バリウム星
バリウム星は、スペクトル型がG型またはK型に分類される、質量が太陽と同程度かそれ以上の巨大な恒星です。これらの恒星は、そのスペクトルに特異な特徴を示します。特に、単原子のバリウムイオン（Ba II）が強い吸収線として検出され、その存在量は標準的なG型やK型の巨星に比べて著しく過剰です（顕著なものは波長455.4nmの吸収線）。また、バリウム星は、炭素を含む分子、具体的にはメチン基（CH）、シアン基（CN）、二炭素（C₂）なども豊富に含んでいるという特徴が見られます。これらの異常な組成は、恒星内部で進行する元素合成プロセス、特にS過程（slow neutron capture process）が過剰に進んだ結果として、重元素や炭素が多量に生成されたことを示唆しています。バリウム星は、1951年に天文学者のウィリアム・ビドルマンとフィリップ・キーナンによって初めて識別され、その存在が定義されました。
バリウム星の研究が進むにつれて、極めて重要な事実が明らかになりました。それは、視線速度の精密な観測によって、バリウム星として分類される全ての恒星が、例外なく他の天体と重力的に結びついた連星系を形成しているということです。さらに、国際紫外探査機（IUE）などによる紫外線領域での観測を通じて、一部のバリウム星系では、主星からは離れた位置に、コンパクトで高温な伴星、すなわち白色矮星が存在することが確認されました。この伴星こそが、バリウム星の特異な性質の起源に関わっていると考えられています。
バリウム星がなぜ特異な組成を持つのかについては、現在では連星系内での質量転移が最も有力な形成メカニズムとして受け入れられています。この説によれば、現在のバリウム星がまだ主系列星、あるいは初期の巨星段階にあった頃、その連星系の伴星が漸近巨星分枝（AGB）という進化段階にありました。AGB星は、その内部でヘリウム燃焼殻と水素燃焼殻を持ち、特にヘリウム燃焼殻の活動に伴って、S過程による鉄より重い元素の合成が活発に行われます。ここで生成された炭素やS過程元素は、恒星内部の対流によって表面にまで運び出されます（このプロセスを「第三回浚渫」などと呼びます）。この進化段階にあるAGB星は、強い恒星風を放出して質量を失いますが、その際に放出された物質の一部が、すぐ近くにあった主星（現在のバリウム星）の表面層へと降り積もり、その組成を「汚染」したと考えられています。質量を失った伴星は、進化の最終段階として収縮し、白色矮星となります。このように質量転移が起こった時期を正確に特定することは、特に主星自身もその後に進化して赤色巨星となっている場合には、困難な場合があります。
バリウム星は、進化の過程で一時的にG型やK型の典型的な段階を超えて、より大きく、表面温度が低くなることがあります。このような状態になると、通常はM型星に分類されるようなスペクトルを示すことがありますが、バリウム星の特異な組成、特にS過程元素の過剰さによって、酸化亜鉛（TiO）のようなM型星の主要な分子吸収バンドが弱まったり、ジルコニウム酸化物（ZrO）などの他の分子のバンドが相対的に強くなったりします。このような場合、これらの恒星はしばしば「外因性の」S型星として分類されることがあります。これは、その特異な組成が自身の進化プロセスではなく、伴星からの物質供給（外因性）によってもたらされたS過程元素に起因することを示すものです。
歴史的には、標準的な恒星進化理論では、G型やK型の巨星が、自己の内部進化だけで炭素やS過程元素を生成し、それを表面にまで混合させるほど進化しているとは考えられていませんでした。そのため、バリウム星に見られるような重元素や炭素の過剰な存在は、長らく天文学上の大きな謎とされていました。しかし、視線速度観測によって全てのバリウム星が連星であることが発見され、質量転移によって伴星からこれらの元素が供給されたというメカニズムが提唱されたことで、この謎は合理的に説明されるようになりました。質量転移という形成メカニズムは、バリウム星と同様のスペクトル特徴を持つ主系列星（まだ巨星に進化していない星）も存在するはずだと予測しており、実際にそのような天体としてHR 107などが発見されています。
代表的なバリウム星としては、やぎ座ζ星（ゼータ星）、HR 774、HR 4474などが知られています。また、CH星と呼ばれる別の種類の特異星は、バリウム星と多くの点で類似性を持っています。CH星は、同様のスペクトル特徴（特にCH分子の強いバンド）や軌道特性を持ち、これも連星であることが確認されています。しかし、CH星は一般に金属量が少なく、バリウム星よりも古い種族IIの恒星です。CH星もバリウム星と同様に、連星系内での質量転移によって形成されたと考えられており、バリウム星の古い、金属量に乏しい類似体と見なされています。
バリウム星の研究が進むにつれて、極めて重要な事実が明らかになりました。それは、視線速度の精密な観測によって、バリウム星として分類される全ての恒星が、例外なく他の天体と重力的に結びついた連星系を形成しているということです。さらに、国際紫外探査機（IUE）などによる紫外線領域での観測を通じて、一部のバリウム星系では、主星からは離れた位置に、コンパクトで高温な伴星、すなわち白色矮星が存在することが確認されました。この伴星こそが、バリウム星の特異な性質の起源に関わっていると考えられています。
バリウム星がなぜ特異な組成を持つのかについては、現在では連星系内での質量転移が最も有力な形成メカニズムとして受け入れられています。この説によれば、現在のバリウム星がまだ主系列星、あるいは初期の巨星段階にあった頃、その連星系の伴星が漸近巨星分枝（AGB）という進化段階にありました。AGB星は、その内部でヘリウム燃焼殻と水素燃焼殻を持ち、特にヘリウム燃焼殻の活動に伴って、S過程による鉄より重い元素の合成が活発に行われます。ここで生成された炭素やS過程元素は、恒星内部の対流によって表面にまで運び出されます（このプロセスを「第三回浚渫」などと呼びます）。この進化段階にあるAGB星は、強い恒星風を放出して質量を失いますが、その際に放出された物質の一部が、すぐ近くにあった主星（現在のバリウム星）の表面層へと降り積もり、その組成を「汚染」したと考えられています。質量を失った伴星は、進化の最終段階として収縮し、白色矮星となります。このように質量転移が起こった時期を正確に特定することは、特に主星自身もその後に進化して赤色巨星となっている場合には、困難な場合があります。
バリウム星は、進化の過程で一時的にG型やK型の典型的な段階を超えて、より大きく、表面温度が低くなることがあります。このような状態になると、通常はM型星に分類されるようなスペクトルを示すことがありますが、バリウム星の特異な組成、特にS過程元素の過剰さによって、酸化亜鉛（TiO）のようなM型星の主要な分子吸収バンドが弱まったり、ジルコニウム酸化物（ZrO）などの他の分子のバンドが相対的に強くなったりします。このような場合、これらの恒星はしばしば「外因性の」S型星として分類されることがあります。これは、その特異な組成が自身の進化プロセスではなく、伴星からの物質供給（外因性）によってもたらされたS過程元素に起因することを示すものです。
歴史的には、標準的な恒星進化理論では、G型やK型の巨星が、自己の内部進化だけで炭素やS過程元素を生成し、それを表面にまで混合させるほど進化しているとは考えられていませんでした。そのため、バリウム星に見られるような重元素や炭素の過剰な存在は、長らく天文学上の大きな謎とされていました。しかし、視線速度観測によって全てのバリウム星が連星であることが発見され、質量転移によって伴星からこれらの元素が供給されたというメカニズムが提唱されたことで、この謎は合理的に説明されるようになりました。質量転移という形成メカニズムは、バリウム星と同様のスペクトル特徴を持つ主系列星（まだ巨星に進化していない星）も存在するはずだと予測しており、実際にそのような天体としてHR 107などが発見されています。
代表的なバリウム星としては、やぎ座ζ星（ゼータ星）、HR 774、HR 4474などが知られています。また、CH星と呼ばれる別の種類の特異星は、バリウム星と多くの点で類似性を持っています。CH星は、同様のスペクトル特徴（特にCH分子の強いバンド）や軌道特性を持ち、これも連星であることが確認されています。しかし、CH星は一般に金属量が少なく、バリウム星よりも古い種族IIの恒星です。CH星もバリウム星と同様に、連星系内での質量転移によって形成されたと考えられており、バリウム星の古い、金属量に乏しい類似体と見なされています。
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