estrella de bario

Las estrellas de bario son estrellas de clase espectral G a K cuyos espectros indican una sobreabundancia de elementos del proceso s por la presencia de bario ionizado una vez , Ba II, en λ 455,4  nm. Las estrellas de bario también muestran características espectrales mejoradas del carbono , las bandas de las moléculas CH, CN y C ₂ . La clase fue reconocida y definida originalmente por William P. Bidelman y Philip Keenan . ^{[ 1 ]} Inicialmente, después de su descubrimiento, se pensó que la categoría estaba limitada a las gigantes rojas , pero la misma firma química se ha observado también en estrellas de la secuencia principal ^{[ 2 ] [ 3 ] .}

Los estudios observacionales de su velocidad radial sugirieron que todas las estrellas de bario son estrellas binarias . ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} Las observaciones en el ultravioleta utilizando el Explorador Ultravioleta Internacional detectaron enanas blancas en algunos sistemas estelares de bario. ^{[ 9 ] [ 10 ]}

Se cree que las estrellas de bario son el resultado de la transferencia de masa en un sistema estelar binario . La transferencia de masa ocurrió cuando la estrella gigante ahora observada se encontraba en la secuencia principal . Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono en la rama asintótica de gigantes (AGB) y había producido carbono y elementos del proceso s en su interior. Estos productos de fusión nuclear se mezclaron por convección hacia su superficie. Parte de esa materia "contaminaron" las capas superficiales de la estrella de la secuencia principal a medida que la estrella donante perdía masa al final de su evolución AGB, y posteriormente evolucionó hasta convertirse en una enana blanca. Estos sistemas se están observando en un tiempo indeterminado después del evento de transferencia de masa, cuando la estrella donante ya es una enana blanca. ^{[ 11 ] [ 12 ]} Dependiendo de las propiedades iniciales del sistema binario, la estrella contaminada puede encontrarse en diferentes etapas evolutivas. ^{[ 13 ]}

Durante su evolución, la estrella de bario será a veces más grande y fría que los límites de los tipos espectrales G o K. Cuando esto sucede, normalmente dicha estrella es de tipo espectral M , pero sus excesos del proceso s pueden hacer que muestre su composición alterada como otra peculiaridad espectral. Mientras la temperatura superficial de la estrella se encuentra en el régimen de tipo M, la estrella puede mostrar características moleculares del elemento zirconio del proceso s , bandas de óxido de zirconio (ZrO). Cuando esto sucede, la estrella aparecerá como una estrella S "extrínseca" .

Históricamente, las estrellas de bario planteaban un enigma, ya que, según la teoría estándar de la evolución estelar, las gigantes G y K no se encuentran en una etapa evolutiva lo suficientemente avanzada como para haber sintetizado carbono y elementos del proceso s, y mezclarlos con sus superficies. El descubrimiento de la naturaleza binaria de estas estrellas resolvió el enigma, situando el origen de sus peculiaridades espectrales en una estrella compañera que debería haber producido dicho material. Se cree que el episodio de transferencia de masa es bastante breve en la escala de tiempo astronómica.

Entre las estrellas de bario prototípicas se incluyen Zeta Capricorni , HR 774 y HR 4474 .

Las estrellas CH son estrellas de Población II con un estado evolutivo, peculiaridades espectrales y estadísticas orbitales similares, y se cree que son los análogos más antiguos y pobres en metales de las estrellas de bario. ^{[ 14 ]}