Baryum yıldızı

Baryum yıldızları, spektral sınıfı G'den K'ya kadar olan ve spektrumlarında s-süreci elementlerinin fazlalığını λ 455,4 nm'de tek başına iyonlaşmış baryum (Ba II) çizgisiyle gösteren yıldızlardır. Baryum yıldızları ayrıca CH, CN ve C2 moleküllerinin bantları olan karbonun gelişmiş spektral özelliklerini de gösterir. Baryum yıldızları sınıfı, ilk olarak William P. Bidelman ve Philip Keenan tarafından tanımlanmış ve sınıflandırılmıştır. Başlangıçta bu yıldızların kırmızı devler oldukları düşünülmüştü; ancak aynı kimyasal özellikler ana kol yıldızlarında da gözlemlenmiştir.

Dikeyhızlarının gözlemsel çalışmaları, tüm baryum yıldızlarının ikili yıldızlar olduğunu göstermiştir. International Ultraviolet Explorer kullanılarak yapılan morötesi gözlemler ise bazı baryum yıldız sistemlerinde beyaz cüceler tespit etmiştir.

Baryum yıldızlarının, ikili yıldız sistemindeki kütle transferinin sonucu olduğuna inanılmaktadır. Kütle transferi, gözlemlenen dev yıldız anakol üzerindeyken meydana gelmiştir. Kütle transferini yapan yoldaş yıldız ise asimptotik dev kolda (AGB) bulunan bir karbon yıldızıydı ve iç yapısında karbon ve s-süreci elementleri üretmişti. Bu nükleer füzyon ürünleri konveksiyon yoluyla yüzeyine taşındı. Bu maddelerin bir kısmı, AGB evriminin sonunda kütle kaybeden yıldızın yüzey katmanlarını "kirletti" ve sonuçta yıldız beyaz cüceye dönüştü. Bu sistemler, kütle transferinden sonra belirsiz bir süre boyunca gözlemlenmeye devam etmektedir ve bu sırada kütle transferi yapan yıldız, uzun zaman önce beyaz cüceye dönüşmüştür. İkili yıldız sisteminin başlangıç özelliklerine bağlı olarak, kirlenmiş yıldızın farklı evrimsel aşamalarda bulunması mümkündür.

Baryum yıldızı evrim sürecinde zaman zaman G veya K sınıfı spektral sınırlarının dışında daha büyük ve daha soğuk hale gelebilir. Böyle durumlarda, normalde bu tür bir yıldız M sınıfında olur; ancak s-süreci elementlerinin fazlalığı, değişmiş bileşimini başka bir spektral farklılık olarak göstermesine neden olabilir. Yıldızın yüzey sıcaklığı M-tipi aralığındayken, s-süreci elementi olan zirkonyumun moleküler özelliklerini, zirkonyum oksit (ZrO) bantlarını gösterebilir. Bu durumda, "dışsal" bir S yıldızı olarak görünecektir.

Tarihsel olarak baryum yıldızları, G ve K devlerinin evrimsel olarak karbon ve s-süreci elementlerini sentezlemek ve yüzeylerine karıştırmak için yeterince ileri seviyede olmadıklarından dolayı standart yıldız evrimi teorisinde bir gizem yaratmışlardır. Bu yıldızların ikili doğalarının keşfi, bu spektral özelliklerin bir yoldaş yıldıza bağlı olduğunu göstererek bu gizemi çözmüştür. Kütle transferi olayının astronomik zaman ölçeğinde oldukça kısa sürdüğü düşünülmektedir.

Prototip baryum yıldızları arasında Zeta Capricorni, HR 774 ve HR 4474 bulunmaktadır.

CH yıldızları benzer evrimsel duruma, spektral özelliklere ve yörünge istatistiklerine sahip Popülasyon II yıldızlarıdır ve baryum yıldızlarının daha yaşlı, metal açısından fakir analogları oldukları düşünülmektedir.

 Kaynakça 

Kategori:Yıldız türleri

Kategori:Baryum