Estrela de bari
Les estreles de bari són estreles jagantes de tipo espectral G i K, que els seus espectres mostren excés d'elements generats per mig del «processe-s» de captura de neutrons i la presència de bari ionizado, Ba+ i Ba2+, a una llongitut d'ona de 455,4 nm. Les estreles de bari també presenten les traces espectrals del carbono accentuats —les llínees de les molèculas CH, CN i CN2. Esta classe d'estreles va ser reconeguda i organisada per William Bidelman i Philip Keenan.[1]
L'estudi de les velocitats radials d'este tipo d'estreles induïx a pensar que totes les estreles de bari són binarias.[2][3][4] Observacions en l'ultravioleta realisades en el International Ultraviolet Explorer han detectat nanes blanques com a companyeres estelars d'algunes estreles de bari.
Es pensa que les estreles de bari són el resultat de transferència de massa en un sistema binario. Dita transferència va tindre lloc quan l'estrela jaganta actual era encara una estrela de seqüència principal. La seua companyera, l'estrela donant, era una estrela de carbono en la branca asintòtica jaganta (RAG) que havia produït carbono i elements de procés-s en el seu interior. Estos productes, provinents de la fusió nuclear, varen ser duts per convecció cap a la superfície de la jaganta. Part d'este material va contaminar la superfície de l'estrela de seqüència principal quan la donant va perdre massa al final de la seua evolució, convertint-se posteriorment en una nana blanca. Ara veem el sistema un temps indeterminat despuix de l'event de transferència de massa, quan l'estrela donant ya s'ha convertit en una nana blanca difícil de detectar, i l'estrela contaminada ha evolucionat fins a ser, a la seua volta, una jaganta roja.[5]
Durant la seua evolució, una estrela de bari pot ser més gran i més freda que el llímit impost per les classes espectrals G a K. En este cas, encara que l'estrela és de tipo espectral M, l'excés d'elements de procés-s pot fer que manifeste una composició alterada com peculiaritat espectral. Mentres la temperatura superficial de l'estrela correspon al tipo M, l'estrela pot mostrar llínees d'absorció d'òxit de zirconi (ZrO), un dels elements produïts en el procés-s. Quan açò succeïx, l'estrela és classificada com estrela S.
Aixina mateix, les estreles CH són estreles de Població II en estat evolutiu i en peculiaritats espectrals i paràmetros orbitales similars; es pensa que poden ser anàlogues a les estreles de bari, encara que més antigues i més pobres en metals.[6]
Històricament les estreles de bari plantejaven un enigma; dins de la teoria estàndar de l'evolució estelar, les jagantes de tipo G i K no posseïxen massa suficient com per a poder sintetisar el carbono i atres elements del processe-s detectats en les seues superfícies. El descobriment de la duplicitat d'estes estreles resol el problema, en quant situa l'orige de les peculiaritats espectrals en una companyera estelar lo suficientment massiva com per a produir dits elements. Es pensa que l'episodi de transferència de massa és molt breu dins de l'escala de temps de vida de la binaria. Esta hipòtesis prediu l'existència d'estreles de bari de la seqüència principal; es coneix a lo manco una estrela d'estes característiques, HR 107.[7]
Estreles de bari prototípicas són ζ Capricorni, HR 774 i HR 4474. Atres estreles de bari més conegudes són Alfard (α Hydrae), Gacrux (γ Crucis) i Atria (α Trianguli Australis).
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ Bidelman, W.P., & Keenan, P.C. Astrophysical Journal, vol. 114, p. 473, 1951
- ↑ McClure, R.D., Fletcher, J.M., & Nemec, J.M. Astrophysical Journal Letters, vol. 238, p. L35
- ↑ McClure, R.D. & Woodsworth, A.W. Astrophysical Journal, vol. 352, pp. 709-723, 1990
- ↑ Jorissen, A. & Major, M. Astronomy & Astrophysics, vol. 198, pp. 187-199, 1988
- ↑ McClure, R. Journal of the Royals Astronomical Society of Canada, vol 79, pp. 277-293, 1985
- ↑ McClure, R. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol 96, p. 117, 1984
- ↑ Tomkin, J., Lambert, D.L., Edvardsson, B., Gustafsson, B., & Nissen, P.E., Astronomy & Astrophysics, vol 219, pp. L15-L18, 1989
- Este artícul conté una traducció derivada de «Estrella de bario» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.