高速自転により形が扁平なアケルナル Be星 （びーいーせい、Be star[ 1] [ 2] [ 1] [ 2] スペクトル 中に顕著な水素 の輝線 を持つB型主系列星 である。スペクトル型Bとスペクトル中の輝線(emission line)の頭文字eをとって、Be星と名付けられた。他の原子のイオン による輝線も同時に存在することがあるが、通常、非常に弱い。他の観測上の特徴として、直線偏光 や赤外超過 と呼ばれる通常のB型主系列星よりもかなり強い赤外線 の放射がある。ただし、Be星の特徴は一時的なもののため、Be星のスペクトルは通常のB型主系列星と同じように見える時もあり、逆にそれまで通常のB型主系列星であったものがBe星になることもある。
Be星のほとんどは主系列段階にあるが、前主系列星 や超巨星 、原始惑星状星雲 のものも確認されている[ 3] ハービッグAe/Be型星 、コンパクト惑星状星雲 B[e]、共生星 B[e]、その他のカテゴリーに細分される。
Be星であることが最初に確認された恒星は、1866年にアンジェロ・セッキ によって観測されたカシオペヤ座γ星 であり、これはスペクトル中に輝線が観測された最初の恒星であった。20世紀初めに輝線が形成される過程が解明され、これらの線は恒星そのものではなく、周囲の環境が起源であることが明らかとなった。今日では、観測される全ての特徴が、恒星から放出されるガスの円盤で説明されている。赤外過剰と直線偏光は、円盤で恒星の光が散乱されるためであり、輝線の形成は、恒星からの紫外線がガスの円盤で再処理されるためであることが分かった。
Be星は自転速度が速いことが知られており、干渉法 によるアケルナル の回転歪みの測定でも実証されている[ 4] 磁場 や非放射恒星パルス等の放出のメカニズムが必要である。Be星の特徴が一時的であるのは、この二次プロセスと関連がある可能性が高いが、詳細はまだ分かっていない。
Be星は変光星 であることが多く、GCAS（カシオペヤ座γ型変光星 ）やBE（GCASに分類できないBe星）、BCEP（ケフェウス座β型変光星 ）などに分類される。
Porter J., Rivinius Th.: Classical Be stars, 2003 PASP 115, 1153
^ a b 『天文学大事典』（初版第1版）地人書館、560頁頁。ISBN 978-4-8052-0787-1 。
^ a b 『オックスフォード天文学辞典』（初版第1刷）朝倉書店、334頁頁。ISBN 4-254-15017-2 。
^ Lamers, Henny J. G. L. M.; Zickgraf, Franz-Josef; de Winter, Dolf; Houziaux, Leo; Zorec, Janez (1998). “An improved classification of B[e]-type stars”. Astronomy and Astrophysics 340 : 117-128. Bibcode : 1998A&A...340..117L . ^
Kervella, P.; Domiciano de Souza, A., Astronomy and Astrophysics, Volume 453, Issue 3, July III 2006, pp.1059-1066,(DOI 10.1051/0004-6361:20054771)
