Baryum yıldızı

Baryum yıldızları, spektrumları λ 455,4 nm'de tek başına iyonize baryum, Ba II varlığıyla s-süreci elemanlarının aşırı bolluğunu gösteren spektral G ila K yıldızlardır. Baryum yıldızları ayrıca CH, CN ve C2 moleküllerinin bantları olan karbonun gelişmiş spektral özelliklerini de gösterir. Sınıf ilk olarak William P. Bidelman ve Philip Keenan tarafından tanındı ve tanımlandı. Başlangıçta, keşiflerinden sonra kırmızı dev oldukları düşünülüyordu; ancak aynı kimyasal imza ana dizideki yıldızlarda da gözlemlendi.

Dikeyhızlarının gözlemsel çalışmaları, tüm baryum yıldızlarının çift yıldızlar olduğunu ileri sürdü. International Ultraviolet Explorer kullanılarak morötesi gözlemlerinde bazı baryum yıldız sistemlerinde beyaz cüceler tespit edildi.

Baryum yıldızlarının çift yıldız sistemindeki kütle transferinin sonucu olduğuna inanılıyor. Kütle transferi, yeni gözlemlenen dev yıldız anakolunun üzerindeyken gerçekleşti. Yoldaşı, donör yıldız, asimptotik dev kol (AGB) bir karbon yıldızıydı ve iç kısmında karbon ve s-proses elementleri üretmişti. Bu nükleer füzyon ürünleri yüzeyine konveksiyonla karıştırıldı. Verici yıldız, AGB evriminin sonunda kütle kaybettiğinden, bu maddenin bir kısmı ana dizideki yıldızın yüzey katmanlarını "kirletti" ve daha sonra beyaz bir cüce haline geldi. Bu sistemler, kütle transferi olayından sonra, donör yıldızın uzun süredir beyaz bir cüce olduğu belirsiz bir zamanda gözlemleniyor. İkili sistemin ilk özelliklerine bağlı olarak, kirli yıldız farklı evrim aşamalarında bulunabilir.

Evrimi sırasında zaman zaman spektral tip G veya K sınırlarından daha büyük ve daha soğuk oldu. Bu gerçekleştiğinde, normalde böyle bir yıldız spektral tip M'dir; ancak s-süreci aşırılıkları, başka bir spektral özellik olarak değiştirilmiş bileşimini göstermesine neden olabilir. Yıldızın yüzey sıcaklığı M-tipi rejimde iken yıldız, s-proses elementi zirkonyum, zirkonyum oksit (ZrO) bantlarının moleküler özelliklerini gösterebilir. Bu olduğunda, yıldız "dışsal" bir S yıldızı olarak görünecektir.

Tarihsel olarak, baryum yıldızları bir bulmaca oluşturdular, çünkü standart yıldız evrimi teorisinde G ve K devleri, evrimlerinde karbon ve s-süreci elementlerini sentezlemek ve bunları yüzeylerine karıştırmak için yeterince ilerlemiyorlar. Yıldızların ikili doğasının keşfi, bulmacayı çözdü ve spektral özelliklerinin kaynağını, böyle bir malzeme üretmesi gereken bir eşlik eden yıldıza koydu. Kütle transferi olayının astronomik bir zaman ölçeğinde oldukça kısa olduğuna inanılıyor.

Prototipik baryum yıldızları arasında Zeta Capricorni, HR 774 ve HR 4474 bulunur.

CH yıldızları, benzer evrimsel duruma, spektral özelliklere ve yörünge istatistiklerine sahip Öbek II yıldızlarıdır ve baryum yıldızlarının daha eski, metal açısından fakir analogları olduğuna inanılır.

Kaynakça 

Yıldız türleri