Estrela de bário
São estrelas gigantes do tipo espectral G e K, por possuir grande quantidades de elementos pesados, gerados no processo S de captura de nêutrons, e grande presença de bário ionizado (Ba+ e Ba2+), outra característica é semelhante ao de estrelas de carbono, como linhas de moléculas de metano (CH), cianureto (CN) e cianogênio (C2N2).
Esse tipo de estrela é enigmática, pelo fato dos pesquisadores acreditar que uma estrela deste porte é difícil se forma com essa anomalia química.
Uma estrela de bário é normalmente encontrada em um sistema binário. Isso indica a possibilidade que uma estrela iria transferir sua massa para sua parceira, devido a sua evolução estrelar da estrela doadora.
Existe a possibilidade que o sistema binário é constituído por uma estrela de sequência principal e uma estrela de carbono do ramo gigante assintótico (RGA) nos estágios finais de sua evolução, que havia produzido elementos do processo S, como carbono (C), oxigênio (O), neônio (Ne) e magnésio (Mg) e alguns algumas apresentam o óxido de zircônio (ZrO, nas atmosfera da estrela), que são levados para camadas superiores da estrela gigante por convecção. Este fenômeno puxa as camadas superficiais da estrela de carbono.
Exemplo do fenômeno de transferência das camadas superficiais da estrela de carbono para sua companheira de sequência principal, existe a possibilidade da estrela doadora ser lançada para o espaço.
Existe uma grande variedade de estrelas de bário que são quimicamente anômalas. Alguns exemplos: ξ Capricorni, HD 209992 e HD 123396. Essas estrelas de bário possuem diferença nas camadas superficiais e nas internas.
A ξ Capricorni possui linhas ítrio (Y), Zircônio (Zr), lantânio (La), cério (Ce), praseodímio (Pr), neodímio (Nd) e samário (Sm) do grupo do ferro, incluindo linhas ionizadas.
Já a estrela HD 209992 tem presença de fortes linhas de metano (CH) e cianureto (CN), mas está estrela não apresenta forte presença de estrôncio (Sr II ou ionização=1) e bário (Ba II ou ionização=1).
Estrela HD 123396, ela é diferente das outras duas estrelas citadas. Está estrela possui grande abundância de elementos do ciclo CNO e OF, isso indica abundância química de C, N, α, pico de ferro, e a captura neutrônica de elementos. Existe possibilidade que está imensa diversidade de átomos pelo fenômeno de transferência de massa por uma estrela RGA com relação de [F/O]. A produção de flúor (F) acontece via a uma série de reações complexas de prótons e reações de captura neutrônica, começando por 14N(α, γ)18F(β+)18O(p, α)15N(α,
γ)19F reações. Os prótons da reação do ciclo CNO 18O(p,
α)15N que vem do 14N(n, p)14C reação, que
exige muitos nêutrons livre.
Estrela de mercúrio-manganês:
Exemplo de isótopos estáveis de mercúrio e manganês. Este isótopo de mercúrio possui 80 prótons e 120 nêutrons , já o manganês possui 25 prótons e 30 nêutrons. Exemplo deste isótopos são 200Hg e 55Mn.
Este tipo de estrela tem uma característica química que são absorção de manganês(Mn), ítrio(Y), estrôncio(Sr) e principalmente linhas de mercúrio II(ionização=1) ionizado. Essa presença de metais na atmosfera da estrela, ela é considerada quimicamente homogênea. Essa alta concentrações de metais na atmosfera gera um campo magnético e a temperatura é similar como uma estrela do tipo Ap.
Alguns exemplos de estrela HgMn: HD 29647 e HD 175640.
Estrela HgMn Hd 29647: é uma estrela envolvida em uma complexo de nuvem escura de Taurus (Taurus Dark Cloud Complex), esse complexo é constituído por hidrogênio molecular (H2), metilacetileno (CH3CCH), butadiinilo (C4H), amônia (NH3), cianureto (CN), hélio (He), cianodiacetileno (HC4CN), cianoacetileno (HC2CN), etino (C2H-) e outros como HC7N, CH3C3N e CH3CH2C3N.
O observatório McDonald estudou por cinco noites a estrela MgMn HD 29647, o espectro foi medido com o programa VLINE equipado com linhas fortes de metais para linhas de He I(He+) e algumas outras linhas fortes de metais.
As linhas estrelar que foram encontrada no primeiro estágio foi as espécies de Si II (ionização=1), Si III (ionização=2), P II (ionização=1), P III (ionização=2), S II (ionização=1), Ti II (ionização=1), Mn I (ionização=0). Mn II (ionização=1), Fe I (ionização=0), Fe II (ionização=1), Y II (ionização=1) e Er III (ionização=2).
Alguns exemplos de estrela HgMn: HD 29647 e HD 175640.
Estrela HgMn Hd 29647: é uma estrela envolvida em uma complexo de nuvem escura de Taurus (Taurus Dark Cloud Complex), esse complexo é constituído por hidrogênio molecular (H2), metilacetileno (CH3CCH), butadiinilo (C4H), amônia (NH3), cianureto (CN), hélio (He), cianodiacetileno (HC4CN), cianoacetileno (HC2CN), etino (C2H-) e outros como HC7N, CH3C3N e CH3CH2C3N.
Complexo molecular de Taurus.
O observatório McDonald estudou por cinco noites a estrela MgMn HD 29647, o espectro foi medido com o programa VLINE equipado com linhas fortes de metais para linhas de He I(He+) e algumas outras linhas fortes de metais.
As linhas estrelar que foram encontrada no primeiro estágio foi as espécies de Si II (ionização=1), Si III (ionização=2), P II (ionização=1), P III (ionização=2), S II (ionização=1), Ti II (ionização=1), Mn I (ionização=0). Mn II (ionização=1), Fe I (ionização=0), Fe II (ionização=1), Y II (ionização=1) e Er III (ionização=2).
O espectro mostrado pelo Balmer e Paschen de linhas de H I. Aquelas de He I, C I, C II, O I, Ne I, Mg I, Mg II, Al II, Si II, Si III, P II, P III, S II, Ca I, Ca II, Sc II, Ti II, Cr I, Cr II, Mn I, Mn II, Fe I, Fe II, Fe III, Ni II, Zn II, Ga II, Sr II, Y II, Zr II, Xe II, Ba II, Ce II, Nd II, Nd III, Eu II, Dy II, Yb II, Hg II e Hg III foram identificados utilizados para análise de abundância. Além disso, identificou outros valores de Pr III, Dy III, Er III e outras linhas estranhas de Eu III e Gd III.
Estrela de chumbo:
Este tipo de estrela é de baixa metalicidade ([Fe/H] ≤ -1), uma estrela do ramo gigante assimptótico (AGB) em evolução de baixa e massa intermediária (0.8 ≤ M (M☉) ≤ 8) que exibi uma larga escala de absorção de chumbo (Pb) e bismuto (Bi) no espectro, que foram criados pelo processo S. A primeira estrela de chumbo (definido como uma estrela rica em elemento-s com [Pb/hs] ≥ 1, hs começa sendo qualquer do bário (Ba), lantânio (La) ou cério (Ce) entre estrelas CH tem sido relatadas. Cinco estrelas CH (com [Fe/ H] variando de - 1.5 - 2.5) foram estudas, duas apresentam ser ricas em chumbo (com [Pb/Ce] ≃ 0,7). A linha de Pb I foi detectada graças alta resolução dos equipamentos com o espectro. Abundância em duas estrelas (HD 198269 e HD 201626)
Exemplo de síntese de Pb e Bi no processo S: 209Bi captura um nêutron, produzindo 210Bi que decai para 210Po, por decaimento de um β-. 210Po por sua vez decai para 206Pb por decaimento α.
Exemplo de isótopos dos elementos chumbo/lead(Pb) e bismuto/bismuth(Bi). O isótopo que estão na tabela periódica são 207Pb e 209Bi no estado estável.
Exemplo de síntese de Pb e Bi no processo S: 209Bi captura um nêutron, produzindo 210Bi que decai para 210Po, por decaimento de um β-. 210Po por sua vez decai para 206Pb por decaimento α.
20983Bi + n → 21083Bi + γ
21083Bi → 21084Po + β- + Ve
21084Po → 20682Pb + α
A linha de Pb I é um estrutura complexa constituído de três componentes decorrentes da estrutura finas (deslocamento ou separação do nível de energia de átomos, moléculas e íons) de 207Pb com mais três isótopos associados 204Pb, 206Pb e 208Pb.
A linha de Pb I é um estrutura complexa constituído de três componentes decorrentes da estrutura finas (deslocamento ou separação do nível de energia de átomos, moléculas e íons) de 207Pb com mais três isótopos associados 204Pb, 206Pb e 208Pb.
