Be型 恒星 (Be star), 껍질別 (shell star) ^[1] 은 分光型 B의 恒星 中 스펙트럼 에 水素 방출선 이 나타나는 것을 말한다. 大文字 B 옆에 작은 e(스펙트럼上의 방출선을 意味)를 붙여서 Be 로 標示한다. 非異形 별의 스펙트럼에는 다른 原子 이온 들도 存在하기는 하나, 그 强度는 水素보다 훨씬 弱하다. 非異形 별의 스펙트럼은 보통의 B型 항성보다 線形 偏光 및 ' 赤外線 超過 '로 불리는 赤外線 複寫 現象이 뚜렷하게 發見된다. 非異形 별은 恒星의 進化 過程 中 刹那에 該當하는 瞬間이므로, 現在 非異形 별의 特徵을 보이는 天體들이 다시 平凡한 B型 別로 돌아갈 수 있고, 그 反對의 現象도 일어날 수 있다.

大部分의 非異形 별은 主系列星 이지만, 前主系列星 , 超巨星 , 元是行星界 星雲 等도 있다. ^[2] 이들은 B[e] 超巨星, 虛빅 非異形 별 , 콤팩트 行星上 星雲 B[e] , 共生型 B[e] , '不明' 等으로 分類된다.

非異形 別로 最初로 判明된 天體는 카시오페이아자리 감마 로, 1866年 안젤로 세키 가 觀測했다. 감마별은 방출선 現象을 보여주는 最初의 事例이기도 했다. 방출선 形成過程을 더 잘 理解하게 된 20世紀 初에는, 이들 방출선이 恒星 自體가 原因이 아니라 恒星 周邊을 둘러싸고 있는 것 때문에 생겨나게 됨을 알았다. 오늘날 이들 방출선은 항성風 形態로 放出된 가스가 周邊에 存在하기 때문임이 밝혀졌다. 赤外線 超過 및 偏光 現象은 恒星에서 나온 빛이 周邊 物質들에 依해 흩어지기 때문에 일어난다. 방출선 現象은 恒星에서 나온 紫外線 이 周邊 物質들과 反應하여 일어나는 것이다.

非異形 별은 普通 自轉 速度가 빠르다. 이 事實은 主系列星 아케르나르 를 恒星 干涉 觀測器로 살펴본 結果 確認되었다. 그러나 質量放出은 빠른 回轉 速度만으로는 發生하지 않을 確率이 크며, 여기에 磁氣場 및 婢僕社 항성脈動 等의 追加的인 放出 메카니즘이 더해져야 한다. 非異形 별이 잠깐 동안만 存在하는 狀態임을 考慮하면 恒星脈動이 더 關聯이 있을 것으로 보이지만, 이 分野의 硏究는 아직 進行 中이다.

非異形 별들은 普通 變光星 이며, 恒星周圍 가스圓盤이 오래 存在하지 못하고, 圓盤이 恒星의 빛을 分散하는 特徵에 基盤하여 카시오페이아자리 감마型 變光星 으로 分類된다. 또는 脈動 現象을 根據로 에리다누스자리 람다型 變光星 으로 分類하기도 한다.

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