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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 simple , Ba II, a λ 455,4 nm. Las estrellas de bario también muestran características espectrales mejoradas de carbono , las bandas de las moléculas CH, CN y C 2 . La clase fue originalmente reconocida y definida por William P. Bidelman y Philip Keenan . [1] Inicialmente, después de su descubrimiento, se pensó que eran 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 International Ultraviolet Explorer 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 estaba en la secuencia principal . Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono en la rama asintótica gigante (AGB), y había producido carbono y elementos del proceso s en su interior. Estos productos de fusión nuclear se mezclaron por convección en su superficie. Parte de esa materia "contaminó" las capas superficiales de la estrella de la secuencia principal a medida que la estrella donante perdió masa al final de su evolución AGB, y posteriormente evolucionó para convertirse en una enana blanca. Estos sistemas se están observando en una cantidad de tiempo indeterminada después del evento de transferencia de masa, cuando la estrella donante ha sido durante mucho tiempo una enana blanca. [11] [12] Dependiendo de las propiedades iniciales del sistema binario, la estrella contaminada se puede encontrar en diferentes etapas evolutivas. [13]

Durante su evolución, la estrella de bario será a veces más grande y más 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 esté en el régimen de tipo M, la estrella puede mostrar características moleculares del elemento del proceso s circonio y bandas de óxido de circonio (ZrO). Cuando esto sucede, la estrella aparecerá como una estrella S "extrínseca" .

Históricamente, las estrellas de bario planteaban un enigma, porque en la teoría estándar de la evolución estelar , las estrellas gigantes G y K no están lo suficientemente avanzadas en su evolución como para haber sintetizado carbono y elementos del proceso s y haberlos mezclado en sus superficies. El descubrimiento de la naturaleza binaria de las estrellas resolvió el enigma, colocando la fuente 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 una escala de tiempo astronómica.

Las estrellas de bario prototípicas incluyen Zeta Capricorni , HR 774 y HR 4474.

Las estrellas CH son estrellas de la 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]

Referencias

  1. ^ Bidelman, WP; Keenan, PC (1951), "Las estrellas BA II", Astrophysical Journal , 114 : 473, Bibcode :1951ApJ...114..473B, doi :10.1086/145488
  2. ^ Porto de Mello, GF; da Silva, L. (20 de febrero de 1997). "HR 6094: una estrella enana de bario joven, de tipo solar y metalicidad solar". The Astrophysical Journal . 476 (2): L89–L92. Código Bibliográfico :1997ApJ...476L..89P. doi : 10.1086/310504 . ISSN  0004-637X.
  3. ^ North, Pierre; Jorissen, Alain; Mayor, Michel (2000). "Binariedad entre enanas de bario y subgigantes CH: ¿se convertirán en gigantes de bario?". Simposio - Unión Astronómica Internacional . 177 : 269–275. doi : 10.1017/s0074180900002497 . ISSN  0074-1809.
  4. ^ McClure, RD; Fletcher, JM; Nemec, JM (1980), "La naturaleza binaria de las estrellas de bario", Astrophysical Journal Letters , 238 : L35, Bibcode :1980ApJ...238L..35M, doi : 10.1086/183252
  5. ^ McClure, RD; Woodsworth, AW (1990), "La naturaleza binaria de las estrellas de bario y CH. III – Parámetros orbitales", Astrophysical Journal , 352 : 709, Bibcode :1990ApJ...352..709M, doi : 10.1086/168573
  6. ^ Jorissen, A.; Mayor, M. (1988), "Monitoreo de la velocidad radial de una muestra de estrellas de bario y S usando CORAVEL – ¿Hacia un vínculo evolutivo entre las estrellas de bario y S?", Astronomy and Astrophysics , 198 : 187, Bibcode :1988A&A...198..187J
  7. ^ Jorissen, A.; Boffin, HMJ; Karinkuzhi, D.; Van Eck, S.; Escorza, A.; Shetye, S.; Van Winckel, H. (30 de mayo de 2019). "Bario y estrellas relacionadas y sus compañeras enanas blancas. I. Estrellas gigantes". Astronomía y Astrofísica . 626 : A127. arXiv : 1904.03975 . Código Bibliográfico :2019A&A...626A.127J. doi :10.1051/0004-6361/201834630. ISSN  0004-6361. S2CID  102351666.
  8. ^ Escorza, A.; Karinkuzhi, D.; Jorissen, A.; Siess, L.; Van Winckel, H.; Pourbaix, D.; Johnston, C.; Miszalski, B.; Dios mío, GM. (22 de abril de 2019). "Bario y estrellas relacionadas, y sus compañeras enanas blancas. II. Estrellas de secuencia principal y subgigantes". Astronomía y Astrofísica . 626 : A128. arXiv : 1904.04095 . Código Bib : 2019A&A...626A.128E. doi :10.1051/0004-6361/201935390. ISSN  0004-6361. S2CID  102352414.
  9. ^ Dominy, JF; Lambert, DL (julio de 1983). "¿Todas las estrellas de bario tienen una compañera enana blanca?". The Astrophysical Journal . 270 : 180. Bibcode :1983ApJ...270..180D. doi :10.1086/161109. ISSN  0004-637X.
  10. ^ Gray, RO; McGahee, CE; Griffin, REM; Corbally, CJ (4 de abril de 2011). "Primera evidencia directa de que las enanas de bario tienen compañeras enanas blancas". The Astronomical Journal . 141 (5): 160. Bibcode :2011AJ....141..160G. doi : 10.1088/0004-6256/141/5/160 . ISSN  0004-6256.
  11. ^ McClure, RD (1985), "El carbono y las estrellas relacionadas", Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , 79 : 277, Bibcode :1985JRASC..79..277M
  12. ^ Boffin, HMJ; Jorissen, A. (1988), "¿Puede producirse una estrella de bario por acreción del viento en un sistema binario separado?", Astronomy and Astrophysics , 205 : 155, Bibcode :1988A&A...205..155B
  13. ^ Escorza, A.; Boffin, HMJ; Jorissen, A.; Van Eck, S.; Siess, L.; Van Winckel, H.; Karinkuzhi, D.; Shetye, S.; Pourbaix, D. (diciembre de 2017). "Diagrama de Hertzsprung-Russell y distribución de masa de estrellas de bario". Astronomía y Astrofísica . 608 : A100. arXiv : 1710.02029 . Código Bib : 2017A&A...608A.100E. doi :10.1051/0004-6361/201731832. ISSN  0004-6361. S2CID  119428276.
  14. ^ McClure, RD (1984), "Las estrellas de bario", Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico , 96 : 117, Bibcode :1984PASP...96..117M, doi : 10.1086/131310