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Une étoile à baryum est une géante rouge de type spectral G ou K dont le spectre indique une surabondance d'éléments chimiques issus du processus s à travers la présence de la raie Ba II à λ = 455,4 nm du baryum ionisé une fois Ba⁺.

Ces étoiles présentent également des caractéristiques spectrales du carbone à travers les raies du méthylidyne CH, du cyanogène CN et du carbone diatomique C₂ (raies de Swan pour ce dernier).

L'étude de leur vitesse radiale indique que ce sont toujours des étoiles binaires^[1]^,^[2]^,^[3], tandis que leur étude dans l'ultraviolet par l’International Ultraviolet Explorer a permis d'identifier dans les années 1990 la présence de naines blanches dans certains de ces systèmes. On pense que les étoiles à baryum sont le résultat d'un transfert de masse — sous l'effet du vent stellaire notamment — au sein d'un système binaire d'une étoile carbonée de la branche asymptotique des géantes (AGB) vers une étoile de la séquence principale, qui se trouve de ce fait enrichie en carbone et en éléments synthétisés par son compagnon : après que ce transfert est terminé, l'étoile carbonée devient une naine blanche tandis que l'étoile de la séquence principale devient la géante rouge enrichie en carbone, baryum et autres éléments issus d'une nucléosynthèse stellaire par capture neutronique lente (processus s) qu'on observe aujourd'hui^[4]^,^[5].

Au cours de son évolution, une étoile à baryum est susceptible d'être plus grosse et plus froide qu'une étoile de type spectral G ou K, d'où un type spectral M mais avec une surabondance en éléments synthétisés par processus s qui lui confèrent une signature spectrale riche en zirconium Zr et monoxyde de zirconium ZrO, ce qui en fait une étoile de type S « extrinsèque ».

Les étoiles à baryum sont classée avec un indice positif allant de Ba1 à Ba5, où Ba5 correspond à une étoile dont les raies du baryum sont les plus marquées. Les étoiles Ba1 et Ba2 sont dites « mild Ba », c'est-à-dire que l'enrichissement en baryum est léger par rapport à une géante normale. Un certain nombre de géantes présentent des anomalies en baryum encore plus légères, si tant est qu'elles aient un enrichissement en éléments issus du processus s. Parfois désignées sous l'indice « Ba0 », ce sont généralement les étoiles les plus massives et elles pourraient être en fait des géantes lumineuses, voire des supergéantes, dont les raies du baryum apparaissent renforcées simplement parce que leur luminosité est plus importante^[6].

Exemples

Zeta Capricorni, HR 774 et HR 4474 sont des étoiles à baryum.

Notes et références

↑ (en) R. D. McClure, J. M. Fletcher et J. M. Nemec, « The binary nature of the barium stars », The Astrophysical Journal Letters, vol. 238,‎ 15 mai 1980, L35-L38 (lire en ligne) DOI 10.1086/183252.
↑ (en) Robert D. McClure et A. W. Woodsworth, « The binary nature of the barium and CH stars. III - Orbital parameters », The Astrophysical Journal, vol. 352,‎ 1^er avril 1990, p. 709-723 (lire en ligne) DOI 10.1086/168573.
↑ (en) A. Jorissen et M. Mayor, « 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, vol. 198, n^os 1-2,‎ juin 1988, p. 187-199 (ISSN 0004-6361, lire en ligne).
↑ (en) R. D. McClure, « The carbon and related stars », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 79,‎ décembre 1985, p. 277-293 (ISSN 0035-872X, lire en ligne).
↑ (en) H. M. J. Boffin et A. Jorissen, « Can a barium star be produced by wind accretion in a detached binary? », Astronomy and Astrophysics, vol. 205, n^os 1-2,‎ octobre 1988, p. 155-163 (ISSN 0004-6361, lire en ligne).
↑ (en) A. Escorza et al., « Hertzsprung-Russell diagram and mass distribution of barium stars », Astronomy & Astrophysics, vol. 608,‎ décembre 2017, article n^o A100 (DOI 10.1051/0004-6361/201731832, Bibcode 2017A&A...608A.100E, arXiv 1710.02029)