O stea de bariu este un gigant roșu de tip spectral G sau K al cărui spectru indică o supraabundență de elemente chimice din procesul s prin prezența liniei Ba II la λ = 455,4 nm de bariu ionizat odată Ba + .
Aceste stele prezintă, de asemenea, caracteristici spectrale ale carbonului prin liniile metilidinei CH, cianogenului CN și carbonului diatomic C2 .( Linii de lebădă pentru acesta din urmă).
Studiul vitezei lor radiale indică faptul că sunt întotdeauna stele binare , în timp ce studiul lor în ultraviolet de către International Ultraviolet Explorer a făcut posibilă identificarea în anii 1990 a prezenței piticelor albe în unele dintre aceste sisteme. Se crede că stelele de bariu sunt rezultatul unui transfer de masă - în special sub efectul vântului stelar - într-un sistem binar al unei stele de carbon de la ramura asimptotică a giganților (AGB) la o stea a secvenței principale , care este astfel îmbogățit în carbon și în elemente sintetizate de însoțitorul său: după finalizarea acestui transfer, steaua de carbon devine o pitică albă în timp ce steaua secvenței principale devine gigantul roșu îmbogățit în carbon, bariu și alte elemente rezultate dintr-un stelar nucleosinteza prin captare lentă de neutroni (proces) observată astăzi.
În timpul evoluției sale, o stea de bariu este probabil mai mare și mai rece decât o stea de tip spectral G sau K, deci un tip spectral M, dar cu o supraabundență de elemente sintetizate prin procedee care conferă o semnătură spectrală bogată în zirconiu Zr și zirconiu monoxid ZrO, ceea ce îl face o stea de tip S „extrinsecă”.
Zeta Capricorni , HR 774 și HR 4474 sunt stele de bariu.