Бариевые звезды

[Dark Antimatter]

Считается, что бариевые звезды существуют в двойных системах и получили барий от компаньонов, которые стали белыми карликами.
Если поизучать список бариевых звезд, то далеко не у всех из них компаньоны обнаружены.
В принципе, это можно объяснить труднообнаружимостью белых карликов в далеких системах с бариевыми звездами.
Однако, встречаются и близкие бариевые звезды, в системах которых белые карлики не обнаружены, например,
Гамма Южного Креста (27 пк, компаньонов нет)
HD 2454 (38 пк, компаньонов нет)
HD 147513 (14 пк, молодой желтый карлик с неблизким компаньоном на расстоянии 5360 а.е.)
Йота Гидры (80 пк, компаньонов нет)
Омикрон Девы (50 пк, компаньонов нет)
Upsilon² Cassiopeiae (58 пк, компаньонов нет)
Эта Эридана (42 пк, компаньонов нет)


Возможны ли иные способы обогащения звезд барием, кроме подпитки от компаньонов, ранее побывавших на асимптотической ветви гигантов, а ныне белых карликов?
Если нет, то почему не обнаружены белые карлики у близких бариевых звезд?

[AAV]

Однако, встречаются и близкие бариевые звезды, в системах которых белые карлики не обнаружены,
Если нет, то почему не обнаружены белые карлики у близких бариевых звезд?

например,
HD 2454 (38 пк, компаньонов нет)

https://articles.adsabs.harvard.edu//full/1989A%26A...219L..15T/L000015.000.html

Показано, что яркая звезда HR 107 (HD 2454) со спектральным классом F5V имеет состав, близкий к мягкому бариевому гиганту. Это открытие, которое распространяет обнаружение аномалий содержания бария на ранние F-карлики, согласуется с идеей о том, что бариевые звезды образуются, когда вторичная звезда (нынешняя бариевая звезда) двойной системы аккрецирует массу от первичной (теперь белый карлик). компаньон), когда последний является асимптотической гигантской звездой ветви, самообогащенной углеродом и элементами s-процесса.

HD 147513 (14 пк, молодой желтый карлик с неблизким компаньоном на расстоянии 5360 а.е.)

https://en.wikipedia.org/wiki/HD_147513

HD 147513 является членом движущейся группы Большой Медведицы, которые имеют общее собственное движение в пространстве. У него есть соседний сопутствующий спутник: белый карлик класса DA, расположенный на расстоянии около 5360 а.е., где а.е. - среднее расстояние Земли от Солнца. Когда-то эта пара, возможно, была членами множественной звездной системы. Прародитель белого карлика, возможно, был более близким спутником и, проходя через стадию асимптотической гигантской ветви своей эволюции, мог перенести материю на HD 147513 и загрязнить фотосферу этой звезды^[13]

13Porto de Mello, G. F.; da Silva, L. (1997). "HR 6094: A Young, Solar-Type, Solar-Metallicity Barium Dwarf Star

Молодая звезда солнечного типа HR 6094 оказалась бариевым карликом с избытком элементов s - процесса, а также с дефицитом C. Она является членом солнечной металличности, кинематической группы Большой Медведицы с возрастом 0,3 млрд лет. Измерения лучевой скорости и ультрафиолетового потока не подтверждают приписывание таких аномалий численности невидимому дегенеративному компаньону. Однако обычное собственное движение, V = 10, DA белого карлика (WD), расположенного на расстоянии 5360 а.е., убедительно поддерживает объяснение происхождения этой бариевой звезды процессом переноса массы в двойной системе, в которой вторичный компонент аккрецированное вещество от первичной (теперь БД), когда она была звездой асимптотической гигантской ветви (АВГ), самообогащавшейся в s-элементы процесса. Принадлежность к группе UMa другой звезды с высоким содержанием s-процесса и дефицитом C, HR 2047, предполагает, что эти звезды могли образовать кратную систему в прошлом, которая была нарушена эпизодом потери массы бывшей AGB-звездой. . Их дефицит [C/Fe] может быть объяснен действием процесса горения горячей нижней оболочки в позднем AGB, тем самым превращая ее из звезды, богатой углеродом, в звезду, богатую кислородом, истощая содержание углерода и обогащая ее оболочку литием и элементы захвата нейтронов. Это первая идентификация феномена бария в звезде с почти нулевым возрастом, помимо того, что это первая бариевая система, в которой мог быть непосредственно обнаружен остаток поздней звезды AGB, ответственный за обогащение тяжелыми элементами.

[Foma]

Считается, что бариевые звезды существуют в двойных системах и получили барий от компаньонов, которые стали белыми карликами.
Если поизучать список бариевых звезд, то далеко не у всех из них компаньоны обнаружены.
В принципе, это можно объяснить труднообнаружимостью белых карликов в далеких системах с бариевыми звездами.
Однако, встречаются и близкие бариевые звезды, в системах которых белые карлики не обнаружены, например,
Гамма Южного Креста (27 пк, компаньонов нет)
HD 2454 (38 пк, компаньонов нет)
HD 147513 (14 пк, молодой желтый карлик с неблизким компаньоном на расстоянии 5360 а.е.)
Йота Гидры (80 пк, компаньонов нет)
Омикрон Девы (50 пк, компаньонов нет)
Upsilon² Cassiopeiae (58 пк, компаньонов нет)
Эта Эридана (42 пк, компаньонов нет)

Насчет "компаньонов нет" это не совсем верно. Посмотрите статью Stellar and substellar companions of nearby stars from Gaia DR2 2019 г, где люди искали компаньоны по аномалиям в астрометрии "Гиппарх"+Gaia DR2 у всех близких звезд. Величина аномалии Δ_G2 там выражалась как отношение сигнал/шум, при Δ_G2<2 компаньоны отсутствуют, при 2<Δ_G2<3 - подозреваются, при Δ_G2>3 - точно есть. Определить массу и орбиту компаньона по одной аномалии нельзя, только отношение m/√r, поэтому они приводят массу для орбиты с полуосью 1 а.е.
Из перечисленных звезд:
Гамма Южного Креста - данных нет.
HD 2454 , Δ_G2=111.94, достоверный компаньон с m=139 M_jup
HD 147513 , Δ_G2=0.82, нет компаньонов с m>0.88 M_jup
Йота Гидры , Δ_G2=2.29, возможен компаньон с m=55.32 M_jup
Омикрон Девы , Δ_G2=20.95, достоверный компаньон с m=238 M_jup
Upsilon² Cassiopeiae, Δ_G2=1.2, нет компаньонов с m>7.7 M_jup
Эта Эридана, Δ_G2=1.85, нет компаньонов с m>29 M_jup
Так что, у некоторых вроде бы одиночных бариевых звезд белые карлики все-таки могут быть, Gaia DR4 уточнит этот вопрос.

[Diman]

Насколько распространен барий во Вселенной?
На каком месте среди химических элементов по распространенности и сколько атомов водорода на 1 атом бария?

[Romero]

Насколько распространен барий во Вселенной?

Нашёл только вот такую диаграмму для распространённости элементов в Солнечной системе (кликабельно):



Если верить ей, то бария примерно 10^-10 от количества водорода. То есть сильно распространённым его назвать нельзя.

[Diman]

Действительно, судя по графику, барий во Вселенной очень редкий элемент.

[Змей Петров]

Если верить ей, то бария примерно 10-10 от количества водорода. То есть сильно распространённым его назвать нельзя.

Тем не менее -
Содержание бария в земной коре составляет 0,05 % по массе; в морской воде среднее содержание бария составляет 0,02 мг/л.

[Dark Antimatter]

arXiv:2203.05357 Тройные звездные системы, как источники бариевых звезд

Бариевые звезды активно изучались в последние десятилетия, однако, наше нынешнее понимание того, как сформировались эти интригующие объекты, оставляет желать лучшего. Многие факты в системах, содержащих бариевые звезды, не могут быть удовлетворительно объяснены классическими моделями эволюции двойных систем, что приводит к вопросу, могут ли тройные и более кратные  системы быть источниками этих экзотических звезд.
В данной работе мы изучаем возможность того, что перетекание вещества из полости Роша третьего компонента в иерархической тройной системе потенциально может привести к обогащению барием внутренней пары, в то же время вызывая еë слияние и, таким образом, производя бариевую звезду.
Данный механизм потенциально может формировать
большую часть бариевых звезд, поскольку перетекание из полости Роша третьего компонента обычно гораздо более стабильно для близких орбит, чем в моделях с двумя компаньонами.
Рассмотрены различные каналы и механизмы формирования, с помощью которых это может быть достигнуто, определены ограничения на относительные скорости образования для каждого сценария.
Мы полагаем, что значительная, если не подавляющая, часть бариевых звезд формируются из иерархических тройных систем, необходимы дальнейшие исследования в этой области для более полного понимания процесса их формирования.
В недавних работах отмечены несоответствия между статистическими орбитами двойных систем, включающих бариевые звезды, и тем, что предсказывается теорией, согласно которой прародителями всех бариевых звезд являются двойные системы.
Например, когда двойные звезды, производящие Ва-звезды, эволюционируют до фазы асимптотической ветви гигантов, перетекание вещества от более массивного к менее
 массивному компоненту станет нестабильным, что, в свою очередь, приведет либо к сближению орбит и небольшой аккреции, или к событию слияния компонентов.
Это накладывает ограничение на диапазон орбитальных периодов около 1000-дневной отметки, в котором бариевых звезд не должно существовать, в лействительности, таких систем много (Izzard, Dermine, & Church 2010). Также проблемным является вопрос о том, что современные теории утверждают, что орбиты двойных систем, содержащих бариевые звезды с периодами менее 4000 дней должны быть круговыми, тогда как в действительности такие системы часто имеют большие эксцентриситеты, иногда до 0,4 (например, Jorissen et al. 1998; Escorza et al. 2019; North et al. 2020).