Ostea de bariu este ogigantă roșie detip spectral G sau K al căruispectru indică o superabundență deelemente chimice izvorâte dinprocesul s prin prezențaliniei spectrale Ba II cuλ = 455,4 nm abariuluiionizat o dată Ba+.
Acestestele prezintă și caracteristici spectrale alecarbonului prin liniile demetilidină CH, decianogen CN și decarbon diatomic[1] (culinii Swan pentru acesta din urmă).
Studiulvitezei lor radiale indică faptul că aceste stele sunt întotdeaunastele binare[2][3][4], în timp ce studiul lor înultraviolet de cătreInternational Ultraviolet Explorer a permis să se identifice, înanii 1990, prezența depitice albe în unele din aceste sisteme. Se crede că stelele de bariu sunt rezultatul unui transfer de masă — sub efectulvântului stelar, de notat — într-unsistem binar al uneistele de carbon dinramura gigant asimptotică (AGB) spre o stea dinsecvența principală, care este, prin urmare, îmbogățită încarbon și înelemente sintetizate de companionul său: după ce acest transfer s-a terminat, steaua de carbon devine o pitică albă, în timp ce steaua din secvența principală devine o gigantă roșie îmbogățită în carbon, bariu și alte elemente izvorâte dinnucleosinteza stelară prin captura lentă de neutroni (proces s) care se observă astăzi.[5][6]
Pe parcursul evoluției sale, o stea de bariu este probabil mai mare și mai rece decât o stea detip spectral G sau K, deci untip spectral M, dar cu o supraabundență de elemente sintetizate prinprocese s care îi conferă o semnătură spectrală bogată înzirconiu Zr șimonoxid de zirconiu ZrO, ceea ce o face ostea „extrinsecă” de tip S.
Zeta Capricorni,HR 774 șiHR 4474 sunt stele de bariu.
