| Abstract from DBPedia | Barium stars are spectral class G to K stars whose spectra indicate an overabundance of s-process elements by the presence of singly ionized barium, Ba II, at λ 455.4 nm. Barium stars also show enhanced spectral features of carbon, the bands of the molecules CH, CN and C2. The class was originally recognized and defined by William P. Bidelman and Philip Keenan. Initially, after their discovery, they were thought to be red giants, but the same chemical signature has been observed in main-sequence stars as well. Observational studies of their radial velocity suggested that all barium stars are binary stars. Observations in the ultraviolet using International Ultraviolet Explorer detected white dwarfs in some barium star systems. Barium stars are believed to be the result of mass transfer in a binary star system. The mass transfer occurred when the now-observed giant star was on the main sequence. Its companion, the donor star, was a carbon star on the asymptotic giant branch (AGB), and had produced carbon and s-process elements in its interior. These nuclear fusion products were mixed by convection to its surface. Some of that matter "polluted" the surface layers of the main-sequence star as the donor star lost mass at the end of its AGB evolution, and it subsequently evolved to become a white dwarf. These systems are being observed at an indeterminate amount of time after the mass transfer event, when the donor star has long been a white dwarf. Depending on the initial properties of the binary system, the polluted star can be found at different evolutionary stages. During its evolution, the barium star will at times be larger and cooler than the limits of the spectral types G or K. When this happens, ordinarily such a star is spectral type M, but its s-process excesses may cause it to show its altered composition as another spectral peculiarity. While the star's surface temperature is in the M-type regime, the star may show molecular features of the s-process element zirconium, zirconium oxide (ZrO) bands. When this happens, the star will appear as an "extrinsic" S star. Historically, barium stars posed a puzzle, because in standard stellar evolution theory G and K giants are not far enough along in their evolution to have synthesized carbon and s-process elements and mix them to their surfaces. The discovery of the stars' binary nature resolved the puzzle, putting the source of their spectral peculiarities into a companion star which should have produced such material. The mass transfer episode is believed to be quite brief on an astronomical timescale. Prototypical barium stars include zeta Capricorni, HR 774, and HR 4474. The CH stars are Population II stars with similar evolutionary state, spectral peculiarities, and orbital statistics, and are believed to be the older, metal-poor analogs of the barium stars.バリウム星（バリウムせい、barium star）は、スペクトル型がG型またはK型の巨星である。スペクトルから、S過程が過剰に進み、455.4nmの一価のバリウムが存在することが示唆されている。バリウム星はまた、CH、CN、CCの分子結合を持つ炭素も豊富に存在する特徴を見せている。William BidelmanとPhilip Keenanによって最初に確認され、定義された。 視線速度の観測により、全てのバリウム星は連星であるということが知られている。IUEによる紫外線の観測で、いくつかのバリウム星の系に白色矮星が見つかった。 バリウム星は、連星系の質量転移の結果できると考えられている。質量転移は、巨星が主系列星である時に起こる。質量を提供する伴星は、漸近巨星分枝上の炭素星であり、内部で炭素とS過程の元素を生産している。これらの原子核合成生成物は表面への対流で混合される。これらの物質の一部は巨星の表面の層を「汚染」し、漸近巨星分枝上の星は進化の最終過程で質量を失って白色矮星となる。白色矮星になってから長い期間が経ち、主星も赤色巨星にまで進化してしまうと、質量転移がいつ起こったのかは確定できない。 進化の過程で、バリウム星は一時的にG型、K型の恒星としての限界を超えて大きく暗くなる。この状態になると、通常はスペクトル型がM型になるが、S過程が過剰になることによってこのような組成が可能となる。M型の恒星の表面温度では、酸化亜鉛のバンドを示す。これが起こると、恒星は「外因性の」S型星になる。 標準的な恒星進化論では、G型とK型の巨星は炭素やS過程の元素を合成し、表面で混合するほど進化してはいないとされているため、歴史的にバリウム星は謎をはらんでいた。恒星が連星系で存在するという発見により、伴星がこのような元素を生成し、スペクトルの特徴の元になっているということが明らかになって、この謎は解決した。質量転移の仮説は、バリウム星のようなスペクトルの特徴を持った主系列星が存在するということを予測する。少なくともそのような恒星として、が知られている。 典型的なバリウム星には、やぎ座ζ星、、等がある。 CH星は、同様の進化段階、スペクトルの特徴、軌道統計にある種族IIの恒星であり、バリウム星より古く金属量が少ない類似体だと考えられている。 (Source: http://dbpedia.org/resource/Barium_star) |
