ბარიუმის ვარსკვლავი

ბარიუმის ვარსკვლავები არიან სპექტრული კლასის G დან K მდე ვარსკვლავები, რომელთა სპექტრი მიუთითებს s-პროცესის ელემენტების ჭარბ რაოდენობს, ცალკეული იონიზებული ბარიუმის, Ba II, λ 455,4 ნმ-ზე არსებობით. ბარიუმის ვარსკვლავები ასევე აჩვენებენ ნახშირბადის გაძლიერებულ სპექტრულ მახასიათებლებს, CH, CN და <sub id="mwEA">C2</sub> მოლეკულების ზოლებს. კლასი თავდაპირველად შეამჩნია და აღწერა უილიამ პ. ბიდელმანმა და ფილიპ კინანმა . თავდაპირველად, მათი აღმოჩენის შემდეგ, ისინი წითელ გიგანტებად ითვლებოდნენ, მაგრამ იგივე ქიმიური ხელმოწერა მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებშიც აღმოჩნდა. . მათმა რადიალურ სიჩქარეზე დაკვირვებამ აჩვენა, რომ ყველა ბარიუმის ვარსკვლავი ორობითი ვარსკვლავია . ულტრაიისფერში დაკვირვებამ საერთაშორისო ულტრაიისფერი მკვლევარის გამოყენებით აღმოაჩინა თეთრი ჯუჯები ზოგიერთ ბარიუმის ვარსკვლავურ სისტემაში. ითვლება, რომ ბარიუმის ვარსკვლავები ორობით ვარსკვლავურ სისტემაში მასის გადაცემის შედეგია. მასის გადაცემა მოხდა მაშინ, როდესაც ახლად დაკვირვებული გიგანტური ვარსკვლავი მთავარ მიმდევრობაზე იყო. მისი კომპანიონი, დონორი ვარსკვლავი, იყო ნახშირბადის ვარსკვლავი ასიმპტოტურ გიგანტურ ტოტზე (AGB) და აწარმოებდა ნახშირბადის და s-პროცესის ელემენტებს მის ინტერიერში. ეს ბირთვული შერწყმის პროდუქტები შერეული იყო კონვექციის გზით მის ზედაპირზე. ამ მატერიის ზოგიერთმა ნაწილმა "დააბინძურა" მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის ზედაპირული ფენები, რადგან დონორმა ვარსკვლავმა დაკარგა მასა მისი AGB ევოლუციის ბოლო ეტაპზე, და შემდგომში ის განვითარდა და გახდა თეთრი ჯუჯა. ეს სისტემები შეინიშნება განუსაზღვრელი დროით მასის გადაცემის მოვლენის შემდეგ, როდესაც დონორი ვარსკვლავი დიდი ხნის მანძილზე თეთრი ჯუჯა იყო. ორობითი სისტემის საწყისი თვისებებიდან გამომდინარე, დაბინძურებული ვარსკვლავი შეიძლება აღმოჩნდეს ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპზე. მისი ევოლუციის დროს, ბარიუმის ვარსკვლავი დროდადრო იმაზე მეტად გაიზრდება და გაგრილდება ვიდრე სპექტრული ტიპების G ან K საზღვრები. როდესაც ეს მოხდება, ჩვეულებრივ, ასეთი ვარსკვლავი არის სპექტრული ტიპის M, მაგრამ მისი s პროცესის გადაჭარბებამ შეიძლება გამოიწვიოს შეცვლილი შემადგენლობის ჩვენება, როგორც სხვა სპექტრულმა თავისებურებამ. სანამ ვარსკვლავის ზედაპირის ტემპერატურა M ტიპის რეჟიმშია, ვარსკვლავმა შეიძლება აჩვენოს s-პროცესის ელემენტის ცირკონიუმის, ცირკონიუმის ოქსიდის (ZrO) ზოლების მოლეკულური მახასიათებლები. როდესაც ეს მოხდება, ვარსკვლავი გამოჩნდება როგორც "გარე" S ვარსკვლავი . ისტორიულად, ბარიუმის ვარსკვლავები თავსატეხებს აჩენდნენ, რადგან ვარსკვლავური ევოლუციის სტანდარტულ თეორიაში G და K გიგანტები არ არიან საკმარისად შორს თავიანთი ევოლუციის მანძილზე, რომ მოახდინონ ნახშირბადისა და s პროცესის ელემენტების სინთეზირება და მათი ზედაპირების შერევა. ვარსკვლავების ორობითი ბუნების აღმოჩენამ ამოხსნა თავსატეხი და მათი სპექტრული თავისებურებების წყარო კომპანიონ ვარსკვლავში ჩადო, რომელსაც ასეთი მასალა უნდა გამოემუშავებინა. ითვლება, რომ მასის გადაცემის ეპიზოდი საკმაოდ მოკლეა ასტრონომიული დროის მასშტაბით. ბარიუმის პროტოტიპურ ვარსკვლავებს მიეკუთვნება Zeta Capricorni, HR 774 და HR 4474 . CH ვარსკვლავები არიან II პოპულაციის ვარსკვლავები მსგავსი ევოლუციური მდგომარეობით, სპექტრული თავისებურებებით და ორბიტალური სტატისტიკით და, როგორც ვარაუდობენ, ბარიუმის ვარსკვლავების უფრო ძველი, მეტალის ღარიბი ანალოგები არიან. ↑ Bidelman, W. P.; Keenan, P. C. (1951), "The BA II Stars", Astrophysical Journal 114: 473, ↑ McClure, R. D.; Fletcher, J. M.; Nemec, J. M., "The binary nature of the barium stars", Astrophysical Journal Letters 238: L35, ↑ McClure, R. D.; Woodsworth, A. W., "The binary nature of the barium and CH stars. III – Orbital parameters", Astrophysical Journal 352: 709, ↑ Jorissen, A.; Mayor, M., "Radial velocity monitoring of a sample of barium and S stars using CORAVEL – Towards an evolutionary link between barium and S stars?", Astronomy and Astrophysics 198: 187 ↑ McClure, R. D. (1985), "The carbon and related stars", Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 79: 277 ↑ Boffin, H. M. J. (1988), "Can a barium star be produced by wind accretion in a detached binary?", Astronomy and Astrophysics 205: 155 ↑ McClure, R. D. (1984), "The barium stars", Publications of the Astronomical Society of the Pacific 96: 117,