Estrela de bário

As estrelas de bário são estrelas gigantes de tipo espectral G e K, cujos espectros mostram excesso de elementos pesados, gerados pelo processo S de captura de nêutrons, e a presença de bário ionizado (Ba⁺ e Ba²⁺), em um comprimento de onda de 455,4 nm. Estrelas de bário também apresentam características espectrais de carbono acentuadas — as linhas das moléculas de CH, CN e CN₂. Esta classe de estrelas foi reconhecida e organizada em 1951 por William Bidelman e Philip Keenan.^[1]

O estudo das velocidades radiais e a natureza de estrelas deste tipo sugere que todas as estrelas de bário são binárias.^[2][3][4] Observações em ultravioleta feitas com o International Ultraviolet Explorer detectaram anãs brancas como companheiros estelares de algumas estrelas de bário.

Acredita-se que as estrelas de bário são o resultado da transferência de massa em um sistema binário. Esta transferência ocorreria quando a futura estrela de bário ainda era uma estrela de sequência principal. Sua parceira, a estrela doadora, fora uma estrela de carbono do ramo gigante assintótico (RGA), que havia produzido os elementos carbono e derivados do processo S em seu interior. Esses produtos da fusão nuclear foram levados por convecção para a superfície da estrela gigante. Alguns desses materiais "contaminaram" as camadas superficiais da estrela da sequência principal na medida em que a estrela doadora perdia massa nos estágios finais de sua evolução, tornando-se posteriormente uma anã branca. Após um período indeterminado desde o evento de transferência de massa, a estrela contaminada evolui para uma gigante vermelha, impregnada pelos elementos pesados provenientes da estrela doadora, uma anã branca difícil de detectar.^[5]

Durante sua evolução, uma estrela de bário pode ser maior e mais fria do que o limite determinado pelas classes espectrais G a K. Neste caso, embora a estrela seja do tipo espectral M, o excesso de elementos do processo S faz com que se manifeste uma composição alterada como peculiaridade espectral. Enquanto a temperatura da superfície da estrela corresponde ao tipo M, a estrela pode mostrar linhas de absorção de óxido de zircônio (ZrO), um dos elementos produzidos pelo processo S. Quando isso ocorre, a estrela é classificada como uma estrela S extrínseca.

Além disso, as estrelas de bário apresentam características espectrais e parâmetros orbitais semelhantes às estrelas CH, estrelas de População II. Acredita-se que estas sejam uma versão análoga mais antiga e mais pobre em metal das estrelas de bário. ^[6]

Historicamente as estrelas de bário representaram um enigma, já que dentro da teoria padrão da evolução estelar, as gigantes do tipo G e K não possuem massa suficiente para sintetizar carbono e outros elementos do processo S detectados em suas superfícies. A descoberta de sua natureza binária resolveu o problema, uma vez que situa as peculiaridades espectrais em uma companheira estelar massiva o suficiente para produzir esses elementos. Acredita-se que o episódio da transferência de massa é muito breve na escala de tempo de vida do sistema binário. Esta hipótese prevê a existência de estrelas de bário ainda na sequência principal e conhece-se ao menos uma candidata com essas características, HR 107.^[7]

Protótipos de estrelas de bário são ζ Capricorni, HR 774 e HR 4474. Outras estrelas de bário conhecidas são Alphard (α Hydrae) Gacrux (γ Crucis) e Atria (α Trianguli Australis).

• Estrela CH
• Estrela peculiar
• Estrela de mercúrio-manganês

Referências