鋇星

鋇星是G至K型的巨星 ， 它們的光譜 出現 455.4 nm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William Bidelman和菲利普 · 肯納 。 徑向速度的觀察認爲所有的鋇星都是雙星 。 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 。 鋇星被認爲是雙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變成了白矮星 ， 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 ， 恆星將成爲 " 外因 " S恆星 。 在歷史上 ， 鋇星曾是一個難題 ， 因爲在標準恆星演化理論的G和K型巨星 ， 距離綜合碳和S - 過程元素並混合至表面仍很遙遠 。 聯星的發現很自然解決了這個難題 ， 從能夠產生這些物質的伴星導入原料 ， 讓它們產生了特異的光譜 。 質量傳遞的過程在天文學的時間尺度上是非常短暫的 ； 質量傳遞的假設也預測主序星中也會有光譜特異的鋇星 。 至少已經知道有一顆這樣的恆星 ： HR 107 。 鋇星的樣本包括 ： 摩羯座 ζ 、 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 。