Uma estrela de bário é uma gigante vermelha do tipo espectral G ou K cujo espectro indica uma superabundância de elementos químicos do processo s pela presença da linha Ba II em λ = 455,4 nm de bário ionizado uma vez Ba + .
Essas estrelas também apresentam características espectrais do carbono através das linhas de metilidina CH, cianogênio CN e carbono diatômico C 2.( Linhas de cisne para o último).
O estudo de sua velocidade radial indica que ainda são estrelas binárias , enquanto seu estudo no ultravioleta pelo International Ultraviolet Explorer permitiu identificar na década de 1990 a presença de anãs brancas em alguns desses sistemas. Acredita-se que estrelas de bário sejam o resultado de uma transferência de massa - sob o efeito do vento estelar em particular - dentro de um sistema binário de uma estrela de carbono do ramo assintótico dos gigantes (AGB) para uma estrela da sequência principal , que é assim enriquecido em carbono e em elementos sintetizados por sua companheira: após esta transferência ser concluída, a estrela de carbono torna-se uma anã branca, enquanto a estrela da sequência principal torna-se a gigante vermelha enriquecida em carbono, bário e outros elementos resultantes de uma estrela nucleossíntese por captura lenta de nêutrons (processos) observada hoje.
Durante sua evolução, uma estrela de bário provavelmente será maior e mais fria do que uma estrela do tipo espectral G ou K, portanto, um tipo espectral M, mas com uma superabundância de elementos sintetizados por processos que conferem uma assinatura espectral rica em zircônio Zr e zircônio monóxido de ZrO, o que a torna uma estrela do tipo S “extrínseca”.
Zeta Capricorni , HR 774 e HR 4474 são estrelas de bário.