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la étoiles barytées ils sont étoiles géants de classe G ou K, dont spectres indiquer une surabondance de éléments produire de procédé s, comment baryum monoionico (Ba) et diionico (BA II), le longueur d'ondes λ de 455,4 nm. Ils montrent également les raies spectrales marquées associées au carbone et certains de ses composés, tel que CH, CN et C2.[1]

des études sur vitesse radiale des étoiles baryum suggèrent qu'il est étoiles binaires;[2][3][4] En outre, l'observation en utilisant l'ultraviolet 'International Ultraviolet Explorer Il a révélé la présence de naines blanches dans certains de ces systèmes.

la astrophysiciens Ils croient que les étoiles sont le résultat de baryum transfert de masse au sein d'un système binaire; un tel transfert aurait lieu quand ils étaient encore dans la phase de séquence principale. Le compagnon, l'étoile donateur, était étoile carbone la branche géante asymptotique (AGB), qui avait synthétisé dans leur interne la carbone et d'autres éléments du processus s; ces éléments ont ensuite été amenés à la surface par convection à l'intérieur de l'étoile. Une partie de ce matériel a été transféré de l'étoile AGB, atteint les dernières étapes de leur évolution et sur le point de devenir naine blanche, le principal compagnon de séquence. Le transfert de masse Il se produirait aussi dans un temps relativement court, à l'échelle astronomique. Depuis le transfert de masse serait maintenant passé une période de temps indéfinie, au cours de laquelle l'étoile de réception a terminé la séquence principale et commence à évoluer vers géant rouge.[5]

Au cours de leur évolution, une étoile de baryum peut parfois être plus étendu et le froid par rapport aux limites imposées par les classes spectrales G ou K; dans ces cas, une étoile « normale » de type spectral serait M, mais l'accumulation d'éléments du processus de l'étoile pourrait causer des monstres sa composition modifiée en caractéristiques spectrales. Ainsi, bien que la température de surface de l'étoile tombe gamme imposée par la classe M, l'étoile dans le spectre montrerait la raies d'absorption dell 'l'oxyde de zirconium (ZrO), l'un des éléments produits dans le procédé s; dans ce cas, l'étoile serait classé comme une étoile de classe S.

Dans un premier temps, le baryum étoiles était une énigme pour les astrophysiciens: en effet, le modèle standard de classe géant de l'évolution stellaire G et K ne posséderait masse suffisante pour synthétiser le carbone et les éléments du processus de s et commiscerli sur leur surface; la découverte de la nature binaire de ces étoiles, cependant, a résolu le problème, car il place l'origine de ces éléments à l'intérieur étoiles assez massives pour pouvoir créer ces éléments.
Selon l'hypothèse du transfert de masse il y aurait un grand nombre d'étoiles de séquence principale qui présentent les caractéristiques spectrales des étoiles à baryum; l'un d'eux est HR 107, en constellation de Poissons.[6]

Parmi les étoiles les plus connues de baryum ζ Capricorni, HR 774 et HR 4474.

notes

  1. ^ Bidelman, W.P., Keenan, P. C. Astrophysical Journal, vol. 114, p. 473, 1951
  2. ^ McClure, R.D., Fletcher, J. M., Nemec, J. M. Astrophysical Journal Letters, vol. 238, p. L35
  3. ^ McClure, R.D. Woodsworth, A. W. Astrophysical Journal, vol. 352, pp. 709-723, Avril 1990.
  4. ^ Jorissen, A. Maire, M. Astronomie Astrophysique, vol. 198, pp. 187-199, Juin 1988
  5. ^ R. McClure, Journal de la famille royale Société d'astronomie du Canada, vol. 79, Décembre 1985 pp. 277-293.
  6. ^ Tomkin, J., Lambert, D. L., Edvardsson, B., Gustafsson, B., Nissen, P. E., Astronomie Astrophysique, vol 219, pp. L15-L18, Juillet 1989

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