O enigmático problema das gigantes ricas em Lítio e as perspectivas com o satélite Kepler

Lithium (Li) is a chemical element with atomic number 3 and it is among the lightest known elements in the universe. In general, the Lithium is found in the nature under the form of two stable isotopes, the 6Li and 7Li. This last one is the most dominant and responds for about 93% of the Li found in the Universe. Due to its fragileness this element is largely used in the astrophysics, especially in what refers to the understanding of the physical process that has occurred since the Big Bang going through the evolution of the galaxies and stars. In the primordial nucleosynthesis in the Big Bang moment (BBN), the theoretical calculation forecasts a Li production along with all the light elements such as Deuterium and Beryllium. To the Li the BNB theory reviews a primordial abundance of Log log ǫ(Li) =2.72 dex in a logarithmic scale related to the H. The abundance of Li found on the poor metal stars, or pop II stars type, is called as being the abundance of Li primordial and is the measure as being log ǫ(Li) =2.27 dex. In the ISM (Interstellar medium), that reflects the current value, the abundance of Lithium is log ǫ(Li) = 3.2 dex. This value has great importance for our comprehension on the chemical evolution of the galaxy. The process responsible for the increasing of the primordial value present in the Li is not clearly understood until nowadays. In fact there is a real contribution of Li from the giant stars of little mass and this contribution needs to be well streamed if we want to understand our galaxy. The main objection in this logical sequence is the appearing of some giant stars with little mass of G and K spectral types which atmosphere is highly enriched with Li. Such elevated values are exactly the opposite of what could happen with the typical abundance of giant low mass stars, where convective envelops pass through a mass deepening in which all the Li should be diluted and present abundances around log ǫ(Li) ∼1.4 dex following the model of stellar evolution. In the Literature three suggestions are found that try to reconcile the values of the abundance of Li theoretical and observed in these rich in Li giants, but any of them bring conclusive answers. In the present work, we propose a qualitative study of the evolutionary state of the rich in Li stars in the literature along with the recent discovery of the first star rich in Li observed by the Kepler Satellite. The main objective of this work is to promote a solid discussion about the evolutionary state based on the characteristic obtained from the seismic analysis of the object observed by Kepler. We used evolutionary traces and simulation done with the population synthesis code TRILEGAL intending to evaluate as precisely as possible the evolutionary state of the internal structure of these groups of stars. The results indicate a very short characteristic time when compared to the evolutionary scale related to the enrichment of these stars

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior

O Lítio (Li) é um elemento químico com n´úmero atômico 3 e está entre os elementos mais leves conhecidos no Universo. De forma geral, o Lítio é encontrado na natureza sob a forma de dois isótopos estáveis, o 6Li e o 7Li. Este último é o mais dominante e responde por cerca de 93% do Li encontrado no Universo. Devido a sua característica de fragilidade, esse elemento é largamente utilizado na astrofísica, sobretudo no que diz respeito ao entendimento dos processos físicos que ocorrem desde o Big Bang, passando pela evolução de galáxias e estrelas. Na nucleossíntese primordial no momento do Big Bang (BBN), os cálculos teóricos preveem uma produção de Li juntamente com outros elementos leves tais como o Deutério e o Berílio. Para o Li, a teoria do BBN revê uma abundância primordial de log ǫ(Li) = 2.72 dex, numa escala logarítmica relativa ao H. A abundância de Li encontrada nas estrelas pobres em metal ou estrelas de População II, é assim clamado como sendo a abundância de Li primordial e é medida como sendo log ǫ(Li) = 2.27 dex. Já no ISM (interestellar medium), que reflete o valor atual, a abundância de Lítio é de log ǫ(Li) = 3.2 dex. Este valor é de grande importância para a nossa compreensão da evolução química da Galáxia. Os processos responsáveis pelo aumento do valor primordial para o valor presente do Li não são claramente compreendidos nos dias de hoje. O fato é que existe uma contribuição real de Li provenientes das estrelas gigantes de pouca massa, e esta contribuição precisa ser bem estimada se quisermos entender a evolução química da nossa Galáxia. O principal entrave desta sequência lógica, é o aparecimento de algumas estrelas gigantes de baixa massa, de tipos espectrais G e K, cuja atmosfera é altamente enriquecida com Li. Tais valores elevados são exatamente ao contrário do que se poderia esperar como abundância típica para as estrelas gigantes de baixa massa, onde envelopes convectivos passam por um aprofundamento em massa (dredge-up) nos quais todo o Li deveria ser diluído e apresentar abundâncias em torno de log ǫ(Li) ∼ 1.4 dex, seguindo o modelo padrão de evolução estelar. Na literatura, encontram-se três sugestões que tentam reconciliar os valores da abundância de Li de forma teórica e observada nessas gigantes ricas em Li; no entanto, nenhuma dessas traz respostas conclusivas. No presente trabalho, propomos um estudo qualitativo do estado evolutivo das estrelas ricas em Li presentes na literatura. Neste sentido, foi coletado uma amostra de estrelas ricas em Li juntamente com a recente descoberta da primeira estrela rica em Li observada pelo satélite Kepler. O objetivo principal deste trabalho é de promover uma sólida discussão sobre o estado evolutivo baseado nas características obtidas a partir da análise sísmica do objeto observado pelo satélite Kepler. Utilizamos traçados evolutivos e simulações feitas com o código de síntese de população TRILEGAL com o intuito de avaliar tão preciso quanto possível o estado evolutivo e a estrutura interna deste grupo de estrelas. Os resultados apontam para um tempo característico muito curto, quando comparado com a escala evolutiva, referente ao enriquecimento destas estrelas