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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 individualmente ionizado , Ba II, en λ 455,4 nm. Las estrellas de bario también muestran características espectrales mejoradas del carbono , las bandas de las moléculas CH, CN y C 2 . La clase fue reconocida y definida originalmente 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 Explorador Ultravioleta Internacional 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 se produjo cuando la estrella gigante ahora observada estaba en la secuencia principal . Su compañera, la estrella donante, era una estrella de carbono en la rama gigante asintótica (AGB) y había producido carbono y elementos de 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 cuando la estrella donante perdió masa al final de su evolución AGB y posteriormente evolucionó hasta convertirse en una enana blanca. Estos sistemas se están observando en un período de tiempo indeterminado 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 una estrella de este tipo es del tipo espectral M , pero sus excesos en el proceso s pueden hacer que muestre su composición alterada como otra peculiaridad espectral. Si bien la temperatura de la superficie de la estrella está en el régimen de tipo M, la estrella puede mostrar características moleculares del elemento de proceso s circonio , bandas de óxido de circonio (ZrO). Cuando esto suceda, la estrella aparecerá como una estrella S "extrínseca" .

Históricamente, las estrellas de bario plantearon un enigma, porque en la teoría estándar de la evolución estelar los gigantes G y K no están lo suficientemente avanzados en su evolución como para haber sintetizado carbono y elementos del proceso s y mezclarlos en sus superficies. El descubrimiento de la naturaleza binaria de las estrellas resolvió el enigma, ubicando la fuente de sus peculiaridades espectrales en una estrella compañera que debería haber producido tal material. Se cree que el episodio de transferencia de masa será 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 Población II con estado evolutivo, peculiaridades espectrales y estadísticas orbitales similares, y se cree que son las análogas más antiguas y pobres en metales de las estrellas de bario. [14]

Referencias

  1. ^ Bidelman, WP; Keenan, PC (1951), "The BA II Stars", 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 joven estrella enana de bario de metalidad solar y tipo solar". La revista astrofísica . 476 (2): L89-L92. Código Bib : 1997ApJ...476L..89P. doi : 10.1086/310504 . ISSN  0004-637X.
  3. ^ Norte, Pierre; Jorissen, Alain; Alcalde, Michel (2000). "Binaridad 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 bario y estrellas S utilizando CORAVEL - ¿Hacia un vínculo evolutivo entre el bario y las estrellas S?", Astronomía y Astrofísica , 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 afines y sus compañeras enanas blancas. I. Estrellas gigantes". Astronomía y Astrofísica . 626 : A127. arXiv : 1904.03975 . Código Bib : 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. ^ Dominio, JF; Lambert, DL (julio de 1983). "¿Todas las estrellas de bario tienen una compañera enana blanca?". La revista astrofísica . 270 : 180. Código bibliográfico : 1983ApJ...270..180D. doi :10.1086/161109. ISSN  0004-637X.
  10. ^ Gris, RO; McGahee, CE; Grifo, REM; Corbally, CJ (4 de abril de 2011). "Primera evidencia directa de que las enanas de bario tienen compañeras enanas blancas". La Revista Astronómica . 141 (5): 160. Código bibliográfico : 2011AJ....141..160G. doi : 10.1088/0004-6256/141/5/160 . ISSN  0004-6256.
  11. ^ McClure, RD (1985), "El carbono y las estrellas relacionadas", Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá , 79 : 277, Bibcode : 1985JRASC..79..277M
  12. ^ Boffin, HMJ; Jorissen, A. (1988), "¿Se puede producir una estrella de bario mediante acreción del viento en una binaria separada?", Astronomía y Astrofísica , 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