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[[Datei:Spectral lines absorption.png|mini|[[Spektrallinie #Absorptionslinie|Absorptionslinie]]n in einem Spektrum]]
'''Bariumsterne''' sind [[Riesenstern]]e der [[Spektralklasse]] G oder K, deren [[Emissionsspektrum|Spektren]] eine Über[[Elementhäufigkeit|häufigkeit]] an [[s-Prozess]]-[[Chemisches Element|Elementen]] zeigen, primär von einfach [[Ionisierung|ionisiertem]] [[Barium]], Ba II, bei einer [[Wellenlänge]] λ = 455,4 [[Vorsätze für Maßeinheiten|n]][[Meter|m]]. Sie zeigen ebenfalls stärkere [[Spektrallinien]] des [[Kohlenstoff]]s, [[Absorptionsbande|Banden]] der [[Molekül]]e von [[Methingruppe|CH]], [[Nitrile|CN]] und C<sub>2</sub>.

Diese [[Klassifizierung der Sterne|Sternklasse]] der [[Pekuliärer Stern|pekuliären Sterne]] wurde zuerst von William Bidelman und [[Philip C. Keenan]] erkannt und definiert.<ref>Bidelman, W.P., & Keenan, P.C. [[Astrophysical Journal]], vol. 114, p. 473, 1951</ref>

== Entstehung ==
=== Doppelsterne ===
Untersuchungen ihrer [[Radialgeschwindigkeit]]en zeigen, dass alle Barium-Sterne [[Doppelstern]]e sind.<ref>McClure, R.D., Fletcher, J.M., & Nemec, J.M. Astrophysical Journal Letters, vol. 238, p. L35</ref><ref>McClure, R.D. & Woodsworth, A.W. Astrophysical Journal, vol. 352, pp. 709–723, April 1990.</ref><ref>Jorissen, A. & Mayor, M. [[Astronomy & Astrophysics]], vol. 198, pp. 187–199, June 1988</ref> Untersuchungen des [[International Ultraviolet Explorer]]s im [[Spektralbereich]] des [[Ultraviolett]]en fanden zudem in vielen Barium-Sternsystemen [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]].

=== Kataklysmus ===
Man nimmt daher an, dass Barium-Sterne durch [[Stoffaustausch|Massentransfer]] in einem Doppelsternsystem entstehen.

Dabei wurde auf den jetzigen Riesen-Barium-Stern Masse seines Partners übertragen, als sich der Barium-Stern noch in der [[Sternentwicklung|Entwicklungsphase]] seines [[Hauptreihenstadium]]s befand. Sein Begleiter, der Spenderstern, war zu diesem Zeitpunkt ein [[Kohlenstoffstern]] am [[asymptotischer Riesenast|asymptotischen Riesenast]] (AGB: '''A'''symptotic '''G'''iant '''B'''ranch), der in seinem Inneren [[Kohlenstoff]] und s-Prozess-Elemente produzierte. Diese [[Nuklearfusion]]s<nowiki/>produkte gelangten dann per [[Konvektion]] in die obere [[Sternatmosphäre]] des Begleiters. Ein Teil dieser [[Materie (Physik)|Materie]] wurde dann auf den Hauptreihenstern übertragen, da der Spenderstern am Ende seiner AGB-Entwicklung über seine [[Roche-Grenze]] wächst und daher instabil wird.

Wir beobachten diese Doppelsternsysteme zu einem Zeitpunkt, in dem der Spenderstern schon lange ein Weißer Zwerg ist und der Barium-Stern sich zu einem [[Roter Riese|Roten Riesen]] entwickelt hat.<ref>McClure, R. [[Journal of the Royal Astronomical Society of Canada]], vol 79, pp. 277–293, Dec. 1985</ref><ref>Boffin, H. M. J. & Jorissen, A., Astronomy & Astrophysics, vol. 205, pp. 155–163, October 1988</ref>

Die Episode des Massentransfers wird in astronomischen Zeitskalen als relativ kurz angesehen. Ebenso sagt diese [[Hypothese]] auch Barium-Sterne auf der Hauptreihe voraus. Ein Beispiel in der Literatur stellt [[Bright-Star-Katalog|HR]] 107 dar.<ref>Tomkin, J., Lambert, D.L., Edvardsson, B., Gustafsson, B., & Nissen, P.E., Astronomy & Astrophysics, vol 219, pp. L15-L18, July 1989</ref>

=== Entwicklung ===
Während seiner Entwicklungsphase kann der Barium-Stern deutlich größer und kühler werden als typische Sterne der Spektralklassen G oder K, er bzw. seine [[Photosphäre]] entwickelt sich dann typischerweise zum Spektraltyp M.

Die Überhäufigkeiten an s-Prozess-Elementen wie [[Zirkonium|Zr]] und Molekülbänder von Zirkonoxid (ZrO) zeigen jedoch seine geänderte Zusammensetzung und damit seine spektralen / molekularen Besonderheiten. In dieser Zeit erscheint der Stern daher als ''extrinsischer'' ({{laS|gestörter, fremdartiger}}) [[Spektralklasse #Einteilung|S-Stern]].

=== Historie ===
Historisch gaben die Barium-Sterne zunächst ein Rätsel auf, da Sterne der Spektralklassen G und K sich noch nicht lange genug entwickelt haben, um Kohlenstoff und andere s-Prozess-Elemente in ihren Photosphären angereichert zu haben.

Die Entdeckung der Doppelsternnatur löste das Rätsel, indem die Quelle dieser Elemente und damit die Ursache der spektralen Besonderheiten der Bariumsterne auf den wesentlich weiter entwickelten Doppelsternpartner verschoben wurde.

=== Beispiele ===
Prototypen der Barium-Sterne sind [[Zeta Capricorni|ζ Capricorni]], HR 774 und HR 4474.

CH-Sterne sind [[Population II|Population-II]]-Sterne mit vergleichbarem Entwicklungsstand, spektralen Besonderheiten sowie [[Umlaufbahn|orbitalen]] Merkmalen und werden für die älteren, metallärmeren Gegenstücke der Barium-Sterne gehalten.<ref>McClure, R. Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol 96, p. 117, 1984</ref>

== Siehe auch ==
* [[Sternaufbau]]
* [[Am-Stern]]

== Einzelnachweise ==
<references/>

[[Kategorie:Sternklasse der Riesensterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Doppelsterne]]
[[Kategorie:Sternklasse der Pekuliären Sterne]]
[[Kategorie:Barium]]

Bariumstern - Versionsgeschichte

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