Jest to gwiazda typu B z silnymi liniami emisyjnymi wodoru, dobrym przykładem tego typu gwiazdy jest Achernar. Emisja pochodzi od okołogwiezdnego dysk materiału, który szybko rotuje i jego masa się zmniejsza. Jedna piąta gwiazd B podpada pod kategorię Be. Gwiazdy te poruszają się bardzo szybko od około 250 do 500 km/s. Model gwiazdy przyjmuje, że dysk ma zasięg od 2 do 20 promieni gwiazdy, są sama gwiazda ma promień od 3 do 12 promieni Słońca.

Gwiazdy Be zmieniają swoją jasność i widmo. Zmiany przebiegają na przestrzeni tygodni albo dekad i są związane z formowaniem się lub rozpraszaniem się dysk. Mniejsze zmiany jasności trwające około tygodnia związane są z drugim składnikiem często występującym razem z tym typem gwiazd. Krótkie zmiany jasności trwające od 0.3 do 2 dni związane są z pulsacją gwiazdy lub jej ruchem rotacyjnym. Niektóre gwiazdy Be jak np. Gamma Cassiopeiae pokazują dodatkowe linie absorpcyjne związane z odrzucaniem powłoki. Poszczególne gwiazdy typu B mogą przejść do typu Be i później powrócić do typu B. Związane jest to właśnie z pulsacją powłoki. Gwiazdy typu O i A czasami zachowują się w podobny sposób.

Jeden z największych teoretycznych problemów związanych z gwiazdami typu Be był spowodowany przez dysk otaczający gwiazdę. Mianowicie nie było wyjaśnione, dlaczego dysk w niektórych miejscach zbliża się do gwiazdy albo jest wypychany w przestrzeń kosmiczną. Nowy model opracowany w 2002 roku pokazuje, że wokół gwiazd Be istnieje pole magnetyczne, które powoduje powstanie obrotowego dysku magnetycznego. Linie pola magnetycznego powodują przenoszenie materiału wiatru gwiezdnego w okolice równika. Dysk formuje się w regionie, gdzie jego prędkość kątowa przeciwdziała grawitacji.