Razones isotópicas de carbono, nitrógeno y oxígeno en estrellas AGB de carbono

Zusammenfassung

En esta tesis doctoral se han determinado las razones isotópicas de carbono, nitrógeno y oxígeno en una muestra de 56 estrellas AGB de carbono de tipos espectrales N, J y SC. Para ello se han empleado espectros con alto poder resolutivo (R ~ 150000) y alta señal-ruido (S/R > 100), en los rangos espectrales entre 7900 -- 8100 angstroms y 2.1 -- 2.4 micrómetros. El análisis químico se ha realizado mediante la técnica de síntesis espectral en la aproximación de LTE (equilibrio térmico local), utilizando la más reciente red de modelos de atmósfera ricos en carbono con simetría esférica, junto con una actualización de las líneas espectrales moleculares presentes en estrellas frías en los rangos espectrales mencionados. Los resultados observacionales se comparan con las predicciones teóricas más recientes de modelos de evolución estelar y nucleosíntesis de estrellas de masa baja (< 3 Mo) en la fase AGB y con las razones isotópicas observadas en estrellas AGB en otras fases evolutivas y en granos presolares cuyo origen más probable son las estrellas AGB. Las razones ¹²C/¹³C >~ 40 derivadas en la mayoría de las estrellas son compatibles con aquellas esperadas por la actuación del tercer dragado durante la fase AGB. Sin embargo, un número significativo de estrellas muestran razones ¹²C/¹³C < 30, hecho que solo podría explicarse admitiendo la actuación de algún proceso de mezcla no-estándar que conectase la envoltura convectiva con la zona radiativa inmediatamente inferior durante la fase RGB y, en algunos casos, también durante la fase AGB. La existencia de este mecanismo de mezcla, confirmado nuevamente aquí, es particularmente evidente en las estrellas de tipo espectral J y SC, cuyo origen y estado evolutivo es no obstante, aún incierto. Por primera vez, se ha determinado la razón ¹⁴N/¹⁵N en atmósferas de estrellas AGB de carbono. Se demuestra que las estrellas tipo J y, algunas tipo SC, podrían ser progenitoras de los granos SiC de tipo AB, actualmente atribuidos a novas y supernovas. Demostramos también que los granos presolares SiC denominados ``mainstream'', poseen razones ¹⁴N/¹⁵N compatibles con aquellas determinadas en las estrellas tipo N, y en algunos casos también, tipo SC, lo que sitúa el origen más probable de estos granos en las estrellas AGB de carbono. Las razones ¹⁷O/¹⁶O y ¹⁸O/¹⁶O derivadas son, en general, compatibles con aquellas observadas en los granos presolares de óxidos del grupo 1, lo que indicaría también su origen en estas estrellas formándose, probablemente, en la fase evolutiva anterior rica en oxígeno. Esta conclusión es corroborada al comparar estas razones isotópicas con las derivadas en estrellas AGB de tipo espectral M, MS y S (ricas en oxígeno). No obstante, las razones ¹⁷O/¹⁶O < 0.001 encontradas en un buen número de estrellas de tipo N, solo podrían explicarse en la hipótesis de que las estrellas con masa inicial M < 1.5 Mo y metalicidad solar, no solo experimentan episodios de tercer dragado, sino que, además, se transforman en estrellas AGB de carbono. Este hecho, de confirmarse, disminuiría el límite en masa por encima del cual una estrella puede convertirse en estrella de carbono. Se ha encontrado que un significativo número de estrellas muestran razones ¹⁸O/¹⁶O < 0.001 compatible con lo observado en los granos de óxidos del grupo 2, lo que podría explicarse también mediante la actuación de algún proceso de mezcla no-estándar. Sin embargo, la razones ¹²C/¹³Cderivadas en estas estrellas serían solo marginalmente compatibles con este hecho. Por otra parte, algunas estrellas analizadas poseen ¹⁸O/¹⁶O > 0.003, solo explicables si estas estrellas se hubieran formado a partir de material rico en ¹⁸O, compatible, por otra parte, con la evolución química esperada de este isótopo en el disco galáctico. Desde el punto de vista teórico, no encontramos ningún escenario astrofísico evolutivo y/o de nucleosíntesis capaz de explicar simultáneamente las razones isotópicas de C, N y O derivadas en las estrellas de carbono donde esto ha sido posible. Aún considerando los errores observacionales (en particular en ¹⁸O/¹⁶O), este hecho supone un desafío a la teoría de la evolución estelar y de nucleosíntesis de estrellas de masa baja y requiere, por tanto, de nuevos y detallados estudios tanto teóricos como observacionales. *Abstract* The main objective of this work is to determine the isotopic ratios of carbon, nitrogen, and oxygen in a sample of 56 AGB carbon stars of spectral types N, J, and SC. For this purpose, we have used high resolution (R ~ 150000) and high signal-to-noise (S/N > 100) spectra in the 7900 -- 8100 angstroms and 2.1 -- 2.4 micrometers ranges. First, we performed a chemical analysis using a spectral synthesis technique in the LTE approximation, with the latest network of carbon-rich atmosphere models in spherical symmetry, along with an update of the molecular spectral lines present in the spectral regions mentioned. The results were then compared with theoretical predictions of the state-of-the-art stellar nucleosynthesis models of low-mass stars (< 3 Mo) in the AGB phase, as well as with similar isotopic ratios observed in O-rich AGB stars and in presolar grains which have most probably been formed in AGB stars. The ratios ¹²C/¹³C >~ 40 observed in most of the stars are compatible with those expected for the occurrence of the third dredge-up during the AGB phase. However, a significant number of stars show ¹²C/¹³C < 30, a fact that might only be explained by the occurrence of a non-standard mix processes that would connect the convective envelope with the next lower radiative zone during the RGB phase and, in some cases, during the AGB phase as well. The necessity of this mixing mechanism, is particularly evident in the stars of spectral types J and SC, whose origin and evolutionary status are yet uncertain. We report the first spectroscopic measurements of ¹⁴N/¹⁵N ratios in stellar atmospheres of AGB carbon stars. We show that the J-type stars and some SC-type might be the progenitors of AB-type presolar SiC grains, currently attributed to novae and supernovae. We also show that the so-called ``mainstream'' presolar SiC grains have ¹⁴N/¹⁵N ratios similar to those determined in N-type stars, and in some cases also in the SC-type, which establishes the most likely origin of these grains in AGB carbon stars. The observed ¹⁷O/¹⁶O and ¹⁸O/¹⁶O ratios are in general consistent with those observed in presolar oxide grains of group 1, which would also have its origin in these stars, probably being formed in the previous oxygen rich evolutionary phase. This statement is reinforced by comparing these isotopic ratios with those derived in AGB stars of M, MS, and S spectral types (oxygen rich). However, the ratios ¹⁷O/¹⁶O < 0.001 found in a number of stars of N-type, can only be explained under the assumption that stars with initial mass M < 1.5 Mo and near solar metallicity, not only experience third dredge-up episodes, but also become AGB carbon stars. If this fact is confirmed, the mass limit above which an isolated star can become a carbon star would be lower than the current theoretical predictions. Additionally, we have found that a significant number of stars show ratios ¹⁸O/¹⁶O < 0.001, consistent with those observed in oxide grains of group 2, which could also be explained by the occurrence of some non-standard mixing process. However, the ¹²C/¹³C ratios observed in these stars would only be marginally compatible with this fact. On the other hand, some of the stars analysed have ¹⁸O/¹⁶O > 0.003, only explainable if these stars had formed from¹⁸O-rich material. This would be consistent with the expected chemical evolution of this isotope in the galactic disk. From a theoretical point of view, we find no astrophysical evolutionary and/or nucleosynthesis scenario able to explain simultaneously the observed isotopic ratios of C, N, and O in carbon stars when this has been possible. Even considering observational errors (particularly for ¹⁸O/¹⁶O), this challenges the stellar evolutionary and nucleosynthesis models of low-mass stars and therefore requires further detailed theoretical and observational studies.