Sao bari làcác sao có phổ từG đếnK,, có phổ cho thấy sự dư thừa của các nguyên tốquá trình s bởi sự hiện diện củabari bị ion hóa đơn, Ba hóa trị II, ở bước sóngλ 455,4. Các ngôi sao bari cũng cho thấy các đặc tính phổ tăng cường củacarbon, các dải của các phân tử CH, CN và C <sub>2</sub>. Lớp sao này ban đầu đượcWilliam P. Bidelman và Philip Keenan công nhận và định nghĩa.[1] Lúc đầu sau khi phát hiện ra, chúng được cho là những sao khổng lồ đỏ, nhưng cùng một chữ ký hóa học cũng đã được quan sát thấy trong các ngôi sao dãy chính[2][3].
Các nghiên cứu quan sát vềvận tốc hướng tâm của chúng cho thấy rằng tất cả các sao bari đều làsao đôi.[4][5] Quan sát trongtia cực tím bằng cách sử dụng thám hiểm tia cực tím quốc tế đã phát hiện ra cósao lùn trắng trong một số hệ sao bari.[6][7]
Các ngôi sao bari được cho là kết quả củasự chuyển giao khối lượng trong mộthệ sao đôi. Sự chuyển giao hàng loạt xảy ra khi ngôi sao khổng lồ được quan sát hiện đang ở trêndãy chính. Người bạn đồng hành của nó, ngôi sao tài trợ, là mộtngôi sao carbon trên nhánh khổng lồ không triệu chứng (AGB), và đã sản xuất các nguyên tố carbon và s-process trong nội thất của nó. Những sản phẩm tổng hợp hạt nhân này được trộn lẫn bằng cáchđối lưu với bề mặt của nó. Một số vấn đề đó đã "làm ô nhiễm" các lớp bề mặt của ngôi sao theo trình tự chính khi ngôi sao của người hiến tặng bị mất khối lượng vào cuối quá trình tiến hóa AGB và sau đó nó đã tiến hóa thành sao lùn trắng. Các hệ thống này đang được quan sát tại một khoảng thời gian không xác định sau sự kiện chuyển giao hàng loạt, khi ngôi sao tài trợ từ lâu đã là một sao lùn trắng.[8][9] Tùy thuộc vào tính chất ban đầu của hệ sao đôi, ngôi sao bị ô nhiễm có thể được tìm thấy ở các giai đoạn tiến hóa khác nhau.[10]
