Be-звезды представляют собой неоднородный набор звезд со спектральными классами B и эмиссионными линиями. Более узкое определение, иногда называемое классическими Be-звездами , представляет собой несверхгигантскую B -звезду, чей спектр имеет или имел в какой-то момент одну или несколько бальмеровских эмиссионных линий .
Многие звезды имеют спектры B-типа и демонстрируют линии излучения водорода, в том числе многие сверхгиганты , звезды Ae/Be Хербига , двойные системы с массопереносом и звезды B[e] . Предпочтительно ограничить использование термина Be-звезда несверхгигантскими звездами, имеющими одну или несколько линий серии Бальмера в излучении. Их иногда называют классическими Ве-звездами. Эмиссионные линии могут присутствовать только в определенное время. [1]
Хотя спектр типа Be наиболее ярко проявляется у звезд класса B, он также обнаруживается у звезд с оболочками O и A , и их иногда включают в баннер «Be-звезда». Be-звезды в первую очередь считаются звездами главной последовательности , но сюда также включаются ряд звезд -субгигантов и звезд-гигантов . [2]
Первой звездой, признанной звездой Be, была Гамма Кассиопеи , которую наблюдал в 1866 году Анджело Секки , первая звезда, когда-либо наблюдавшаяся с эмиссионными линиями. [3] Было обнаружено, что многие другие яркие звезды демонстрируют аналогичные спектры, хотя многие из них больше не считаются классическими Ве-звездами. [4] Самая яркая — Ахернар , хотя она не была признана звездой Be до 1976 года. [5] [6]
С пониманием процессов формирования эмиссионных линий в начале 20-го века стало ясно, что эти линии в Be-звездах должны происходить из околозвездного материала, выброшенного из звезды, чему способствовало быстрое вращение звезды. [7] Все наблюдательные характеристики Ве-звезд теперь можно объяснить с помощью газового диска, который образован из материала, выброшенного из звезды. Инфракрасный избыток и поляризация возникают в результате рассеяния звездного света в диске, а линейчатое излучение формируется в результате повторной обработки звездного ультрафиолетового света в газовом диске. [2]
Некоторые Be-звезды обладают спектральными особенностями, которые интерпретируются как отделившаяся «оболочка» газа, окружающая звезду, или, точнее, диск или кольцо. Считается, что эти особенности оболочки возникают, когда газовый диск, присутствующий вокруг многих Ве-звезд, ориентирован ребром к нам и создает в спектре очень узкие линии поглощения.
Be-звезды часто визуально и спектроскопически переменны. Be-звезды можно классифицировать как переменные Гаммы Кассиопеи, если наблюдается переходный или переменный диск. Звезды Be, демонстрирующие переменность без четкого указания механизма, в Общем каталоге переменных звезд указаны просто как BE . Некоторые из них считаются пульсирующими звездами и иногда называются переменными Лямбда Эридана .