Бариевая звезда

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Ба́риевая звезда́ — звезда, в спектре которой присутствуют линии поглощения бария Ba II (455,4 нм) и стронция Sr II (421,5 нм). Впервые такие звёзды были обнаружены У. Бидельманом и Ф. Кинаном в 1951 году.

Происхождение[править | править вики-текст]

Бариевые звёзды принадлежат к гигантам спектральных классов G или K с температурой от 4300 до 6500 К. Первоначально было непонятно, как такие звёзды производят столь тяжёлый элемент как барий. Однако наблюдения показали, что все бариевые звёзды входят в двойные системы, вторым членом которой обычно является белый карлик. Это позволяет объяснить наличие бария внешним «загрязнением» от звезды-донора. По-видимому, бариевая звезда когда-то была звездой главной последовательности, а её партнёр — углеродной звездой на асимптотической ветви гигантов. Будущая бариевая звезда была «загрязнена», когда звезда-донор начала терять материю в ходе эволюции, превращаясь в белого карлика.

Примеры[править | править вики-текст]

К бариевым звёздам относятся:

Ссылки[править | править вики-текст]