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Estrellas AGB masivas súper ricas en Litio.

Autor/es: D. A. García-Hernández, O. Zamora, A. Yagüe, S. Uttenthaler, A. I. Karakas, M. Lugaro, P. Ventura, D. L. Lambert

Referencia: 2013, García-Hernández et al. , A&A, 555, L3

Espectros ópticos de alta resolución (en negro) y mejores espectros sintéticos (en rojo) en la región espectral alrededor de la línea de Li I en 6708 Å para las estrellas AGB RU Ari, R Cen, SV Cas, and RU Cyg. Las abundancias de Li derivadas (en la escala usual log N(X) + 12) se indican en la figura. También se muestran los espectros sintéticos obtenidos para abundancias de Li desplazadas +1.0 dex (en azul) y −1.0 dex (en verde) de los valores adoptados. Nótese las intensas líneas de Li I que se detectan en las estrellas AGB súper ricas en Li R Cen and SV Cas.
Espectros ópticos de alta resolución (en negro) y mejores espectros sintéticos (en rojo) en la región espectral alrededor de la línea de Li I en 6708 Å para las estrellas AGB RU Ari, R Cen, SV Cas, and RU Cyg. Las abundancias de Li derivadas (en la escala usual log N(X) + 12) se indican en la figura. También se muestran los espectros sintéticos obtenidos para abundancias de Li desplazadas +1.0 dex (en azul) y −1.0 dex (en verde) de los valores adoptados. Nótese las intensas líneas de Li I que se detectan en las estrellas AGB súper ricas en Li R Cen and SV Cas.

Las estrellas de masa baja e intermedia (0.8 < M < 8  masas solares) representan la mayoría de estrellas del Universo y terminan sus vidas con una fase de intensa pérdida de masa y pulsos térmicos sobre la rama asintótica de las gigantes (AGB, de sus siglas en inglés Asymptotic Giant Branch). Las estrellas AGB son fundamentales para entender la evolución química de una galaxia pues son contribuyentes principales al enriquecimiento químico (por ej., C, N, Li, F, elementos pesados ricos en neutrones de tipo-s) del medio interestelar, donde se forman nuevas generaciones de estrellas y planetas. En particular, las estrellas AGB más masivas (>4-5 masas solares) experimentan combustión caliente profunda (HBB, de sus siglas en inglés Hot Bottom Burning), esto es nucleosíntesis por la captura de protones en la base de la envoltura externa que favorece la conversión de C a N a través del ciclo CN, evitando así la formación de estrellas de carbono y favoreciendo la producción de grandes cantidades de Li en la superficie estelar. Interesantemente, los modelos de HBB predicen que las estrellas AGB masivas experimentan una fase súper rica en Li (log ε(Li) ~ 4, o hasta 1000 veces los valores solares) al comienzo de la fase de pulsos térmicos. Sin embargo, hasta la fecha no se han identificado estrellas AGB masivas Galácticas con extremas abundancias de este elemento químico. En este trabajo se presentan las primeras detecciones de estrellas AGB masivas súper ricas en Li de nuestra Galaxia. Las extremas sobreabundancias de Li encontradas (entre 100 y 1000 veces los valores solares) junto con la falta de elementos pesados ricos en neutrones de tipo-s (por ej., Rb y Zr) son consistentes con la identificación de estas estrellas como estrellas AGB masivas al comienzo de los pulsos térmicos. La comparación de nuestros resultados con los modelos teóricos más recientes de HBB y elementos pesados de tipo-s confirma que el proceso de HBB es fuertemente activado durante los primeros pulsos térmicos pero que la fuente de neutrones 22Ne necesita muchos más pulsos térmicos y episodios del tercer dragado para producir suficiente Rb en la superficie estelar. Además, también se demuestra que el elemento radioactivo de muy corta vida Tc – usualmente utilizado como un indicador de estrellas AGB genuinas – no es detectable en las estrellas AGB mas masivas, lo cual está de acuerdo con las predicciones teóricas cuando la fuente de neutrones 22Ne domina la nucleosíntesis de elementos pesados ricos en neutrones de tipo-s.

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