Войти
звезды бария относятся к спектральному классу G до K звезд, спектры которых указывают на переизбыток элементов s-процесса присутствием однократно ионизированного бария, Ba II, при λ 45 5,4 нм. Бариевые звезды также демонстрируют улучшенные спектральные характеристики углерода, полосы молекул CH, CN и C2. Первоначально класс был признан и определен Уильямом П. Бидельманом и Филипом Кинаном. Первоначально, после их открытия, их считали красными гигантами, но такая же химическая подпись наблюдалась и у звезд главной последовательности.
Наблюдательные исследования их лучевой скорости показали, что все бариевые звезды являются двойными звездами. Наблюдения в ультрафиолете с использованием International Ultraviolet Explorer обнаружили белые карлики в некоторых звездных системах с барием.
Считается, что звезды с барием являются результатом массоперенос в системе двойная звезда. Передача массы произошла, когда наблюдаемая сейчас гигантская звезда находилась на главной последовательности. Его компаньон, звезда-донор, была углеродной звездой на асимптотической ветви гигантов (AGB), и внутри нее образовались углеродные и s-процессные элементы. Эти продукты ядерного синтеза смешивались с его поверхностью посредством конвекции. Часть этого вещества «загрязнила» поверхностные слои звезды главной последовательности, поскольку звезда-донор потеряла массу в конце своей эволюции AGB и впоследствии превратилась в белого карлика. Эти системы наблюдаются через неопределенное время после события массопереноса, когда звезда-донор долгое время была белым карликом. В зависимости от начальных свойств двойной системы загрязненная звезда может находиться на разных этапах эволюции.
В процессе эволюции бариевая звезда будет временами больше и холоднее, чем пределы спектральных классов G или К. Когда это происходит, обычно такая звезда относится к спектральному классу M, но ее избыток s-процесса может заставить ее показать свой измененный состав как еще одну спектральную особенность. Пока температура поверхности звезды находится в режиме M-типа, звезда может демонстрировать молекулярные особенности полос элемента s-процесса цирконий, оксида циркония (ZrO). Когда это произойдет, звезда будет выглядеть как «внешняя» S-звезда.
Исторически, бариевые звезды представляли собой загадку, потому что в стандартной теории звездной эволюции гиганты G и K находятся недостаточно далеко друг от друга. в своей эволюции синтезировали углерод и элементы s-процесса и смешали их с поверхностью. Открытие двойной природы звезд разрешило загадку, поместив источник их спектральных особенностей в звезду-компаньон, которая должна была произвести такой материал. Эпизод массопереноса считается довольно коротким в астрономическом масштабе времени.
Прототипы бариевых звезд включают zeta Capricorni, HR 774 и HR 4474.
звезды CH относятся к популяции II звезды с аналогичным эволюционным состоянием, спектральными особенностями и орбитальной статистикой, которые считаются более старыми, бедными металлами аналогами звезд с барием.
