WR 140 es una estrella Wolf-Rayet visualmente moderadamente brillante ubicada dentro de la estrella binaria espectroscópica , SBC9 1232 , [8] cuya estrella primaria es una estrella evolucionada de clase espectral O4-5 . [8] Está ubicado en la constelación de Cygnus , situada en el cielo en el centro del triángulo formado por Deneb , γ Cygni y δ Cygni .
Se cree que WR 140 es un ejemplo prototípico de producción de polvo cósmico . [13] En este modo de producción de polvo cósmico, ciertas estrellas lanzan periódicamente detritos enriquecidos en silicio y carbono al universo más amplio hacia el final de sus vidas. Estas estrellas se denominan Wolf-Rayets.
Las capas más externas de una estrella Wolf-Rayet están enriquecidas en oxígeno , nitrógeno , silicio y carbono . De hecho, la presencia espectrográfica de estos elementos, junto con una notable ausencia de hidrógeno, fueron uno de los criterios de diagnóstico originales para clasificar una estrella como Wolf-Rayet. Son estas capas enriquecidas de la fotosfera las que se pierden en pulsos repetidos. Una vez alejada de la superficie, la fracción de carbono de este material expulsado comienza a brillar a aproximadamente 1000 K. El calentamiento se debe a la radiación ultravioleta de la estrella , la longitud de onda de su mayor luminosidad. Esto tiene el efecto de retransmitir la radiación ultravioleta de la estrella en el infrarrojo , y esto es lo que detectan los telescopios adecuados . La retransmisión de la radiación ultravioleta de la estrella por el carbono y otros metales que se alejan de su superficie crea la firma de un Wolf-Rayet: espectros de emisión amplios en lugar de los espectros de absorción, mucho más comunes .
WR 140 ha sido descrita como la estrella Wolf-Rayet más brillante del hemisferio norte , aunque WR 133 también en Cygnus es comparablemente brillante. [15] Al ser menos masiva, menos luminosa y probablemente menos brillante visualmente que su componente primaria, la componente Wolf-Rayet se identifica como la estrella secundaria, a pesar de que domina el espectro con sus amplias líneas de emisión . [8] La estrella principal es una estrella O4–5, [8] muy probablemente una gigante o supergigante . [10] [12] Su órbita espectroscópica actualmente aceptada es altamente excéntrica y tiene un período orbital de 7,9 ± 0,2 años, que se ha determinado a partir de las variaciones de velocidad observadas con las líneas espectrales del componente, principalmente de las líneas de absorción de Balmer del O4–. 5 líneas de emisión primaria y C IV a 465,0 nm para WR 140. [8] La separación entre estas dos estrellas varía desde 1,3 AU en el periastrón hasta 23,9 AU en el apastrón . [12]
WR 140 está catalogada como estrella variable Wolf-Rayet y se le ha asignado la designación de estrella variable V1687 Cyg en el Catálogo General de Estrellas Variables , cuyo brillo visual varía sólo muy ligeramente. [7] El interés de este sistema WR 140 es principalmente observar las fluctuaciones de la luz infrarroja durante la órbita del componente, siendo ampliamente estudiado debido a su formación episódica de polvo . [16] Ahora se considera como el prototipo binario de viento en colisión . [10]
Poco después del paso del periastrón , cada ocho años, el brillo infrarrojo aumenta dramáticamente y luego vuelve a caer lentamente durante un período de meses. [8] Aquí los vientos estelares chocan con la formación de polvo creada por la estrella Wolf-Rayet, provocando protuberancias y ángulos inusuales en las capas concéntricas de polvo. [10] El polvo típicamente emitido por los sistemas Wolf-Rayet no es tan coherente o concéntrico como los de WR 140. Las franjas de polvo alrededor de Wolf-Rayets se observan más comúnmente como una especie de espiral. Se cree que esto es el resultado del duelo de vientos solares en sistemas binarios, que comprimen nubes de polvo en distintos frentes de choque. La naturaleza concéntrica de las capas de polvo de WR 140 no se comprende bien, aunque puede estar relacionada con procesos nucleares en el núcleo de la estrella Wolf-Rayet.
Si bien las interacciones entre los dos vientos estelares de las estrellas que orbitan entre sí en WR 140 pueden ser responsables de concentrar el polvo en bandas discretas, no se sabe cómo se forman las capas concéntricas. Se cree que los procesos nucleares en la estrella Wolf-Rayet pueden aportar un grado inusual de coherencia a las emisiones de polvo. [17]
A medida que la estrella Wolf-Rayet en WR 140 se acercaba al final de su corta vida, su núcleo se quedó sin hidrógeno para fusionarse en helio . Con la pérdida de la presión de radiación proporcionada por esta fusión, el equilibrio que determina los radios de todas las estrellas se desplazó decisivamente hacia el colapso gravitacional . La estrella Wolf-Rayet comenzó a perder volumen a medida que su propia contracción gravitacional compactaba su interior más frío.
Este colapso eventualmente comenzó a disminuir a medida que se hizo más intenso y calentó el interior de la estrella. A lo largo del borde del núcleo, una delgada capa experimentó temperaturas y presiones suficientes para comenzar la fusión del helio . Esta quema de helio proporcionó una explosión de presión de radiación que se propagó a través de la estrella hasta su superficie. La estrella comenzó a inflarse, aunque este aumento de tamaño fue sólo temporal. La delgada capa de fusión de helio eventualmente provocó suficiente expansión para moderar, o incluso extinguir, su propia reacción. La estrella una vez más comenzó a colapsar.
Sin embargo, en la superficie esta pérdida de presión de radiación interna tuvo el efecto de expulsar al espacio las capas más externas de la fotosfera de la estrella . Después de esto, la estrella comenzó a fusionar helio a mayor velocidad y recuperó temporalmente su presión de radiación anterior. Esta fusión de helio se estancó una vez más y el posterior colapso gravitacional desplazó otra capa de fotosfera al espacio. Estos pulsos continuarán mientras este ciclo de fusión intermitente de helio pueda repetirse.
Los materiales desechados son esencialmente inyecciones extremadamente grandes de polvo cósmico en el viento estelar de la estrella , que luego lo aleja de la estrella a varios cientos de kilómetros por segundo. No se entiende bien si la inusual concentricidad del polvo de WR 140 se debe a interacciones entre los dos vientos estelares o es el resultado de procesos nucleares en el miembro Wolf-Rayet.
La inmensa temperatura de la superficie de las estrellas Wolf-Rayet (hasta 210.000 K) produce una intensa radiación ultravioleta, suficiente para hacer visibles 20 o más capas mediante instrumentación. La distancia entre las capas concéntricas de material expulsado corresponde al tiempo entre una falla en la quema de helio de la estrella y otra. Este período es cercano a los ocho años, y se observaron nuevas emisiones en 1985, 1993, 2001 y 2009. [18] Una estimación sitúa la distancia entre las capas en alrededor de 1,4 billones de kilómetros, lo que significa que si el Sol fuera un lobo… Un caparazón de la estrella Rayet estaría bien dentro de la Nube de Oort y alrededor del 5% del camino hacia Alpha Centauri antes de que se desprendiera otro caparazón. [19] Como se ve en la imagen del JWST en la parte superior derecha, estos intervalos pueden ser muy estables y continuar durante muchas décadas o cientos de años.