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'''Be X射线双星 ''' 是一种高 [[ 质 量X 量]]X 射线双星，由一颗 [[ 中子星 ]] 和一 颗Be 颗[[Be 星 ]] 组成。通常中子星会以一个广阔的椭圆轨道环绕着Be星，而Be星的星风亦多会形成一个与中子星轨道交错的平面。每当中子星与Be星的星风相遇时，大量气体便依附在中子星上。气体会下沉到中子星并产生一股强烈的X射线。

Be星是光谱中有明显的氢发射线的B-型恒星，这类 [[ 恒星 ]] 的光谱类型通常标示为Be，B表示是B型恒星，e表示是发射光谱，虽然也可能有其它 [[ 原子 ]] 的 [[ 离子 ]] 发射谱线，但通常都很微弱。观测上的其他特征包括光学上的线性偏极化和比一般的B型恒星更强的红外线辐射，称为红外过量。自然的Be星都是暂时性的，Be星通常都可能保持着正常的B型光谱，而且到前为止都是正常的B型星可能成为Be星。

虽然大多数的Be星都是主序星，但它们都是在复杂的族群中被辨识出来的，包括主序前星、 [[ 超巨星 ]] 、 [[ 原行星云 ]] ，和其它的天体。它们或许可以再细分为Be超巨星、赫比格Be星、致密行星状星云Be、共生Be星，而这些全部都还是"不明确"的分类。

第一颗被确认的Be星是策(仙后座γ)，在1866年就被安吉洛·西奇观测到，也是第一颗被发现有发射谱线的 [[ 恒星 ]] 。 在20 在[[20 世纪 ]] 初期，了解了发射谱线形成的的过程，知道这些谱线来自环绕在周围的拱星物质，而不是来自恒星本身。现在，所有的观测特性都可以用恒星抛射出的物质形成的气体环解释。红外过量和偏极化是星光被盘面散射的结果，发射谱线是恒星的紫外线被盘面的气体吸收之后再辐射出来的。

Be星一般被认为是高速自转的 [[ 天体 ]] ，并且经由干涉仪测量到水委一的自转扭曲得到证实。虽然，单独的自转或许还不足以形成盘面，但是额外的抛射机制是需要的，像是一个磁场或是非径向的恒星的脉动。Be现象瞬变的本质非常像是过渡到另一种程序的联接过程，但是细节还有待进一步的研究。

Be星是典型的变星，并且被认为是由于暂时存在的 [[ 星盘 ]] 和散射过程造成的仙后γ型变星，或是自然脉动性质造成的波江λ型变星。

LSI+61°303，亦即 [[ 周期 ]] 性伽玛射线源CG135+01，有可能是这种双星的例子。其每26.496天便会发出 [[ 无线电波 ]] 。可见光和 [[ 红外线 ]] 的波长变动周期亦为26.5天。其致密天体的质量未被准确测出，但推定它因其巨大质量并非中子星而是黑洞。

英仙座X是由仙后座γ变星和脉冲星组成的双星，其X射线周期较长和较稳定。但也观测到一些X射线的闪焰，相信是由于 [[ 吸积盘 ]] 的变动，但未有发现其与光学变动的关联。

至1996年达Be X射线双星级别的20多个天体中惟LSI+61°303及英仙座X发出明显较高 [[ 光度 ]] 及 [[ 频率 ]] 的X射线（kT ≈ 10–20 keV，对比其他的kT ≤ 1 keV）。LSI+61°303亦发出强烈的无线电波，使其近似于其他短周期高质量X射线双星。