gamma Cassiopeia -tyyppisiksi muuttujiksi levyssä tapahtuvan sirontaprosessin vuoksi tai Lambda Eridani -tyyppisiksi muuttujiksi sykkivän luonteensa vuoksi.