Бариевая звезда

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис

Ба́риевая звезда́ — звезда, в спектре которой присутствуют линии поглощения бария Ba II (455,4 нм) и стронция Sr II (421,5 нм). Бариевые звезды также демонстрируют расширенные спектральные линии углерода, полосы молекул CH, CN и C2. Впервые такие звёзды были обнаружены У. Бидельманом  (англ.) (рус. и Ф. Кинаном[1] в 1951 году. Первоначально, после их открытия, они считались красными гигантами, но такие же химические особенности наблюдалась и у звёзд главной последовательности[2][3].

Происхождение

Бариевые звёзды принадлежат к гигантам спектральных классов G или K с температурой от 4300 до 6500 К. Исторически бариевые звёзды представляли собой загадку, потому что в стандартной теории звёздной эволюции гиганты спектрального класса G и K недостаточно продвинулись в своей эволюции, чтобы синтезировать углерод и элементы s-процесса и смешать их на своих поверхностях.

Обсервационные исследования лучевых скоростей показали, что все бариевые звёзды являются двойными звёздами[4][5][6][7][8]. Наблюдения в ультрафиолете с использованием International Ultraviolet Explorer обнаружили белые карлики в некоторых бариевых звёздных системах[9][10].

Считается, что бариевые звёзды являются результатом массопереноса в двойной звёздной системе. Передача массы произошла, когда наблюдаемая сейчас гигантская звезда находилась на главной последовательности. Его компаньон, звезда-донор, была углеродной звездой, лежащей на асимптотической ветви гигантов (AGB) и произвела углерод и элементы s-процесса внутри своего ядра. Эти продукты ядерного синтеза попадали с помощью конвекции на её поверхность. Часть этого вещества «загрязнила» поверхностные слои звезды главной последовательности, поскольку звезда-донор потеряла массу в конце своей эволюции на асимптотической ветви гигантов и впоследствии превратилась в белого карлика. Эти системы наблюдаются через неопределенное время после события массопереноса, когда звезда-донор долгое время была белым карликом[11][12]. В зависимости от начальных свойств двойной системы, загрязненная звезда может находиться на разных этапах эволюции[13]. Открытие двойной природы звёзд разрешило загадку, поместив источник их спектральных особенностей на звезду-компаньон, которая должна была произвести такой материал. Эпизод массопереноса считается довольно коротким в астрономическом масштабе времени.

Во время своей эволюции бариевая звезда будет временами больше и холоднее, чем это характерно для спектральных классов G или K. Когда это происходит, обычно такая звезда относится к спектральному классу M, но избыток элементов, возникающих в результате s-процесса может заставить её продемонстрировать изменённый состав как ещё одну или несколько спектральных линий. В то время как температура поверхности звезды находится в пределах характерных для спектрального класса M, звезда может демонстрировать в спектре полосы циркония и оксида циркония (ZrO). Когда это произойдет, звезда будет выглядеть как «внешняя» звезда S-типа.

Примеры

К бариевым звёздам относятся:

CH-звёзды — это звёзды населения II с аналогичным эволюционным состоянием, спектральными особенностями и орбитальной статистикой — они считаются более старыми, бедными металлами аналогами бариевых звезд[14].

Примечания

  1. ↑ Bidelman, W. P. & Keenan, P. C. (1951), The BA II Stars, Astrophysical Journal (англ.) Т. 114: 473, DOI 10.1086/145488 
  2. ↑ North, Pierre; Jorissen, Alain; Mayor, Michel. Binarity among Barium Dwarfs and CH Subgiants: Will They Become Barium Giants? (англ.) // Symposium - International Astronomical Union : journal. — 2000. — Vol. 177. — P. 269—275. — ISSN 0074-1809. — doi:10.1017/s0074180900002497.
  3. ↑ Porto de Mello, G. F.; da Silva, L. HR 6094: A Young Solar-Type, Solar-Metallicity Barium Dwarf Star (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1997. — 20 February (vol. 476, no. 2). — P. L89–L92. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/310504. — Bibcode: 1997ApJ...476L..89P.
  4. ↑ McClure, R. D.; Fletcher, J. M. & Nemec, J. M. (1980), The binary nature of the barium stars, Astrophysical Journal Letters (англ.) Т. 238: L35, DOI 10.1086/183252 
  5. ↑ McClure, R. D. & Woodsworth, A. W. (1990), The binary nature of the barium and CH stars. III - Orbital parameters, The Astrophysical Journal (англ.) Т. 352: 709, DOI 10.1086/168573 
  6. ↑ Jorissen, A. & Mayor, M. (1988), 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 (англ.) Т. 198: 187 
  7. ↑ Jorissen, A.; Boffin, H.M.J.; Karinkuzhi, D.; Van Eck, S.; Escorza, A.; Shetye, S.; Van Winckel, H. Barium and related stars and their white-dwarf companions. I. Giant stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2019. — 30 May (vol. 626). — P. A127. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201834630. — Bibcode: 2019A&A...626A.127J. — arXiv:1904.03975.
  8. ↑ Escorza, A.; Karinkuzhi, D.; Jorissen, A.; Siess, L.; Van Winckel, H.; Pourbaix, D.; Johnston, C.; Miszalski, B.; Oomen, G-M. Barium and related stars, and their white-dwarf companions. II. Main-sequence and subgiant stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2019. — 22 April (vol. 626). — P. A128. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201935390. — Bibcode: 2019A&A...626A.128E. — arXiv:1904.04095.
  9. ↑ Dominy, J. F.; Lambert, D. L. Do all barium stars have a white dwarf companion? (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1983. — July (vol. 270). — P. 180. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/161109. — Bibcode: 1983ApJ...270..180D.
  10. ↑ Gray, R. O.; McGahee, C. E.; Griffin, R. E. M.; Corbally, C. J. First Direct Evidence That Barium Dwarfs Have White Dwarf Companions (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — 4 April (vol. 141, no. 5). — P. 160. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/141/5/160. — Bibcode: 2011AJ....141..160G.
  11. ↑ Escorza, A.; Boffin, H. M. J.; Jorissen, A.; Van Eck, S.; Siess, L.; Van Winckel, H.; Karinkuzhi, D.; Shetye, S.; Pourbaix, D. Hertzsprung-Russell diagram and mass distribution of barium stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2017. — December (vol. 608). — P. A100. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201731832. — arXiv:1710.02029.
  12. ↑ Boffin, H. M. J. & Jorissen, A. (1988), Can a barium star be produced by wind accretion in a detached binary?, Astronomy and Astrophysics Т. 205: 155 
  13. ↑ McClure, R. D. (1985), The carbon and related stars, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada  (англ.) (рус. (англ.) Т. 79: 277 
  14. ↑ McClure, R. D. (1984), The barium stars, Publications of the Astronomical Society of the Pacific (англ.) Т. 96: 117, DOI 10.1086/131310 

Ссылки

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Бариевая_звезда&oldid=18414776