Astropedia
Advertisement

Las estrellas de bario son gigantes de tipo espectral G y K, cuyos espectros muestran un exceso de elementos de proceso-s por la presencia de bario ionizado, Ba II, a λ 455,4 nm. Las estrellas de bario también muestran los rasgos espectrales del carbono acentuados, las bandas de las moléculas CH, CN y CN2. Esta clase de estrellas fue reconocida y organizada por William Bidelman y Philip Keenan.[1]

Se piensa que las estrellas de bario son el resultado de una transferencia de masa en una estrella binaria. La transferencia de masa tuvo lugar cuando la estrella gigante actual era una estrella de la secuencia principal. Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono en la rama asintótica gigante (RAG) que había producido carbono y elementos de proceso-s en su interior. Estos productos de la fusión nuclear se mezclaron por convección hacia la superficie. Parte de este material "contaminó" la superficie estelar de la estrella de la secuencia principal cuando la estrella donante perdió masa al final de su evolución, y posteriormente se convirtió en una enana blanca.

Ahora vemos el sistema un tiempo indeterminado después de la transferencia de masa, cuando la estrella donante se ha convertido en una enana blanca difícil de detectar, y la estrella "contaminada" ha evolucionado hasta ser una gigante roja o amarilla.

Estrellas prototípicas de bario son Zeta Capricorni, HR 774 y HR 4474. Otras estrellas de bario más conocidas son Alphard (α Hydrae), Gacrux (γ Crucis) y Atria (α Trianguli Australis).

Referencias[]

  1. Bidelman, W.P., & Keenan, P.C. Astrophysical Journal, vol. 114, p. 473, 1951

fi:Bariumtähti hu:Báriumcsillag

Advertisement