Un nuevo sitio estelar para la formación de elementos muy pesados

Patrón químico de elementos muy pesados para una estrella rica en P (estrellas azules), junto con las abundancias de estrellas representativas de los diferentes procesos de captura de neutrones: s (CH; rojo), i (CEMP-i; magenta) y r (EMP-r; verde).
Fecha de publicación
Autores
Thomas
Masseron
Domingo Aníbal
García Hernández
Olga María
Zamora Sánchez
Arturo
Manchado Torres
Referencias

Las estrellas ricas en fósforo (P) descubiertas recientemente representan un desafío para la teoría de evolución y nucleosíntesis estelar (esto es, la formación de elementos químicos en los interiores estelares), ya que ninguno de los modelos existentes puede explicar su patrón, extremadamente peculiar,  de abundancias químicas. Aparte de la gran cantidad de fósforo, estas estrellas también muestran sobreabundancias de otros elementos ligeros (O, Mg, Si, Al) y pesados ​​(por ejemplo, Ce). Gracias al Tiempo de Servicio Español con el Telescopio Óptico Nórdico, muy recientemente hemos obtenido espectros ópticos de alta resolución de dos estrellas ricas en fósforo (incluida una nueva estrella rica en P), para las que hemos determinado las abundancias elementales de un gran número de elementos muy pesados ​​ricos en neutrones (producidos por la captura neutrones); algunos de estos elementos muy exóticos como Rb, Sr, Y, etc. Al comparar con otras estrellas apropiadas pobres en metales y ricas en elementos muy pesados (ricos en neutrones), las dos estrellas ricas en P muestran sobreabundancias de elementos pesados ​​similares a los modelos de nucleosíntesis del proceso-s de baja densidad de neutrones (o lo que es lo mismo, la formación de elementos pesados ​​por capturas lentas de neutrones). En particular las estrellas de P muestran sobreabundancias de los elementos del primer (Sr, Y, Zr) y segundo pico (Ba, La, Ce, Nd) (incluso una de las estrellas es rica en plomo, Pb) y un cociente [Rb/Sr] negativo. Sin embargo, este proceso-s es muy distinto del que ocurre en estrellas viejas en la rama asintótica de las gigantes (AGB); el único sitio estelar conocido actualmente en donde tiene lugar tal nucleosíntesis de captura de neutrones. Las diferencias más notables son un mayor cociente [Ba/La] y un menor contenido de Eu y Pb que las llamadas estrellas CH a metalicidad similar ([Fe/H] ~ -1). Las estrellas CH ricas en elementos muy pesados son binarias de transferencia de masa AGB (una de las componentes ya paso por esta última etapa evolutiva y transfirió masa a la estrella compañera) y su patrón químico de elementos pesados se corresponde bien con el proceso-s estándar en las estrellas AGB. Nuestras observaciones deberían guiar a los astrofísicos teóricos y observacionales de la nucleosíntesis estelar para identificar el progenitor de este tipo intrigantes de estrellas. Las estrellas ricas en P representan un nuevo sitio estelar para la formación de elementos muy pesados, con importantes implicaciones para la evolución química de nuestra Galaxia.