| rdfs:comment
| - Barium-Sterne sind Riesensterne der Spektralklasse G oder K, deren Spektren eine Überhäufigkeit an s-Prozess-Elementen zeigen, primär von einfach ionisiertem Barium, Ba II, bei einer Wellenlänge λ = 455,4 nm. Sie zeigen ebenfalls stärkere Spektrallinien des Kohlenstoffs, Banden der Moleküle von CH, CN und C2. Diese Sternklasse der pekuliären Sterne wurde zuerst von William Bidelman und Philip C. Keenan erkannt und definiert. (de)
- Ба́риевая звезда́ — звезда, в спектре которой присутствуют линии поглощения бария Ba II (455,4 нм) и стронция Sr II (421,5 нм). Бариевые звезды также демонстрируют расширенные спектральные линии углерода, полосы молекул CH, CN и C2. Впервые такие звёзды были обнаружены У. Бидельманом и Ф. Кинаном в 1951 году. Первоначально, после их открытия, они считались красными гигантами, но такие же химические особенности наблюдалась и у звёзд главной последовательности. (ru)
- نجوم الباريوم (بالإنجليزية: Barium star) لها تصنيف نجمي من G إلى K من النجوم العملاقة. طيفها الضوئي يظهر عملية التقاط نيوترون بطيئة بسبب وجود الباريوم المتأين المنفرد، Ba II، في الطول الموجي λ 455.4 نانو متر. كما ان طيفها يظهر وجود خطوط معززة للكاربون.CH و CN و C2. تصنيف هذه النجوم وجد واكتشف من طرف ويليام بايديمان وفيليب كينان. (ar)
- Un estel de bari o estrella de bari és una estrella gegant de tipus espectral G i K, els espectres del qual mostren excés d'elements generats mitjançant el «procés S» de captura de neutrons, per la presència de bari ionitzat, Ba + i Ba 2 + , a una longitud d'ona de 455,4 nm. Els estels de bari també presenten els trets espectrals del carboni accentuats, les línies de les molècules CH, CN i CN 2 . Aquesta classe d'estels fou reconeguda i organitzada per i Philip Keenan. (ca)
- Barium stars are spectral class G to K stars whose spectra indicate an overabundance of s-process elements by the presence of singly ionized barium, Ba II, at λ 455.4 nm. Barium stars also show enhanced spectral features of carbon, the bands of the molecules CH, CN and C2. The class was originally recognized and defined by William P. Bidelman and Philip Keenan. Initially, after their discovery, they were thought to be red giants, but the same chemical signature has been observed in main-sequence stars as well. Prototypical barium stars include zeta Capricorni, HR 774, and HR 4474. (en)
- Las estrellas de bario son estrellas gigantes de tipo espectral G y K, cuyos espectros muestran exceso de elementos generados por medio del «proceso-s» de captura de neutrones y la presencia de bario ionizado, Ba+ y Ba2+, a una longitud de onda de 455,4 nm. Las estrellas de bario también presentan los rasgos espectrales del carbono acentuados —las líneas de las moléculas CH, CN y CN2. Esta clase de estrellas fue reconocida y organizada por y . (es)
- Bariozko izarrak G eta K espektro motako izar erraldoiak dira. Izar hauen espektroek s prozesuaren bidez sortutako elementu gehiegi eta 455,4 nanometroko uhin luzeran Ba+ eta Ba2+ ionizatutako barioaren presentzia erakusten dute. Bariozko izarrek karbonoaren espektro ezaugarriak areagotuta ere aurkezten dituzte, CH, CN eta CN2 molekulen . Mota honetako izarrak eta ezagutu eta antolatu zituzten. Mota honetako izarren azterketak, barioko izar guztiak izar bitarrak direla pentsarazten du. ultramorean eginiko behaketek nano zuriak detektatu dituzte bariozko izar batzuen lagun bezala. (eu)
- Une étoile à baryum est une géante rouge de type spectral G ou K dont le spectre indique une surabondance d'éléments chimiques issus du processus s à travers la présence de la raie Ba II à λ = 455,4 nm du baryum ionisé une fois Ba+. Ces étoiles présentent également des caractéristiques spectrales du carbone à travers les raies du méthylidyne CH, du cyanogène CN et du carbone diatomique C2 (raies de Swan pour ce dernier). (fr)
- 바륨별(Barium star)은 G형에서 K형 사이의 거성으로, 스펙트럼에서 이온화된 바륨, Ba II(λ = 455.4nm)의 흡수선이 강하게 나타나는 별이다. 또 바륨별은 CH의 띠스펙트럼에서도 강하게 나타난다. 바륨별은 과 이 처음으로 정의했다. 바륨별의 시선속도를 관측하면 모든 바륨별은 쌍성이라는 것을 시사하며,(국제자외선탐사위성)의 자외선 관측으로 몇몇 바륨별 계의 백색 왜성을 찾았다. 바륨별은 쌍성계에서 물질 전달의 결과로 생성된 것으로 여겨진다. 물질 전달은 과거에 주계열이었던 별이 현재는 거성일 때 발생한다. 그 동반성인 주는 별은 점근거성가지의 탄소별이며, 그 내부에서 탄소와 S과정의 원소를 생성한다. 이런 핵융합으로 생긴 물질들은 대류로 인해 별의 표면과 섞인다. 주계열성의 “오염된” 표층의 물질들 중 일부는 주는 별과 같이 AGB 진화의 끝에서 물질을 잃고, 후에 백색 왜성으로 진화한다. 우리는 이 계를 물질 전달 후 긴 시간동안 관측한다. CH 별은 항성종족 II의 별과 진화상태, 스펙트럼 특성, 궤도자료가 비슷하며, 더 늙고, 바륨별에 비해 상대적으로 중원소 함량이 낮은 것으로 생각된다. 프로토타입형 바륨별은 이다. (ko)
- バリウム星（バリウムせい、barium star）は、スペクトル型がG型またはK型の巨星である。スペクトルから、S過程が過剰に進み、455.4nmの一価のバリウムが存在することが示唆されている。バリウム星はまた、CH、CN、CCの分子結合を持つ炭素も豊富に存在する特徴を見せている。William BidelmanとPhilip Keenanによって最初に確認され、定義された。 視線速度の観測により、全てのバリウム星は連星であるということが知られている。IUEによる紫外線の観測で、いくつかのバリウム星の系に白色矮星が見つかった。 バリウム星は、連星系の質量転移の結果できると考えられている。質量転移は、巨星が主系列星である時に起こる。質量を提供する伴星は、漸近巨星分枝上の炭素星であり、内部で炭素とS過程の元素を生産している。これらの原子核合成生成物は表面への対流で混合される。これらの物質の一部は巨星の表面の層を「汚染」し、漸近巨星分枝上の星は進化の最終過程で質量を失って白色矮星となる。白色矮星になってから長い期間が経ち、主星も赤色巨星にまで進化してしまうと、質量転移がいつ起こったのかは確定できない。 典型的なバリウム星には、やぎ座ζ星、、等がある。 CH星は、同様の進化段階、スペクトルの特徴、軌道統計にある種族IIの恒星であり、バリウム星より古く金属量が少ない類似体だと考えられている。 (ja)
- Le stelle al bario sono delle stelle giganti di classe G o K, i cui spettri indicano una sovrabbondanza di elementi prodotti dal processo s, come bario monoionico (Ba I) e diionico (Ba II), alla lunghezza d'onda λ di 455,4 nm. Inoltre mostrano delle pronunciate linee spettrali associate al carbonio e ad alcuni suoi composti, come CH, CN e C2. Tra le stelle al bario più note vi sono ζ Capricorni, HR 774 e HR 4474. (it)
- As estrelas de bário são estrelas gigantes de tipo espectral G e K, cujos espectros mostram excesso de elementos pesados, gerados pelo processo S de captura de nêutrons, e a presença de bário ionizado (Ba+ e Ba2+), em um comprimento de onda de 455,4 nm. Estrelas de bário também apresentam características espectrais de carbono acentuadas — as linhas das moléculas de CH, CN e CN2. Esta classe de estrelas foi reconhecida e organizada em 1951 por e . (pt)
- Bariumstjärnor är stjärnor av spektralklass G till K vars spektra visar ett överskott av s-processelement genom närvaro av enbart joniserat barium, Ba II, vid 455,4 nm. Bariumstjärnor visar också förstärkta spektrala drag av kol, band av molekylerna CH, CN och C2. Klassen inrättades och definierades ursprungligen av William P. Bidelman och Philip Keenan. Ursprungligen ansågs de vara röda jättar, men samma kemiska signatur har också observerats hos stjärnor i huvudserien. (sv)
- Ба́рієві зорі — зорі, у спектрі яких наявні лінії поглинання барію (Ba II) та інших елементів s-процесу, а також смуги поглинання CH, CN і C2, що є характерним для вуглецевих зір. Вперше їх виявили та дали визначення американські астрономи Бідельман і Кінан 1951 року. Барієві зорі належать до гігантів спектральних класів G і K. Кінематичні характеристики і вміст легких елементів свідчать про те, що барієві зорі належать до зоряного населення І типу (плоскої складової Галактики). Аналогом барієвих зір серед зоряного населення ІІ типу (кулястої складової Галактики) є CH-зорі. (uk)
- 鋇星是G至K型的巨星，它們的光譜 出現455.4nm的波長，顯示有過量的電離鋇元素，BaII。鋇星也顯示出碳的譜線特徵，這是CH、CN和C2等分子的譜線。最出辨識出和定義鋇星的是和 。 徑向速度的觀察認為所有的鋇星都是双星。使用國際紫外線探測衛星 (IUE)在紫外線波段觀察到一些鋇星系統內有白矮星。 鋇星被認為是双星系統內質量轉移造成的結果，質量轉移發生在主序帶內目前觀察到的巨星上。他的伴星，施主星，是在漸近巨星分支 (AGB) 的碳星，並且在他的內部導致碳和S-過程元素。在施主星失去大量質量的AGB晚期，這些核融合的產品經對流混合送到表面，有些物質"污染"了施主星的表面。我們不能確定是在質量轉移之後多久的時間才觀察到這些系統，施主星已經長期演化变成了白矮星，而"被污染"的接收星演變成紅巨星 。 在它的演變期間，鋇星隨著時間增長和變冷，抵達光譜類型G或K型的極限。當這種情況發生時，通常原來的恆星光譜是M型，但S-過程使它的殘餘變更了組成，造成他的光譜被修改成另一種特殊的光譜類型。恆星表面的溫度在M型的範疇內，但S-過程產生的元素鋯 (Zr)會顯示出氧化鋯(ZrO)的分子譜線。當這種情況發生時，恆星將成為"外因"S恆星。 鋇星的樣本包括：摩羯座 ζ(燕)、HR774和HR4474。 CH星是第二星族星，有著相似的演變狀態、特殊的光譜、軌道狀態，被相信是更老的、缺乏金屬的，與鋇星類似。 (zh)
|
| has abstract
| - Un estel de bari o estrella de bari és una estrella gegant de tipus espectral G i K, els espectres del qual mostren excés d'elements generats mitjançant el «procés S» de captura de neutrons, per la presència de bari ionitzat, Ba + i Ba 2 + , a una longitud d'ona de 455,4 nm. Els estels de bari també presenten els trets espectrals del carboni accentuats, les línies de les molècules CH, CN i CN 2 . Aquesta classe d'estels fou reconeguda i organitzada per i Philip Keenan. L'estudi de les velocitats radials d'aquest tipus d'estels indueix a pensar que tots els estels de bari són binaris. Observacions a l'ultraviolat realitzades amb l'International Ultraviolet Explorer han detectat estels nans blancs com a companyes estel·lars d'alguns estels de bari. (ca)
- نجوم الباريوم (بالإنجليزية: Barium star) لها تصنيف نجمي من G إلى K من النجوم العملاقة. طيفها الضوئي يظهر عملية التقاط نيوترون بطيئة بسبب وجود الباريوم المتأين المنفرد، Ba II، في الطول الموجي λ 455.4 نانو متر. كما ان طيفها يظهر وجود خطوط معززة للكاربون.CH و CN و C2. تصنيف هذه النجوم وجد واكتشف من طرف ويليام بايديمان وفيليب كينان. دراسة وصفية للسرعة الشعاعية وجدت ان كل نجوم الباريوم هي نجوم ثنائية.و ساتل الأشعة فوق البنفسجية الدولي وجد أقزام بيضاء في الأنظمة النجمية الثنائية. يعتقد أن نجوم الباريوم تتكون نتيجة نقل الكتلة في النجوم الثنائية. يحدث هذا في نجوم النسق الأساسي العملاقة غير المرئية، وتكون مصاحبة لنجم كربون في مرحلة عملاق مقارب. تنتج في داخلها الكربون بالإندماج النووي في نواتها ويكون مختلط مع مواد منقولة بواسطة نشاط الحمل الحراري لسطحها هذه المواد «الملوثة» تأتي من النجم الرفيق عندما يفقد جزء من كتلتهِ وهو في مرحلة عملاق مقارب من النسق الأساسي. وبالتالي يتطور النجم ليصبح قزم أبيض. في المجمل العملية تستغرق مدة غير محددة بعد انتقال الكتلة. بعدما يصبح النجم المرافق قزم أبيض سيلوث النجم الأخر ويتطور الأخير إلى عملاق أحمر. خلال تطور نجم الباريوم سيكون أكبر وأكثر برودة ولهُ تصنيف نجمي G أو K. وخلال هذه المدة، يكون النجم في التصنيف النجمي M، لكن عملية التقاط النيوترون البطيء تظهر خصوصية الطيفية مغايرة مع بقاء درجة حرارة سطحهِ ضمن تصنيف M، والنجم سيظهر خصائص جزيئية للزركونيوم، وأكسيد الزركونيوم (ZrO). وعندما يحدث ذلك، سوف يظهر النجم بأنه «خارجي» نوع S. تاريخيا نجوم الباريوم تعد لغزا محيرا، لأنه في نظرية تطور عملاق G و K لا يمكنها توليف عناصر الكربون لكن اكتشاف النجوم الثنائية حل اللغز، ووضع مصدر خصوصياتها الطيفية إلى نجم الرفيق. يعتقد أن عملية نقل الكتلة تكون في فترة وجيزة من الزمن الفلكي. وتتوقع الفرضية أنه ينبغي أن يكون هناك نجوم النسق الأساسي مع نجوم الباريوم. (ar)
- Barium-Sterne sind Riesensterne der Spektralklasse G oder K, deren Spektren eine Überhäufigkeit an s-Prozess-Elementen zeigen, primär von einfach ionisiertem Barium, Ba II, bei einer Wellenlänge λ = 455,4 nm. Sie zeigen ebenfalls stärkere Spektrallinien des Kohlenstoffs, Banden der Moleküle von CH, CN und C2. Diese Sternklasse der pekuliären Sterne wurde zuerst von William Bidelman und Philip C. Keenan erkannt und definiert. (de)
- Barium stars are spectral class G to K stars whose spectra indicate an overabundance of s-process elements by the presence of singly ionized barium, Ba II, at λ 455.4 nm. Barium stars also show enhanced spectral features of carbon, the bands of the molecules CH, CN and C2. The class was originally recognized and defined by William P. Bidelman and Philip Keenan. Initially, after their discovery, they were thought to be red giants, but the same chemical signature has been observed in main-sequence stars as well. Observational studies of their radial velocity suggested that all barium stars are binary stars. Observations in the ultraviolet using International Ultraviolet Explorer detected white dwarfs in some barium star systems. Barium stars are believed to be the result of mass transfer in a binary star system. The mass transfer occurred when the now-observed giant star was on the main sequence. Its companion, the donor star, was a carbon star on the asymptotic giant branch (AGB), and had produced carbon and s-process elements in its interior. These nuclear fusion products were mixed by convection to its surface. Some of that matter "polluted" the surface layers of the main-sequence star as the donor star lost mass at the end of its AGB evolution, and it subsequently evolved to become a white dwarf. These systems are being observed at an indeterminate amount of time after the mass transfer event, when the donor star has long been a white dwarf. Depending on the initial properties of the binary system, the polluted star can be found at different evolutionary stages. During its evolution, the barium star will at times be larger and cooler than the limits of the spectral types G or K. When this happens, ordinarily such a star is spectral type M, but its s-process excesses may cause it to show its altered composition as another spectral peculiarity. While the star's surface temperature is in the M-type regime, the star may show molecular features of the s-process element zirconium, zirconium oxide (ZrO) bands. When this happens, the star will appear as an "extrinsic" S star. Historically, barium stars posed a puzzle, because in standard stellar evolution theory G and K giants are not far enough along in their evolution to have synthesized carbon and s-process elements and mix them to their surfaces. The discovery of the stars' binary nature resolved the puzzle, putting the source of their spectral peculiarities into a companion star which should have produced such material. The mass transfer episode is believed to be quite brief on an astronomical timescale. Prototypical barium stars include zeta Capricorni, HR 774, and HR 4474. The CH stars are Population II stars with similar evolutionary state, spectral peculiarities, and orbital statistics, and are believed to be the older, metal-poor analogs of the barium stars. (en)
- Las estrellas de bario son estrellas gigantes de tipo espectral G y K, cuyos espectros muestran exceso de elementos generados por medio del «proceso-s» de captura de neutrones y la presencia de bario ionizado, Ba+ y Ba2+, a una longitud de onda de 455,4 nm. Las estrellas de bario también presentan los rasgos espectrales del carbono acentuados —las líneas de las moléculas CH, CN y CN2. Esta clase de estrellas fue reconocida y organizada por y . El estudio de las velocidades radiales de este tipo de estrellas induce a pensar que todas las estrellas de bario son binarias. Observaciones en el ultravioleta realizadas con el International Ultraviolet Explorer han detectado enanas blancas como compañeras estelares de algunas estrellas de bario. Se piensa que las estrellas de bario son el resultado de transferencia de masa en un sistema binario. Dicha transferencia tuvo lugar cuando la estrella gigante actual era todavía una estrella de 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, provenientes de la fusión nuclear, fueron llevados por convección hacia la superficie de la gigante. Parte de este material contaminó la superficie de la estrella de secuencia principal cuando la donante perdió masa al final de su evolución, convirtiéndose posteriormente en una enana blanca.Ahora vemos el sistema un tiempo indeterminado después del evento de transferencia de masa, cuando la estrella donante ya se ha convertido en una enana blanca difícil de detectar, y la estrella contaminada ha evolucionado hasta ser, a su vez, una gigante roja. Durante su evolución, una estrella de bario puede ser más grande y más fría que el límite impuesto por las clases espectrales G a K. En este caso, aunque la estrella es de tipo espectral M, el exceso de elementos de proceso-s puede hacer que manifieste una composición alterada como peculiaridad espectral. Mientras la temperatura superficial de la estrella corresponde al tipo M, la estrella puede mostrar líneas de absorción de (ZrO), uno de los elementos producidos en el proceso-s. Cuando esto sucede, la estrella es clasificada como estrella S. Asimismo, las estrellas CH son estrellas de Población II en estado evolutivo y con peculiaridades espectrales y parámetros orbitales similares; se piensa que pueden ser análogas a las estrellas de bario, aunque más antiguas y más pobres en metales. Históricamente las estrellas de bario planteaban un enigma; dentro de la teoría estándar de la evolución estelar, las gigantes de tipo G y K no poseen masa suficiente como para poder sintetizar el carbono y otros elementos del proceso-s detectados en sus superficies. El descubrimiento de la duplicidad de estas estrellas resuelve el problema, en cuanto sitúa el origen de las peculiaridades espectrales en una compañera estelar lo suficientemente masiva como para producir dichos elementos. Se piensa que el episodio de transferencia de masa es muy breve dentro de la escala de tiempo de vida de la binaria. Esta hipótesis predice la existencia de estrellas de bario de la secuencia principal; se conoce al menos una estrella de estas características, . Estrellas de bario prototípicas son ζ Capricorni, y . Otras estrellas de bario más conocidas son Alfard (α Hydrae), Gacrux (γ Crucis) y Atria (α Trianguli Australis). (es)
- Bariozko izarrak G eta K espektro motako izar erraldoiak dira. Izar hauen espektroek s prozesuaren bidez sortutako elementu gehiegi eta 455,4 nanometroko uhin luzeran Ba+ eta Ba2+ ionizatutako barioaren presentzia erakusten dute. Bariozko izarrek karbonoaren espektro ezaugarriak areagotuta ere aurkezten dituzte, CH, CN eta CN2 molekulen . Mota honetako izarrak eta ezagutu eta antolatu zituzten. Mota honetako izarren azterketak, barioko izar guztiak izar bitarrak direla pentsarazten du. ultramorean eginiko behaketek nano zuriak detektatu dituzte bariozko izar batzuen lagun bezala. Bariozko izarrak sistema bitar batean baten ondorio direla pentsatzen da. Transferentzia hori egungo izar erraldoia oraindik sekuentzia nagusiko izar bat zenean gertatu zen. Bere laguna, masa eman ziona, adar asintotiko erraldoiko karbonozko izar bat zen, bere barnean karbonoa eta s prozesuko elementuak sortu zituena. Produktu hauek, fusio nuklearraren ondorio, konbekzio bidez erraldoiaren azalera eramanak izan ziren. Material honen zati batek sekuentzia nagusiko izarraren azala kutsatu zuen masa eman zuenak bere eboluzioaren amaieran zuenean, ondoren nano zuri bihurtuz. Orain, sistema transferentzia masa gertatu ondorengo zehaztu gabeko denbora baten ondoren ikusten dugu, masa eman zuen izarra detektatzeko zaila den nano zuri bihurtu denean eta kutsatutako izarrak, era berean, erraldoi gorri bihurtu arte eboluzionatu duenean. Bere eboluzioan zehar bariozko izar bat G eta K arteko espektro motetako izarrentzako ezarritako muga baino handi eta hotzagoa izan daiteke. Kasu honetan, izarra M espektro motakoa den arren, s prozesuko elementu gehiegi izateak, konposaketa aldatu bat izatea eragin dezake espektro berezitasun bezala. Izarraren azaleko tenperatura M espektro motakoa den bitartean, izarrak (ZrO) erakus ditzake, s prozesuan sortutako elementuetako bat. Hau gertatzen denean, izarra bezala sailkatzen da. Era berean, antzeko orbita parametru, espektro berezitasun eta eboluzio egoeran dauden izarrak dira. Uste denez, bariozko izarren antzekoak izan daitezke baina zaharragoak eta metaletan urriagoak. Historikoki, bariozko izarrek enigma bat planteatzen zuten; izar eboluzioaren teoria estandarraren barnean, G eta K motako erraldoiek ez dute euren azaletan detektatutako karbonoa eta s prozesuko beste elementu batzuk sintetizatzeko haina masa. Izar hauek izar bitarrak direla aurkitu izanak arazoa konpontzen du, espektro berezitasunen jatorria aipaturiko elementuak sortzeko haina masa duen izar lagun batetan jartzen duen heinean. Uste denez, masa transferentziaren gertaera oso laburra da izar bitarraren bizitza denboraren eskalan. Hipotesi honek sekuentzia nagusiko bariozko izarren existentzia aurresaten du, eta ezaugarri hauek dituen izar bat behintzat ezagutzen da: . Ereduzko bariozko izarrak , eta dira. Beste bariozko izar ezagunago batzuk (α Hydrae), (γ Crucis) eta (α Triangulis Australis) dira. (eu)
- Une étoile à baryum est une géante rouge de type spectral G ou K dont le spectre indique une surabondance d'éléments chimiques issus du processus s à travers la présence de la raie Ba II à λ = 455,4 nm du baryum ionisé une fois Ba+. Ces étoiles présentent également des caractéristiques spectrales du carbone à travers les raies du méthylidyne CH, du cyanogène CN et du carbone diatomique C2 (raies de Swan pour ce dernier). L'étude de leur vitesse radiale indique que ce sont toujours des étoiles binaires, tandis que leur étude dans l'ultraviolet par l’International Ultraviolet Explorer a permis d'identifier dans les années 1990 la présence de naines blanches dans certains de ces systèmes. On pense que les étoiles à baryum sont le résultat d'un transfert de masse — sous l'effet du vent stellaire notamment — au sein d'un système binaire d'une étoile carbonée de la branche asymptotique des géantes (AGB) vers une étoile de la séquence principale, qui se trouve de ce fait enrichie en carbone et en éléments synthétisés par son compagnon : après que ce transfert est terminé, l'étoile carbonée devient une naine blanche tandis que l'étoile de la séquence principale devient la géante rouge enrichie en carbone, baryum et autres éléments issus d'une nucléosynthèse stellaire par capture neutronique lente (processus s) qu'on observe aujourd'hui. Au cours de son évolution, une étoile à baryum est susceptible d'être plus grosse et plus froide qu'une étoile de type spectral G ou K, d'où un type spectral M mais avec une surabondance en éléments synthétisés par processus s qui lui confèrent une signature spectrale riche en zirconium Zr et monoxyde de zirconium ZrO, ce qui en fait une étoile de type S « extrinsèque ». (fr)
- Le stelle al bario sono delle stelle giganti di classe G o K, i cui spettri indicano una sovrabbondanza di elementi prodotti dal processo s, come bario monoionico (Ba I) e diionico (Ba II), alla lunghezza d'onda λ di 455,4 nm. Inoltre mostrano delle pronunciate linee spettrali associate al carbonio e ad alcuni suoi composti, come CH, CN e C2. Gli studi condotti sulla velocità radiale delle stelle al bario inducono a pensare che si tratti di stelle binarie; inoltre, l'osservazione agli ultravioletti tramite l'International Ultraviolet Explorer ha rivelato la presenza di nane bianche in alcuni di questi sistemi. Gli astrofisici ritengono che le stelle al bario siano il risultato del trasferimento di massa all'interno di un sistema binario; tale trasferimento sarebbe avvenuto quando esse si trovavano ancora nella fase di sequenza principale. La compagna, la stella donatrice, era una stella al carbonio del ramo asintotico delle giganti (AGB), che aveva sintetizzato nel proprio interno il carbonio ed altri elementi del processo s; tali elementi sono poi stati portati in superficie dai moti convettivi all'interno della stella. Una parte di questa materia è stata trasferita dalla stella AGB, giunta alle fasi conclusive della propria evoluzione e in procinto di trasformarsi in nana bianca, alla compagna di sequenza principale. Il trasferimento di massa avverrebbe inoltre in tempi relativamente brevi, su scala astronomica. Dal trasferimento di massa sarebbe ormai trascorsa una quantità di tempo indefinita, durante la quale la stella ricevente ha terminato la sequenza principale e si avvia ad evolversi in gigante rossa. Durante la propria evoluzione, una stella al bario potrebbe talvolta essere più estesa e fredda rispetto ai limiti imposti dalle classi spettrali G o K; in questi casi, una stella "normale" sarebbe di tipo spettrale M, ma l'accumulo di elementi del processo s potrebbero far sì che la stella mostri la propria composizione alterata come una peculiarità spettrale. Quindi, sebbene la temperatura superficiale dell'astro rientri nel range imposto dalla classe M, la stella mostrerebbe nello spettro le linee di assorbimento dell'ossido di zirconio (ZrO), uno degli elementi prodotti nel processo s; in questo caso, la stella verrebbe classificata come una stella di classe S. Inizialmente, le stelle al bario costituivano un enigma per gli astrofisici: infatti, nel modello standard sull'evoluzione stellare le giganti di classe G e K non possiederebbero una massa sufficiente per sintetizzare il carbonio e gli elementi del processo s e commiscerli nella propria superficie; la scoperta della natura binaria di tali stelle ha però risolto il problema, in quanto colloca l'origine di tali elementi all'interno di stelle sufficientemente massicce da poter creare tali elementi.Secondo l'ipotesi del trasferimento di massa vi sarebbe un cospicuo numero di stelle di sequenza principale che mostrerebbe le peculiarità spettrali delle stelle al bario; una di queste è , nella costellazione dei Pesci. Tra le stelle al bario più note vi sono ζ Capricorni, HR 774 e HR 4474. (it)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)