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Estrella lobo-rayet

Imagen del telescopio espacial James Webb de la estrella Wolf-Rayet WR 124 y la nebulosa M1-67 que la rodea. Compuesto NIRCam y MIRI .

Las estrellas Wolf-Rayet , a menudo abreviadas como estrellas WR , son un raro conjunto heterogéneo de estrellas con espectros inusuales que muestran líneas de emisión amplias y prominentes de helio ionizado y nitrógeno o carbono altamente ionizado . Los espectros indican un aumento superficial muy alto de elementos pesados , agotamiento de hidrógeno y fuertes vientos estelares . Las temperaturas superficiales de las estrellas Wolf-Rayet conocidas oscilan entre 20.000  K y alrededor de 210.000  K , más calientes que casi todos los demás tipos de estrellas. Anteriormente eran denominadas estrellas de tipo W haciendo referencia a su clasificación espectral .

Las estrellas Wolf-Rayet clásicas (o de población I ) son estrellas masivas evolucionadas que han perdido por completo su hidrógeno exterior y están fusionando helio o elementos más pesados ​​en el núcleo. Un subconjunto de la población de estrellas I WR muestra líneas de hidrógeno en sus espectros y se conocen como estrellas WNh; son estrellas jóvenes extremadamente masivas que aún fusionan hidrógeno en el núcleo, con helio y nitrógeno expuestos en la superficie por una fuerte mezcla y pérdida de masa impulsada por la radiación. Un grupo separado de estrellas con espectros WR son las estrellas centrales de las nebulosas planetarias (CSPNe), ramas de estrellas gigantes post-asintóticas que eran similares al Sol mientras estaban en la secuencia principal, pero que ahora han dejado de fusionarse y se han desprendido de sus atmósferas para revelar una superficie desnuda. Núcleo carbono-oxígeno.

Todas las estrellas Wolf-Rayet son objetos muy luminosos debido a sus altas temperaturas: miles de veces la luminosidad bolométrica del Sol ( L ☉ ) para el CSPNe, cientos de miles  L ☉ para la población de estrellas I WR, hasta más de un millón de  L ☉ para las estrellas WNh, aunque no son excepcionalmente brillantes visualmente, ya que la mayor parte de su radiación es ultravioleta .

Los sistemas estelares a simple vista γ Velorum y θ Muscae contienen estrellas Wolf-Rayet, y una de las estrellas más masivas conocidas , R136a1 en 30 Doradus , también es una estrella Wolf-Rayet.

Historial de observación

Nebulosa creciente
WR 136 , una estrella WN6 cuya atmósfera se desprendió durante la fase de supergigante roja ha sido sacudida por los vientos rápidos y calientes de WR para formar una nebulosa burbuja visible.

En 1867, utilizando el telescopio Foucault de 40 cm del Observatorio de París , los astrónomos Charles Wolf y Georges Rayet [1] descubrieron tres estrellas en la constelación de Cygnus (HD 191765, HD 192103 y HD 192641, ahora designadas como WR 134 , WR 135 y WR 137 respectivamente) que mostraban amplias bandas de emisión en un espectro que de otro modo sería continuo. [2] La mayoría de las estrellas solo muestran líneas o bandas de absorción en sus espectros, como resultado de que los elementos superpuestos absorben energía luminosa en frecuencias específicas, por lo que se trataba de objetos claramente inusuales.

La naturaleza de las bandas de emisión en el espectro de una estrella Wolf-Rayet siguió siendo un misterio durante varias décadas. EC Pickering teorizó que las líneas eran causadas por un estado inusual del hidrógeno , y se descubrió que esta "serie Pickering" de líneas seguía un patrón similar a la serie de Balmer cuando se sustituyeban números cuánticos semienteros. Más tarde se demostró que estas líneas eran el resultado de la presencia de helio , elemento químico recién descubierto en 1868. [3] Pickering notó similitudes entre los espectros de Wolf-Rayet y los espectros nebulares, y esta similitud llevó a la conclusión de que algunos o todos Las estrellas Wolf-Rayet eran las estrellas centrales de las nebulosas planetarias . [4]

En 1929, la anchura de las bandas de emisión se atribuía al ensanchamiento Doppler y, por tanto, el gas que rodeaba a estas estrellas debía moverse a velocidades de 300 a 2400 km/s a lo largo de la línea de visión. La conclusión fue que una estrella Wolf-Rayet está continuamente expulsando gas al espacio, produciendo una envoltura de gas nebuloso en expansión. La fuerza que expulsa el gas a las altas velocidades observadas es la presión de radiación . [5] Era bien sabido que muchas estrellas con espectros de tipo Wolf-Rayet eran las estrellas centrales de nebulosas planetarias, pero también que muchas no estaban asociadas con una nebulosa planetaria obvia ni con ninguna nebulosidad visible. [6]

Además del helio, Carlyle Smith Beals identificó líneas de emisión de carbono, oxígeno y nitrógeno en los espectros de las estrellas Wolf-Rayet. [7] [8] En 1938, la Unión Astronómica Internacional clasificó los espectros de las estrellas Wolf-Rayet en los tipos WN y WC, dependiendo de si el espectro estaba dominado por líneas de nitrógeno o de carbono-oxígeno, respectivamente. [9]

En 1969, varios CSPNe con fuertes líneas de emisiones O  VI se agruparon bajo una nueva "secuencia O  VI ", o simplemente tipo OVI. [10] Poco después se describieron estrellas similares no asociadas con nebulosas planetarias y se adoptó para ellas la clasificación WO. [11] [12] Las estrellas OVI fueron posteriormente clasificadas como estrellas [WO], de acuerdo con la población de estrellas I WR. [13]

La comprensión de que ciertas estrellas WN tardías, y a veces no tan tardías, con líneas de hidrógeno en sus espectros se encuentran en una etapa de evolución diferente de las estrellas WR libres de hidrógeno ha llevado a la introducción del término WNh para distinguir estas estrellas en general de las estrellas WR. otras estrellas de WN. Anteriormente se las conocía como estrellas WNL, aunque hay estrellas de tipo tardío WN sin hidrógeno, así como estrellas WR con hidrógeno ya en WN5. [14]

Clasificación

Espectro WR 137
Espectro de WR 137 , una estrella WC7 [15] y una de las tres estrellas WR originales (eje horizontal: longitud de onda en Å)

Las estrellas Wolf-Rayet fueron nombradas sobre la base de las líneas de emisión anchas y fuertes en sus espectros, identificadas con helio , nitrógeno , carbono , silicio y oxígeno , pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. Inicialmente denominadas simplemente estrellas de clase W o tipo W, [16] [17] la clasificación luego se dividió en estrellas con líneas dominantes de nitrógeno ionizado (N  III , N  IV y  NV ) y aquellas con líneas dominantes de nitrógeno ionizado. carbono (C  III y C  IV ) y, a veces, oxígeno (O  III – O  VI ), denominados WN y WC respectivamente. [18] Las dos clases WN y WC se dividieron en secuencias de temperatura WN5-WN8 y WC6-WC8 según las fuerzas relativas de las líneas He II de 541,1 nm y He I de 587,5 nm . Las líneas de emisión de Wolf-Rayet suelen tener un ala de absorción ensanchada ( perfil P Cygni ), lo que sugiere material circunestelar. También se ha separado una secuencia WO de la secuencia WC para estrellas aún más calientes donde la emisión de oxígeno ionizado domina a la de carbono ionizado, aunque es probable que las proporciones reales de esos elementos en las estrellas sean comparables. [6] Los espectros WC y WO se distinguen formalmente en función de la presencia o ausencia de emisión de C III . [19] Los espectros WC generalmente también carecen de las líneas O VI que son fuertes en los espectros WO. [20]    

La secuencia espectral WN se amplió para incluir WN2–WN9, y las definiciones se refinaron en función de las intensidades relativas de las líneas N  III en 463,4–464,1 nm y 531,4 nm, las líneas N  IV en 347,9–348,4 nm y 405,8 nm, y la Líneas NV a 460,3 nm  , 461,9 nm y 493,3–494,4 nm. [21] Estas líneas están bien separadas de áreas de emisión de He fuerte y variable y la intensidad de las líneas está bien correlacionada con la temperatura. Las estrellas con espectros intermedios entre WN y Ofpe han sido clasificadas como WN10 y WN11 aunque esta nomenclatura no es universalmente aceptada. [22]

El tipo WN1 se propuso para estrellas sin líneas N  IV ni NV  , para dar cabida a Brey 1 y Brey 66, que parecían ser intermedias entre WN2 y WN2.5. [23] Posteriormente se cuantificaron las intensidades y anchos de línea relativos para cada subclase de WN, y se introdujo la relación entre las líneas He  II de 541,1 nm y He  I de 587,5 nm como indicador principal del nivel de ionización y, por tanto, de la línea espectral. subclase. La necesidad de WN1 desapareció y tanto Brey 1 como Brey 66 ahora se clasifican como WN3b. Se eliminaron las clases algo oscuras WN2.5 y WN4.5. [24]

La secuencia espectral de WC se amplió para incluir WC4-WC11, aunque algunos artículos más antiguos también utilizaron WC1-WC3. Las líneas de emisión principales utilizadas para distinguir los subtipos de WC son C  II 426,7 nm, C  III a 569,6 nm, C  III/IV 465,0 nm, C  IV a 580,1–581,2 nm y la mezcla  OV (y O  III ) en 557,2–559,8 millas náuticas. [19] La secuencia se amplió para incluir WC10 y WC11, y los criterios de subclase se cuantificaron basándose principalmente en las fuerzas relativas de las líneas de carbono para depender de factores de ionización incluso si hubiera variaciones de abundancia entre el carbono y el oxígeno. [20]

Para las estrellas de tipo WO, las líneas principales utilizadas son C  IV a 580,1 nm, O  IV a 340,0 nm,  OV (y O  III ) mezcladas a 557,2–559,8 nm, O  VI a 381,1–383,4 nm, O  VII a 567,0 nm, y O  VIII a 606,8 nm. La secuencia se amplió para incluir WO5 y se cuantificó en función de las potencias relativas de las líneas O  VI /C  IV y O  VI /O  V. [25] Un esquema posterior, diseñado para lograr coherencia entre las estrellas WR clásicas y CSPNe, volvió a la secuencia WO1 a WO4 y ajustó las divisiones. [20]

Los estudios modernos detallados de las estrellas Wolf-Rayet pueden identificar características espectrales adicionales, indicadas por sufijos en la clasificación espectral principal: [24]

La clasificación de los espectros de Wolf-Rayet se complica por la frecuente asociación de las estrellas con nebulosidades densas, nubes de polvo o compañeras binarias. Se utiliza el sufijo "+OB" para indicar la presencia de líneas de absorción en el espectro que probablemente estén asociadas con una estrella compañera más normal, o "+abs" para líneas de absorción de origen desconocido. [24]

Las subclases espectrales de WR más calientes se describen como tempranas y las más frías como tardías, en consonancia con otros tipos espectrales. WNE y WCE se refieren a espectros de tipo temprano, mientras que WNL y WCL se refieren a espectros de tipo tardío, con la línea divisoria aproximadamente en la subclase seis o siete. No existen estrellas tardías de tipo WO. Existe una fuerte tendencia entre las estrellas WNE a ser pobres en hidrógeno, mientras que los espectros de las estrellas WNL frecuentemente incluyen líneas de hidrógeno. [19] [27]

Los tipos espectrales de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se califican encerrándolas entre corchetes (por ejemplo, [WC4]). [19] [28] Son casi todas de la secuencia WC y las estrellas conocidas [WO] representan la extensión caliente de la secuencia de carbono. También hay una pequeña cantidad de tipos [WN] y [WC/WN], descubiertos recientemente. [29] [30] [31] [32] Su mecanismo de formación aún no está claro. Las temperaturas de las estrellas centrales de la nebulosa planetaria tienden a los extremos en comparación con las estrellas de población I WR, por lo que [WC2] y [WC3] son ​​comunes y la secuencia se ha extendido a [WC12]. Los tipos [WC11] y [WC12] tienen espectros distintivos con líneas de emisión estrechas y sin líneas de He  II y C  IV . [33] [28]

Nova GK Persei
GK Persei (Nova Persei 1901), que mostró características de Wolf-Rayet en su espectro [5]

Ciertas supernovas observadas antes de su brillo máximo muestran espectros WR. [34] Esto se debe a la naturaleza de la supernova en este punto: una eyección rica en helio en rápida expansión similar a un viento extremo de Wolf-Rayet. Las características espectrales de WR solo duran unas horas, las características de alta ionización se desvanecen al máximo para dejar solo una débil emisión neutra de hidrógeno y helio, antes de ser reemplazadas por un espectro de supernova tradicional. Se ha propuesto etiquetar estos tipos espectrales con una "X", por ejemplo XWN5(h). [35] De manera similar, las novas clásicas desarrollan espectros que consisten en amplias bandas de emisión similares a las de una estrella Wolf-Rayet. Esto es causado por el mismo mecanismo físico: la rápida expansión de gases densos alrededor de una fuente central extremadamente caliente. [6]

Barra de estrellas

La separación de las estrellas Wolf-Rayet de las estrellas de clase espectral O de temperatura similar depende de la existencia de fuertes líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y oxígeno ionizados, pero hay varias estrellas con características espectrales intermedias o confusas. Por ejemplo, las estrellas O de alta luminosidad pueden desarrollar helio y nitrógeno en sus espectros con algunas líneas de emisión, mientras que algunas estrellas WR tienen líneas de hidrógeno, emisión débil e incluso componentes de absorción. A estas estrellas se les han asignado tipos espectrales como O3If ∗ /WN6 y se las conoce como estrellas de barra. [36]

Las supergigantes de clase O pueden desarrollar líneas de emisión de helio y nitrógeno, o componentes de emisión de algunas líneas de absorción. Estos se indican mediante códigos de sufijo de peculiaridad espectral específicos de este tipo de estrella:

Estos códigos también pueden combinarse con calificadores de tipo espectral más generales como p o a. Las combinaciones comunes incluyen OIafpe y OIf * y Ofpe. En la década de 1970 se reconoció que había una continuidad de espectros desde la clase de absorción pura O hasta tipos WR inequívocos, y no estaba claro si a algunas estrellas intermedias se les debía dar un tipo espectral como O8Iafpe o WN8-a. Se propuso la notación de barra para abordar estas situaciones y a la estrella Sk−67°22 se le asignó el tipo espectral O3If * /WN6-A. [37] Los criterios para distinguir las estrellas OIf * , OIf * /WN y WN se han refinado para lograr coherencia. Las clasificaciones de estrellas diagonales se utilizan cuando la línea H β tiene un perfil P Cygni; esta es una línea de absorción en las supergigantes O y una línea de emisión en las estrellas WN. Se dan criterios para los siguientes tipos espectrales de estrellas diagonales, utilizando las líneas de emisión de nitrógeno en 463,4–464,1 nm, 405,8 nm y 460,3–462,0 nm, junto con una estrella estándar para cada tipo: [ 36]

Se utiliza otro conjunto de tipos espectrales de estrellas diagonales para las estrellas Ofpe/WN. Estas estrellas tienen espectros supergigantes O más emisión de nitrógeno y helio, y perfiles P Cygni. Alternativamente, se pueden considerar estrellas WN con niveles de ionización e hidrógeno inusualmente bajos. [38] La notación de barra para estas estrellas fue controvertida y una alternativa fue extender la secuencia de nitrógeno WR a WN10 y WN11 [39] Otros autores prefirieron usar la notación WNha, por ejemplo WN9ha para WR 108 . [40] Una recomendación reciente es utilizar un tipo espectral O como O8Iaf si la línea He i de 447,1 nm está en absorción y una clase WR de WN9h o WN9ha si la línea tiene un perfil P Cygni. [36] Sin embargo, la notación de barra diagonal Ofpe/WN, así como las clasificaciones WN10 y WN11, siguen utilizándose ampliamente. [41] 

Se ha identificado un tercer grupo de estrellas con espectros que contienen características tanto de estrellas de clase O como de estrellas WR. Nueve estrellas en la Gran Nube de Magallanes tienen espectros que contienen características tanto WN3 como O3V, pero no parecen ser binarias. Muchas de las estrellas WR en la Pequeña Nube de Magallanes también tienen espectros WN muy tempranos además de características de absorción de alta excitación. Se ha sugerido que estos podrían ser un eslabón perdido que conduce a las estrellas WN clásicas o el resultado de la eliminación de las mareas por parte de una compañera de baja masa. [42]

Nomenclatura

Nebulosa Carina alrededor de la estrella Wolf-Rayet WR 22
WR 22 en la Nebulosa Carina

Las tres primeras estrellas Wolf-Rayet identificadas, casualmente todas con compañeras calientes de clase O, ya habían sido numeradas en el catálogo de Henry Draper . Estas y otras estrellas fueron denominadas estrellas Wolf-Rayet desde su descubrimiento inicial, pero no se crearon convenciones de nomenclatura específicas para ellas hasta 1962 en el "cuarto" catálogo de estrellas galácticas Wolf-Rayet. [43] Los primeros tres catálogos no eran específicamente listas de estrellas Wolf-Rayet y utilizaban únicamente la nomenclatura existente. [44] [45] [46]

El cuarto catálogo de estrellas Wolf-Rayet las numeró secuencialmente en orden de ascensión recta . El quinto catálogo utilizó los mismos números con el prefijo MR después del autor del cuarto catálogo, más una secuencia adicional de números con el prefijo LS para nuevos descubrimientos. [21] Ninguno de estos esquemas de numeración sigue siendo de uso común.

Catálogos WR modernos

El sexto Catálogo de estrellas Galácticas Wolf-Rayet fue el primero en llevar ese nombre, así como en describir los cinco catálogos anteriores con ese nombre. También introdujo los números WR ampliamente utilizados desde entonces para las estrellas WR galácticas. Éstas son nuevamente una secuencia numérica desde WR 1 a WR 158 en orden de ascensión recta. [47]

Compilado en 2001, el séptimo catálogo y su anexo utilizaron el mismo esquema de numeración e insertaron nuevas estrellas en la secuencia utilizando sufijos de letras minúsculas, por ejemplo WR 102ka para una de las numerosas estrellas WR descubiertas en el centro galáctico. [19] [48] Las encuestas modernas de identificación de gran volumen utilizan sus propios esquemas de numeración para la gran cantidad de nuevos descubrimientos. [49] Se añadió un anexo de 2006 al séptimo catálogo.

En 2011, se creó un catálogo en línea de Galactic Wolf Rayet, alojado en la Universidad de Sheffield . A partir de 2023, incluye 669 estrellas. [50]

Otros esquemas de numeración

Las estrellas Wolf-Rayet en galaxias externas se numeran utilizando diferentes esquemas. En la Gran Nube de Magallanes , la nomenclatura más extendida y completa para las estrellas WR es la del "Cuarto catálogo de estrellas de población I Wolf-Rayet en la Gran Nube de Magallanes" [51] con el prefijo BAT-99 , por ejemplo BAT-99 105 . Muchas de estas estrellas también reciben su tercer número de catálogo, por ejemplo Brey 77 . [52] A partir de 2018, 154 estrellas WR están catalogadas en el LMC, en su mayoría WN, pero incluidas alrededor de veintitrés WC, así como tres de la extremadamente rara clase WO. [42] [53] Muchas de estas estrellas a menudo se denominan por sus números RMC (Nube de Magallanes del Observatorio Radcliffe), frecuentemente abreviados simplemente a R, por ejemplo, R136a1 .

En la Pequeña Nube de Magallanes se utilizan números SMC WR, normalmente denominados números AB, por ejemplo AB7 . [54] Sólo hay doce estrellas WR conocidas en el SMC, un número muy bajo que se cree que se debe a la baja metalicidad de esa galaxia [55] [56] [57]

En 2012, un grupo de trabajo de la IAU amplió el sistema de numeración del Catálogo de estrellas Galácticas Wolf-Rayet para que los descubrimientos adicionales reciban el número WR existente más cercano más un sufijo numérico en orden de descubrimiento. Esto se aplica a todos los descubrimientos desde el anexo de 2006, aunque algunos de ellos ya han sido nombrados bajo la nomenclatura anterior; por lo tanto, WR 42e ahora lleva el número WR 42-1. [58]

Propiedades

Las estrellas Wolf-Rayet son una etapa normal en la evolución de estrellas muy masivas, en las que líneas de emisión anchas y fuertes de helio y nitrógeno (secuencia "WN"), carbono (secuencia "WC") y oxígeno (secuencia "WO") son visibles. Gracias a sus fuertes líneas de emisión se pueden identificar en galaxias cercanas. Se han catalogado alrededor de 500 Wolf-Rayets en nuestra propia Vía Láctea . [19] [48] [49] Este número ha cambiado dramáticamente durante los últimos años como resultado de estudios fotométricos y espectroscópicos en el infrarrojo cercano dedicados a descubrir este tipo de objetos en el plano galáctico . [59] Se espera que haya menos de 1.000 estrellas WR en el resto de las galaxias del Grupo Local , con alrededor de 166 conocidas en las Nubes de Magallanes , [42] 206 en M33 , [60] y 154 en M31 . [61]

Fuera del grupo local, estudios de galaxias enteras han encontrado miles de estrellas y candidatos WR más. Por ejemplo, en el Grupo M101 , se han detectado más de mil estrellas WR potenciales, de magnitud 21 a 25, [62] y los astrónomos esperan catalogar eventualmente más de diez mil. [63] Se espera que estas estrellas sean particularmente comunes en las galaxias Wolf-Rayet que llevan su nombre y en las galaxias con estallido estelar . [64]

Sus líneas de emisión características se forman en la región extendida y densa de vientos de alta velocidad que envuelve la muy caliente fotosfera estelar , lo que produce una avalancha de radiación ultravioleta que provoca fluorescencia en la región de viento que forma las líneas. [15] Este proceso de eyección descubre sucesivamente, primero los productos ricos en nitrógeno de la quema de hidrógeno en el ciclo CNO (estrellas WN), y más tarde la capa rica en carbono debido a la quema de He (estrellas tipo WC y WO). [12]

Se puede observar que las estrellas WNh son objetos completamente diferentes de las estrellas WN sin hidrógeno. A pesar de tener espectros similares, son mucho más masivas, mucho más grandes y algunas de las estrellas más luminosas conocidas. Se han detectado ya en WN5h en las Nubes de Magallanes. El nitrógeno que se ve en el espectro de las estrellas WNh sigue siendo producto de la fusión del ciclo CNO en el núcleo, pero aparece en la superficie de las estrellas más masivas debido a la mezcla rotacional y conveccional mientras aún se encuentra en la fase de quema de hidrógeno del núcleo, en lugar de después. la envoltura exterior se pierde durante la fusión del helio del núcleo. [14]

Algunas estrellas Wolf-Rayet de la secuencia de carbono ("WC"), especialmente aquellas que pertenecen a los tipos más recientes, son notables debido a su producción de polvo . Generalmente esto ocurre en los pertenecientes a sistemas binarios como producto de la colisión de los vientos estelares que forman el par, [19] como es el caso del famoso binario WR 104 ; sin embargo, este proceso también ocurre en los individuales. [15]

Unas pocas (aproximadamente el 10%) de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias , a pesar de sus masas mucho más bajas (típicamente ~0,6 M ☉ ), también son del tipo WR desde el punto de vista observacional; es decir, muestran espectros de líneas de emisión con líneas anchas de helio, carbono y oxígeno. Denominados [WR], son objetos mucho más antiguos que descienden de estrellas evolucionadas de baja masa y están estrechamente relacionados con las enanas blancas , en lugar de con la población I de estrellas muy jóvenes y masivas que comprenden la mayor parte de la clase WR. [68] Ahora generalmente están excluidas de la clase denominada estrellas Wolf-Rayet, o denominadas estrellas de tipo Wolf-Rayet. [27]

Metalicidad

El número y las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet varían según la composición química de sus estrellas progenitoras. Un factor principal de esta diferencia es la tasa de pérdida de masa en diferentes niveles de metalicidad. Una mayor metalicidad conduce a una gran pérdida de masa, lo que afecta a la evolución de estrellas masivas y también a las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet. Los niveles más altos de pérdida de masa hacen que las estrellas pierdan sus capas externas antes de que se desarrolle y colapse un núcleo de hierro, de modo que las supergigantes rojas más masivas evolucionan hacia temperaturas más altas antes de explotar como supernova, y las estrellas más masivas nunca se convierten en supergigantes rojas. En la etapa Wolf-Rayet, una mayor pérdida de masa conduce a un mayor agotamiento de las capas fuera del núcleo convectivo, menores abundancias de hidrógeno en la superficie y una extracción más rápida de helio para producir un espectro WC.

Estas tendencias se pueden observar en las distintas galaxias del grupo local, donde la metalicidad varía desde niveles cercanos al sol en la Vía Láctea, algo más bajos en M31, más bajos aún en la Gran Nube de Magallanes y mucho más bajos en la Pequeña Nube de Magallanes. Se observan fuertes variaciones de metalicidad en las galaxias individuales, con M33 y la Vía Láctea mostrando mayor metalicidad más cerca del centro, y M31 mostrando mayor metalicidad en el disco que en el halo. Así, se ve que la SMC tiene pocas estrellas WR en comparación con su tasa de formación estelar y ninguna estrella WC (una estrella tiene un tipo espectral WO), la Vía Láctea tiene un número aproximadamente igual de estrellas WN y WC y un gran número total de Las estrellas WR y las otras galaxias principales tienen algo menos de estrellas WR y más estrellas WN que las de tipo WC. LMC, y especialmente SMC, Wolf-Rayets tienen emisiones más débiles y una tendencia a fracciones de hidrógeno atmosférico más altas. Las estrellas SMC WR muestran casi universalmente algo de hidrógeno e incluso líneas de absorción incluso en los tipos espectrales más antiguos, debido a que los vientos más débiles no enmascaran por completo la fotosfera. [69]

Se calcula que la masa máxima de una estrella de la secuencia principal que puede evolucionar a través de una fase supergigante roja y regresar a una estrella WNL es de alrededor de 20  M ☉ en la Vía Láctea, 32  M ☉ en la LMC y más de 50  M ☉ en la SMC. Las etapas WNE y WC más evolucionadas solo las alcanzan estrellas con una masa inicial superior a 25  M ☉ en metalicidad cercana al solar, más de 60  M ☉ en LMC. No se espera que la evolución normal de una sola estrella produzca estrellas WNE o WC con metalicidad SMC. [70]

Rotación

Hubble espía un enorme disco de gas alrededor de una estrella masiva única
Ilustración artística del disco de gas alrededor del enorme WR 122 rico en hidrógeno

La pérdida de masa está influenciada por la velocidad de rotación de una estrella, especialmente cuando la metalicidad es baja. La rotación rápida contribuye a la mezcla de los productos de fusión del núcleo con el resto de la estrella, lo que mejora la abundancia de elementos pesados ​​en la superficie y provoca la pérdida de masa. La rotación hace que las estrellas permanezcan en la secuencia principal por más tiempo que las estrellas que no giran, evolucionen más rápidamente fuera de la fase de supergigante roja o incluso evolucionen directamente de la secuencia principal a temperaturas más altas para masas muy altas, alta metalicidad o rotación muy rápida.

La pérdida de masa estelar produce una pérdida de momento angular y esto frena rápidamente la rotación de las estrellas masivas. Las estrellas muy masivas con metalicidad casi solar deberían frenarse casi hasta detenerse mientras aún se encuentran en la secuencia principal, mientras que con metalicidad SMC pueden continuar girando rápidamente incluso con las masas más altas observadas. La rápida rotación de estrellas masivas puede explicar las propiedades y números inesperados de las estrellas SMC WR, por ejemplo, sus temperaturas y luminosidades relativamente altas. [69]

binarios

Las estrellas masivas en sistemas binarios pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet debido al desprendimiento de una compañera en lugar de a la pérdida de masa inherente debido a un viento estelar. Este proceso es relativamente insensible a la metalicidad o rotación de las estrellas individuales y se espera que produzca un conjunto consistente de estrellas WR en todas las galaxias del grupo local. Como resultado, la fracción de estrellas WR producidas a través del canal binario y, por tanto, el número de estrellas WR observadas en sistemas binarios, debería ser mayor en entornos de baja metalicidad. Los cálculos sugieren que la fracción binaria de estrellas WR observadas en el SMC debería llegar al 98%, aunque en realidad se observa que menos de la mitad tienen una compañera masiva. La fracción binaria en la Vía Láctea ronda el 20%, según cálculos teóricos. [71]

Nebulosas

LHA 115 - N76A
AB7 produce una de las nebulosas de mayor excitación en las Nubes de Magallanes .

Una proporción significativa de las estrellas WR están rodeadas de nebulosidad asociada directamente con la estrella, no solo la nebulosidad de fondo normal asociada con cualquier región de formación de estrellas masivas, y no una nebulosa planetaria formada por una estrella post- AGB . La nebulosidad presenta variedad de formas y su clasificación ha sido difícil. Muchas fueron catalogadas originalmente como nebulosas planetarias y, a veces, sólo un estudio cuidadoso de múltiples longitudes de onda puede distinguir una nebulosa planetaria alrededor de una estrella post-AGB de baja masa de una nebulosa de forma similar alrededor de una estrella de núcleo más masivo que quema helio. [70] [72]

Galaxias Wolf-Rayet

Una galaxia Wolf-Rayet es un tipo de galaxia con estallido estelar donde existe un número suficiente de estrellas WR para que sus espectros de líneas de emisión característicos se vuelvan visibles en el espectro general de la galaxia. [73] Específicamente, una característica de emisión amplia debido al He ii de 468,6 nm y las líneas espectrales cercanas es la característica definitoria de una galaxia Wolf-Rayet. La vida relativamente corta de las estrellas WR significa que los estallidos estelares en tales galaxias deben haber ocurrido en los últimos millones de años y deben haber durado menos de un millón de años o, de lo contrario, la emisión de WR se vería inundada por un gran número de otras estrellas luminosas. [74] 

Evolución

Las teorías sobre cómo se forman, desarrollan y mueren las estrellas WR han tardado en formarse en comparación con la explicación de una evolución estelar menos extrema . Son raros, distantes y a menudo oscurecidos, e incluso en el siglo XXI muchos aspectos de sus vidas no están claros.

Historia

Aunque las estrellas Wolf-Rayet han sido claramente identificadas como una clase de estrellas inusual y distintiva desde el siglo XIX, [75] la naturaleza de estas estrellas fue incierta hasta finales del siglo XX. Antes de la década de 1960, incluso la clasificación de las estrellas WR era muy incierta y su naturaleza y evolución eran esencialmente desconocidas. La apariencia muy similar de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias (CSPNe) y las estrellas clásicas WR, mucho más luminosas, contribuyó a la incertidumbre. [76]

Aproximadamente en 1960, la distinción entre CSPNe y estrellas WR clásicas luminosas masivas era más clara. Los estudios demostraron que se trataba de estrellas pequeñas y densas rodeadas de una gran cantidad de material circunestelar, pero aún no está claro si el material fue expulsado de la estrella o se contrajo sobre ella. [77] [78] Se reconocieron las inusuales abundancias de nitrógeno, carbono y oxígeno, así como la falta de hidrógeno, pero las razones permanecieron oscuras. [79] Se reconoció que las estrellas WR eran muy jóvenes y muy raras, pero todavía estaba abierto al debate si estaban evolucionando hacia o alejándose de la secuencia principal. [80] [81]

En la década de 1980, las estrellas WR fueron aceptadas como descendientes de estrellas masivas OB, aunque aún se desconocía su estado evolutivo exacto en relación con la secuencia principal y otras estrellas masivas evolucionadas. [82] Las teorías de que la preponderancia de estrellas WR en binarias masivas y su falta de hidrógeno podrían deberse a la extracción gravitacional habían sido en gran medida ignoradas o abandonadas. [83] Se proponían estrellas WR como posibles progenitoras de supernovas, y en particular de las recién descubiertas supernovas de tipo Ib, que carecen de hidrógeno pero aparentemente están asociadas con estrellas jóvenes masivas. [82]

A principios del siglo XXI, las estrellas WR eran ampliamente aceptadas como estrellas masivas que habían agotado su núcleo de hidrógeno, abandonado la secuencia principal y expulsado la mayor parte de sus atmósferas, dejando atrás un pequeño núcleo caliente de helio y productos de fusión más pesados. [84] [85]

Modelos actuales

Burbuja azul en Carina
WR 31a está rodeada por una burbuja azul creada por un poderoso viento estelar que impacta el material expulsado durante las primeras etapas de la vida de la estrella (Agradecimiento de ESA/Hubble y NASA: Judy Schmidt)

La mayoría de las estrellas WR, la población clásica que escribo, ahora se entienden como una etapa natural en la evolución de las estrellas más masivas (sin contar las estrellas centrales de nebulosas planetarias menos comunes), ya sea después de un período como supergigante roja, después de un período como una supergigante azul, o directamente de las estrellas más masivas de la secuencia principal. Se espera que sólo las supergigantes rojas de menor masa exploten como supernova en esa etapa, mientras que las supergigantes rojas más masivas regresan a temperaturas más altas a medida que expulsan sus atmósferas. Algunas explotan mientras se encuentran en la etapa de hipergigante amarilla o LBV, pero muchas se convierten en estrellas Wolf-Rayet. [86] Han perdido o quemado casi todo su hidrógeno y ahora están fusionando helio en sus núcleos, o elementos más pesados, durante un período muy breve al final de sus vidas. [86]

Las estrellas masivas de la secuencia principal crean un núcleo muy caliente que fusiona hidrógeno muy rápidamente mediante el proceso CNO y produce una fuerte convección en toda la estrella. Esto provoca la mezcla de helio con la superficie, un proceso que se ve mejorado por la rotación, posiblemente por rotación diferencial donde el núcleo gira a una rotación más rápida que la superficie. Estas estrellas también muestran un aumento de nitrógeno en la superficie a una edad muy temprana, causado por cambios en las proporciones de carbono y nitrógeno debido al ciclo CNO. La intensificación de los elementos pesados ​​en la atmósfera, así como el aumento de la luminosidad, crean fuertes vientos estelares que son la fuente de los espectros de las líneas de emisión. Estas estrellas desarrollan un espectro Of, Of* si están lo suficientemente calientes, que se convierte en un espectro WNh a medida que los vientos estelares aumentan aún más. Esto explica la gran masa y luminosidad de las estrellas WNh, que todavía queman hidrógeno en el núcleo y han perdido poco de su masa inicial. Eventualmente se expandirán hasta convertirse en supergigantes azules (¿LBV?) a medida que el hidrógeno en el núcleo se agote, o si la mezcla es lo suficientemente eficiente (por ejemplo, a través de una rotación rápida) pueden progresar directamente a estrellas WN sin hidrógeno.

Es probable que las estrellas WR acaben con sus vidas de forma violenta en lugar de desvanecerse hasta convertirse en una enana blanca. Por lo tanto, cada estrella con una masa inicial superior a nueve veces la del Sol resultaría inevitablemente en una explosión de supernova (con la excepción del colapso directo [87] ), muchas de ellas de la etapa WR. [27] [86] [88]

La observación no respalda una simple progresión de estrellas WR desde temperaturas bajas a altas, dando finalmente como resultado estrellas de tipo WO. Las estrellas de tipo WO son extremadamente raras y todos los ejemplos conocidos son más luminosos y masivos que las relativamente comunes estrellas WC. Teorías alternativas sugieren que las estrellas de tipo WO sólo se forman a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal [15] y/o que forman una etapa final de vida extremadamente corta de sólo unos pocos miles de años antes de explotar, con la WC fase correspondiente a la fase de combustión de helio del núcleo y la fase WO a las etapas de combustión nuclear posteriores. Todavía no está claro si el espectro de WO es puramente el resultado de efectos de ionización a temperaturas muy altas, refleja una diferencia de abundancia química real o si ambos efectos ocurren en diversos grados. [86] [89] [90] [91]

Llave:

Las estrellas Wolf-Rayet se forman a partir de estrellas masivas, aunque la población evolucionada de estrellas I ha perdido la mitad o más de sus masas iniciales cuando muestran una apariencia WR. Por ejemplo, γ 2 Velorum A tiene actualmente una masa alrededor de 9 veces la del Sol, pero comenzó con una masa de al menos 40 veces la del Sol. [92] Las estrellas de gran masa son muy raras, porque se forman con menos frecuencia y porque tienen vidas cortas. Esto significa que las propias estrellas Wolf-Rayet son extremadamente raras porque sólo se forman a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal y porque son una fase de vida relativamente corta en la vida de esas estrellas. Esto también explica por qué las supernovas de tipo Ib/c son menos comunes que las de tipo II, ya que resultan de estrellas de mayor masa.

Las estrellas WNh, espectroscópicamente similares pero en realidad mucho menos evolucionadas y que acaban de empezar a expulsar su atmósfera, son una excepción y aún conservan gran parte de su masa inicial. Las estrellas más masivas conocidas actualmente son todas estrellas WNh en lugar de estrellas de secuencia principal de tipo O, una situación esperada porque tales estrellas muestran helio y nitrógeno en la superficie sólo unos pocos miles de años después de su formación, posiblemente antes de que se vuelvan visibles a través del entorno. nube de gas. Una explicación alternativa es que estas estrellas son tan masivas que no podrían formarse como estrellas normales de la secuencia principal, sino que son el resultado de fusiones de estrellas menos extremas. [93]

Las dificultades para modelar los números y tipos observados de estrellas Wolf-Rayet a través de la evolución de una sola estrella han llevado a teorías de que se forman a través de interacciones binarias que podrían acelerar la pérdida de las capas externas de una estrella a través del intercambio de masa. WR 122 es un ejemplo potencial que tiene un disco plano de gas que rodea la estrella, de casi 2 billones de millas de ancho, y puede tener una estrella compañera que despojó su envoltura exterior. [94]

Supernovas

Se sospecha ampliamente que muchos progenitores de supernovas de tipo Ib y tipo Ic son estrellas WR, aunque no se ha hecho una identificación concluyente de dicho progenitor.

Las supernovas de tipo Ib carecen de líneas de hidrógeno en sus espectros. Las supernovas de tipo Ic más comunes carecen de líneas de hidrógeno y helio en sus espectros. Los progenitores esperados de este tipo de supernovas son estrellas masivas que, respectivamente, carecen de hidrógeno en sus capas exteriores o carecen tanto de hidrógeno como de helio. Las estrellas WR son precisamente esos objetos. Todas las estrellas WR carecen de hidrógeno y en algunas estrellas WR, sobre todo en el grupo WO, el helio también está muy empobrecido. Se espera que las estrellas WR experimenten un colapso del núcleo cuando hayan generado un núcleo de hierro, y las explosiones de supernova resultantes serían del tipo Ib o Ic. En algunos casos es posible que el colapso directo del núcleo en un agujero negro no produzca una explosión visible. [95]

Las estrellas WR son muy luminosas debido a sus altas temperaturas, pero no visualmente brillantes, especialmente los ejemplos más calientes que se espera que formen la mayoría de los progenitores de supernovas. La teoría sugiere que los progenitores de las supernovas de tipo Ibc observadas hasta la fecha no serían lo suficientemente brillantes como para ser detectados, aunque imponen limitaciones a las propiedades de esos progenitores. [90] Una posible estrella progenitora que ha desaparecido en la ubicación de la supernova iPTF13bvn puede ser una sola estrella WR, [96] aunque otros análisis favorecen un sistema binario menos masivo con una estrella desnuda o un gigante de helio. [97] [98] El único otro posible progenitor de supernova WR es SN 2017ein , y nuevamente no está claro si el progenitor es una única estrella masiva WR o un sistema binario. [99]

En 2022, los astrónomos del Gran Telescopio Canarias informaron de la primera explosión de supernova de una estrella Wolf-Rayet. SN 2019hgp fue una supernova de tipo Icn y también es la primera en la que se detectó el elemento neón . [100] [101] [102]

Ejemplos

Con diferencia, el ejemplo más visible de una estrella Wolf-Rayet es γ 2 Velorum (WR 11), que es una estrella brillante a simple vista para aquellas ubicadas al sur de los 40 grados de latitud norte , aunque la mayor parte de la luz proviene de una gigante O7.5. compañero. Debido a la naturaleza exótica de su espectro ( líneas de emisión brillantes en lugar de líneas de absorción oscuras ), se le conoce como la "Joya espectral de los cielos australes". La única otra estrella Wolf-Rayet más brillante que la magnitud 6 es θ Muscae (WR 48), una estrella triple con dos compañeras de clase O. Ambos son estrellas del WC. La "ex" estrella WR WR 79a (HR 6272) es más brillante que la magnitud 6, pero ahora se considera una peculiar supergigante O8 con fuertes emisiones. El siguiente más brillante con magnitud 6,4 es WR 22 , un binario masivo con un primario WN7h. [19]

La estrella más masiva y luminosa que se conoce actualmente, R136a1 , es también una estrella Wolf-Rayet del tipo WNh que todavía está fusionando hidrógeno en su núcleo. Este tipo de estrella, que incluye muchas de las estrellas más luminosas y masivas , es muy joven y normalmente se encuentra sólo en el centro de los cúmulos estelares más densos. Ocasionalmente, una estrella WNh desbocada, como VFTS 682, se encuentra fuera de dichos cúmulos, probablemente habiendo sido expulsada de un sistema múltiple o por interacción con otras estrellas.

Un ejemplo de un sistema estelar triple que contiene un binario Wolf-Rayet es Apep . Libera enormes cantidades de polvo de carbono impulsado por sus vientos estelares extremos. A medida que las dos estrellas orbitan entre sí, el polvo queda envuelto en una brillante cola cubierta de hollín.

Todas las estrellas no degeneradas más calientes (las pocas más calientes) son estrellas Wolf-Rayet, la más caliente de las cuales es WR 102 , que parece alcanzar los 210.000 K, seguida de WR 142 , que tiene una temperatura de alrededor de 200.000 K. LMC195-1 , ubicado en la Gran Nube de Magallanes , debería tener una temperatura similar, pero por el momento se desconoce esta temperatura.

una estrella gigante humeante
HD 184738, también conocida como Estrella de Campbell. En realidad, se trata de una nebulosa planetaria y la estrella central es una estrella antigua de baja masa, a diferencia de la clase principal de estrellas masivas Wolf-Rayet. [103]

HD 45166 ha sido descrita como la estrella masiva más magnética conocida y como la primera estrella Wolf-Rayet magnética conocida. [104]

Sólo una minoría de nebulosas planetarias tiene estrellas centrales del tipo WR, pero un número considerable de nebulosas planetarias conocidas sí las tienen.

Ver también

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