Estrela de bário - Barium star

As estrelas de bário são estrelas espectrais de classe G a K, cujos espectros indicam uma superabundância de elementos do processo s pela presença de bário ionizado isoladamente , Ba II, a λ 455,4 nm. As estrelas de bário também apresentam características espectrais aprimoradas de carbono , as bandas das moléculas CH, CN e C 2 . A classe foi originalmente reconhecida e definida por William P. Bidelman e Philip Keenan . Inicialmente, após sua descoberta, pensava-se que eram gigantes vermelhas, mas a mesma assinatura química também foi observada em estrelas da sequência principal.

Estudos observacionais de sua velocidade radial sugeriram que todas as estrelas de bário são estrelas binárias . As observações no ultravioleta usando o International Ultraviolet Explorer detectaram anãs brancas em alguns sistemas estelares de bário.

Acredita-se que as estrelas de bário sejam o resultado da transferência de massa em um sistema estelar binário . A transferência de massa ocorreu quando a estrela gigante agora observada estava na sequência principal . Sua companheira, a estrela doadora, era uma estrela de carbono no ramo gigante assintótico (AGB) e havia produzido carbono e elementos de processo s em seu interior. Esses produtos da fusão nuclear foram misturados por convecção à sua superfície. Parte dessa matéria "poluiu" as camadas superficiais da estrela da sequência principal à medida que a estrela doadora perdia massa no final de sua evolução AGB e, subsequentemente, evoluiu para se tornar uma anã branca. Esses sistemas estão sendo observados em um período indeterminado de tempo após o evento de transferência de massa, quando a estrela doadora há muito tempo é uma anã branca. Dependendo das propriedades iniciais do sistema binário, a estrela poluída pode ser encontrada em diferentes estágios evolutivos.

Durante sua evolução, a estrela de bário às vezes será maior e mais fria do que os limites dos tipos espectrais G ou K. Quando isso acontece, normalmente essa estrela é do tipo espectral M , mas seus excessos de processo s podem fazer com que ela mostre seu composição alterada como outra peculiaridade espectral. Embora a temperatura da superfície da estrela é no regime de tipo M, a estrela pode mostrar características moleculares do elemento de s-processo de zircónio , óxido de zircónio (ZrO) bandas. Quando isso acontecer, a estrela aparecerá como uma estrela S "extrínseca" .

Historicamente, as estrelas de bário representavam um quebra-cabeça, porque na teoria da evolução estelar padrão os gigantes G e K não estão suficientemente adiantados em sua evolução para sintetizar o carbono e os elementos do processo S e misturá-los às suas superfícies. A descoberta da natureza binária das estrelas resolveu o quebra-cabeça, colocando a fonte de suas peculiaridades espectrais em uma estrela companheira que deveria ter produzido tal material. Acredita-se que o episódio de transferência de massa seja bastante breve em uma escala de tempo astronômica.

As estrelas de bário prototípicas incluem zeta Capricorni , HR 774 e HR 4474.

As estrelas CH são estrelas de População II com estado evolutivo, peculiaridades espectrais e estatísticas orbitais semelhantes, e acredita-se que sejam as mais antigas e pobres em metais análogas das estrelas de bário.

Referências