b'\n_START_ARTICLE_\nStella Be\n_START_PARAGRAPH_\nUna stella Be \xc3\xa8 una stella di classe spettrale B il cui spettro \xc3\xa8 caratterizzato da prominenti linee di emissione (indicate dalla lettera "e" dopo la B) dell\'idrogeno; non \xc3\xa8 rara la presenza di linee di emissione di altri elementi ionizzati, ma normalmente appaiono pi\xc3\xb9 deboli. Altre caratteristiche osservative includono la polarizzazione lineare della luce e spesso un eccesso di emissione infrarossa, dovuta alla presenza di un disco circumstellare. Lo stadio di stella Be \xc3\xa8 transitorio: ogni stella di classe B pu\xc3\xb2 diventare in qualunque momento una stella Be, e viceversa. La prima stella riconosciuta come appartenente a questa classe stellare fu \xce\xb3 Cassiopeiae, osservata nel 1866 da Angelo Secchi, nonch\xc3\xa9 la prima stella sul cui spettro siano state individuate delle linee di emissione.\n_START_SECTION_\nCaratteristiche\n_START_PARAGRAPH_\nSebbene la stragrande maggioranza delle stelle Be siano nella sequenza principale, a questa categoria appartiene un insieme eterogeneo di altre tipologie stellari, tra cui stelle pre-sequenza principale (in particolare le stelle Be di Herbig), giganti e supergiganti post-sequenza principale, nuclei di nebulose protoplanetarie e planetarie._NEWLINE_Le linee di emissione delle stelle Be provengono dall\'ambiente attorno alla stella, non dalla stella stessa: infatti, \xc3\xa8 stata individuata attorno a tali astri la presenza di dischi circumstellari, costituiti da materia gassosa che si ritiene sia costituita da materiale espulso dalla stella, principalmente idrogeno. L\'eccesso di radiazione infrarossa e la polarizzazione sono una conseguenza della 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._NEWLINE_\xc3\x88 noto che le stelle Be sono caratterizzate da altissime velocit\xc3\xa0 di rotazione, confermata dalle misurazioni interferometriche di alcuni di questi astri, come Achernar (\xce\xb1 Eridani). Tuttavia la rotazione non \xc3\xa8 sufficiente per spiegare come si formi questo disco di materia espulsa; gli astronomi ritengono che intervengano ulteriori meccanismi di espulsione, che coinvolgono il campo magnetico della stella o la presenza di pulsazioni non-radiali della 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._NEWLINE_Alcune stelle Be sono anche variabili ed appartengono principalmente a due classi, le Gamma Cassiopeiae o le Lambda Eridani.'