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Una '''stella Be''' è una [[stella]] di [[classificazione stellare|classe spettrale]] B il cui [[spettro atomico|spettro]] è caratterizzato da prominenti linee di emissione (indicate dalla lettera "e" dopo la B) dell'[[idrogeno]]; non è rara la presenza di linee di emissione di altri [[elemento chimico|elementi]] [[ionizzazione|ionizzati]], ma normalmente appaiono più deboli.
Altre caratteristiche osservative includono la [[Polarizzazione della radiazione elettromagnetica|polarizzazione]] lineare della luce e spesso un eccesso di emissione [[radiazione infrarossa|infrarossa]], dovuta alla presenza di un [[disco circumstellare]]. Lo stadio di stella Be è transitorio: ogni stella di classe B può diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu {{STL|Gamma|Cas}}, osservata nel [[1866]] da [[Angelo Secchi]], nonché la prima stella sul cui spettro siano state individuate delle linee di emissione.
== Caratteristiche ==
Sebbene la stragrande maggioranza delle stelle Be siano nella [[sequenza principale]], a questa categoria appartiene un insieme eterogeneo di altrealtri tipologietipi stellari, tra cui [[stella pre-sequenza principale|stelle pre-sequenza principale]] (in particolare le [[stella Ae/Be di Herbig|stelle Be di Herbig]]), [[gigante blu|giganti]] e [[supergigante blu|supergiganti]] post-sequenza principale, nuclei di [[nebulosa protoplanetaria|nebulose protoplanetarie]] e [[nebulosa planetaria|planetarie]].<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...340..117L| autore= H. J. G. L. M. Lamers, F.-J. Zickgraf, D. de Winter, L. Houziaux, J. Zorec | titolo= An improved classification of B<nowiki>[e]</nowiki>-type stars| rivista= Astronomy and Astrophysics| volume= 340| pagine= 117-128 | anno= 1998}}</ref>
Le linee di emissione delle stelle Be provengono dall'ambiente attorno alla stella, non dalla stella stessa: infatti, è stata individuata attorno a taliquesti astri la presenza di [[disco circumstellare|dischi circumstellari]], costituiti da materia [[gas]]sosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella, principalmente idrogeno. L'eccesso di [[radiazione infrarossa]] e la polarizzazione sono una conseguenza della [[scattering|diffusione]] della luce stellare da parte del disco, mentre le linee di emissione si originano a seguito del ri-processamento della [[radiazione ultravioletta]] stellare all'interno del disco.
È noto che leLe stelle Be sono caratterizzate da altissime velocità di [[rotazione stellare|rotazione]], confermata dalle misurazionimisure [[interferometria|interferometriche]] di alcuni di questi astri, come [[Achernar]] (α [[Eridano (costellazione)|Eridani]]). Tuttavia la rotazione non è sufficiente pera spiegare come si formi questo disco di materia espulsa; gli astronomi ritengono che intervengano ulteriori meccanismi di espulsione, che coinvolgono il [[campo magnetico stellare|campo magnetico]] della stella o la presenza di [[variabile pulsante|pulsazioni non-radiali]] della [[fotosfera|superficie stellare]]. La natura transitoria della fase di stella Be sembra collegata a questi processi secondari, anche se i meccanismi dettagliati sono ancora oggetto di studio.
Alcune stelle Be sono anche [[stella variabile|variabili]] ede appartengono principalmente a dueuna delle classi, le [[variabile Gamma Cassiopeiae|Gamma Cassiopeiae]] o le [[variabile Lambda Eridani|Lambda Eridani]].
=== Principali stelle Be ===
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