Барієві зорі

Ба́рієві зорі — зорі, у спектрі яких наявні лінії поглинання барію (Ba II) та інших елементів s-процесу, а також смуги поглинання CH, CN і C₂, що є характерним для вуглецевих зір. Вперше їх виявили та дали визначення американські астрономи Бідельман і Кінан 1951 року. Барієві зорі належать до гігантів спектральних класів G і K.

Спектральні особливості барієвих зір зумовлені їхнім хімічним складом, у якому в 3—10 разів збільшений вміст елементів s-процесу, а відношення C/O є трохи меншим від одиниці, що не є нормальним для зір головної послідовності. На діаграмі Герцшпрунга—Рассела барієві зорі розташовані поряд з нормальними гігантами спектральних класів G5 III—K3 III, а також з гарячими вуглецевими зорями. На відміну від барієвих зір у спектрах нормальних гігантів F—G немає вуглецевих смуг поглинання, у той же час у барієвих зір такі смуги є не такими сильними, як у гарячих вуглецевих зір. Лінії елементів p-процесу у барієвих зорях також сильніші, ніж у вуглецевих. Подібними до барієвих зір є CH-зорі (інша назва — метинові зорі^{[джерело?]}). Відмінність між ними полягає тільки в тому, що вміст металів групи заліза у барієвих зір майже такий, як у Сонця, а у метинових зір — у 10—30 разів менший[1].

Кінематичні характеристики і вміст легких елементів свідчать про те, що барієві зорі належать до зоряного населення І типу (плоскої складової Галактики). Аналогом барієвих зір серед зоряного населення ІІ типу (кулястої складової Галактики) є CH-зорі.[1]

Існує гіпотеза, що всі барієві зорі є подвійними зоряними системами, другим компонентом яких є білий карлик, що колись скинув частину своєї маси й «забруднив» важкими елементами атмосферу свого супутника — спостережуваної барієвої зорі.[1]