Una estrella de bario es una estrella en cuyo espectro hay líneas de absorción de bario Ba II (455,4 nm) y estroncio Sr II (421,5 nm). Las estrellas de bario también exhiben líneas espectrales de carbono extendidas , bandas moleculares CH , CN y C2 . Por primera vez tales estrellas fueron descubiertas por W. Bidelmany F. Keenan [1] en 1951 . Inicialmente, después de su descubrimiento, se las consideró gigantes rojas , pero se observaron las mismas características químicas en las estrellas de secuencia principal [2] [3] .
Las estrellas de bario pertenecen a los gigantes de tipo espectral G o K con temperaturas que oscilan entre 4300 y 6500 K. Históricamente, las estrellas de bario han sido un misterio porque, en la teoría estándar de la evolución estelar , los gigantes de tipo espectral G y K no han avanzado lo suficiente en su evolución . para sintetizar carbono y elementos s -procesar y mezclarlos en sus superficies.
Los estudios de observación de las velocidades radiales han demostrado que todas las estrellas de bario son estrellas binarias [4] [5] [6] [7] [8] . Las observaciones ultravioleta que utilizan el International Ultraviolet Explorer han detectado 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 actualmente observada estaba en la secuencia principal . Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono , que se encontraba en la rama gigante asintótica (AGB) y producía elementos de carbono y proceso s dentro de su núcleo. Estos productos de la fusión nuclear cayeron sobre su superficie con la ayuda de la convección . Parte de esta materia "contaminó" las capas superficiales de la estrella de la secuencia principal cuando la estrella donante perdió masa al final de su evolución en la rama gigante asintótica y posteriormente se convirtió en una enana blanca . Estos sistemas se observan indefinidamente después del evento de transferencia de masa , cuando la estrella donante fue una enana blanca durante mucho tiempo [11] [12] . Dependiendo de las propiedades iniciales del sistema binario, la estrella contaminada puede estar en diferentes etapas de evolución [13] . El descubrimiento de la naturaleza dual de las estrellas resolvió el misterio colocando la fuente de sus características espectrales en una estrella compañera que se suponía que producía tal material. El episodio de transferencia de masa se considera bastante corto en una escala de tiempo astronómica.
Durante su evolución, una estrella de bario será a veces más grande y más fría de lo que es característico de los tipos espectrales G o K. Cuando esto sucede, dicha estrella suele estar en el tipo espectral M, pero el exceso de elementos resultante del proceso s puede hacer que muestre una composición alterada como una o más líneas espectrales. Si bien la temperatura de la superficie de la estrella está dentro del rango del tipo espectral M, la estrella puede mostrar bandas de circonio y óxido de circonio (ZrO) en el espectro . Cuando esto suceda, la estrella se verá como una estrella tipo S "exterior" .
Las estrellas de bario incluyen:
Las estrellas CH son estrellas de la población II con un estado evolutivo, características espectrales y estadísticas orbitales similares; se las considera análogas más antiguas y pobres en metales a las estrellas de bario [14] .