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Estrella de Wolf-Rayet

Imagen del telescopio espacial James Webb de la estrella Wolf–Rayet WR 124 y la nebulosa M1–67 que la rodea. Composición de 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 anchas y prominentes de helio ionizado y nitrógeno o carbono altamente ionizados . Los espectros indican un aumento muy alto de la superficie de elementos pesados , agotamiento de hidrógeno y fuertes vientos estelares . Las temperaturas superficiales de las estrellas Wolf–Rayet conocidas varían de 20.000  K a alrededor de 210.000  K , más calientes que casi todos los demás tipos de estrellas. Anteriormente se las llamaba estrellas de tipo W en referencia a su clasificación espectral .

Las estrellas Wolf-Rayet clásicas (o de población I ) son estrellas masivas evolucionadas que han perdido completamente su hidrógeno exterior y están fusionando helio o elementos más pesados ​​en el núcleo. Un subconjunto de las estrellas WR de población I muestran 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), estrellas post- rama asintótica gigante que eran similares al Sol mientras estaban en la secuencia principal, pero ahora han cesado la fusión y se han desprendido de sus atmósferas para revelar un núcleo desnudo de carbono y oxígeno.

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

Los sistemas estelares visibles 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 de la Media Luna
WR 136 , una estrella WN6 donde la atmósfera desprendida durante la fase de supergigante roja ha sido sacudida por los vientos WR, rápidos y calientes, para formar una nebulosa de 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 por lo demás continuo. [2] La mayoría de las estrellas solo muestran líneas o bandas de absorción en sus espectros, como resultado de elementos superpuestos que absorben energía de la luz a frecuencias específicas, por lo que estos eran claramente objetos inusuales.

La naturaleza de las bandas de emisión en los espectros 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 de Pickering" de líneas seguía un patrón similar a la serie de Balmer cuando se sustituían los números cuánticos semienteros. Más tarde se demostró que estas líneas eran resultado de la presencia de helio , el elemento químico que acababa de descubrirse en 1868. [3] Pickering notó similitudes entre los espectros Wolf-Rayet y los espectros nebulares, y esta similitud llevó a la conclusión de que algunas o todas las estrellas Wolf-Rayet eran las estrellas centrales de las nebulosas planetarias . [4]

En 1929, el ancho de las bandas de emisión se atribuía al ensanchamiento Doppler y, por lo 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 en expansión de gas nebuloso. 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 o ninguna nebulosidad visible en absoluto. [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 tipos WN y WC, dependiendo de si el espectro estaba dominado por líneas de nitrógeno o carbono-oxígeno respectivamente. [9]

En 1969, varias CSPNe con fuertes líneas de emisión de oxígeno  VI (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 la clasificación WO para ellas. [11] [12] Las estrellas OVI se clasificaron posteriormente como estrellas [WO], en consonancia con las estrellas WR de la población I. [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 diferente de evolución que las estrellas WR sin hidrógeno ha llevado a la introducción del término WNh para distinguir estas estrellas en general de otras estrellas WN. Anteriormente se las denominaba estrellas WNL, aunque existen estrellas WN de tipo tardío sin hidrógeno, así como estrellas WR con hidrógeno tan tempranas como 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 fuertes y anchas líneas de emisión en sus espectros, identificadas con helio , nitrógeno , carbono , silicio y oxígeno , pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. Inicialmente denominadas simplemente como 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 N  V ) y aquellas con líneas dominantes de carbono ionizado (C  III y C  IV ) y a veces oxígeno (O  III – O  VI ), denominadas WN y WC respectivamente. [18] Las dos clases WN y WC se dividieron a su vez en secuencias de temperatura WN5–WN8 y WC6–WC8 basadas en las intensidades relativas de las líneas He II de 541,1 nm y He I de 587,5 nm . Las líneas de emisión Wolf-Rayet con frecuencia tienen un ala de absorción ensanchada ( perfil P Cygni ) 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 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 C III . [19] Los espectros WC también carecen generalmente de las líneas O VI que son fuertes en los espectros WO. [20]    

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

El tipo WN1 fue propuesto para estrellas sin líneas N  IV ni N  V , para dar cabida a Brey 1 y Brey 66, que parecían intermedias entre WN2 y WN2.5. [23] Las intensidades y anchuras relativas de las líneas para cada subclase WN se cuantificaron más tarde, y la relación entre las líneas He  II de 541,1 nm y He  I de 587,5 nm se introdujo como el indicador principal del nivel de ionización y, por tanto, de la subclase espectral. La necesidad de WN1 desapareció y tanto Brey 1 como Brey 66 se clasifican ahora como WN3b. Las clases WN2.5 y WN4.5, algo oscuras, se abandonaron. [24]

La secuencia espectral WC se amplió para incluir WC4–WC11, aunque algunos artículos más antiguos también han utilizado WC1–WC3. Las líneas de emisión primarias utilizadas para distinguir los subtipos 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 O  V (y O  III ) a 557,2–559,8 nm. [19] La secuencia se amplió para incluir WC10 y WC11, y los criterios de subclase se cuantificaron basándose principalmente en las intensidades relativas de las líneas de carbono para confiar en los factores de ionización incluso si había 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, O  V (y O  III ) mezclada 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 intensidades 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 de 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 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 existe tal cosa como una estrella de tipo WO tardía. Existe una fuerte tendencia a que las estrellas WNE sean pobres en hidrógeno, mientras que los espectros de las estrellas WNL incluyen con frecuencia líneas de hidrógeno. [19] [27]

Los tipos espectrales de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se califican rodeándolas con corchetes (por ejemplo, [WC4]). [19] [28] Casi todas son de la secuencia WC, y las estrellas [WO] conocidas 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 las nebulosas planetarias tienden a ser extremas en comparación con las estrellas WR de población I, 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 He  II y C  IV . [33] [28]

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

Algunas supernovas observadas antes de alcanzar 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 Wolf-Rayet extremo. Las características espectrales WR solo duran unas horas, las características de alta ionización se desvanecen en el máximo para dejar solo una emisión débil de hidrógeno y helio neutro, 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 bandas de emisión anchas similares a una estrella Wolf-Rayet. Esto se debe al mismo mecanismo físico: la rápida expansión de gases densos alrededor de una fuente central extremadamente caliente. [6]

Estrellas de corte

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 ha asignado tipos espectrales como O3If ∗ /WN6 y se las conoce como estrellas slash. [36]

Las supergigantes de clase O pueden desarrollar líneas de emisión de helio y nitrógeno, o componentes de emisión de algunas líneas de absorción. Estas 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 un continuo de espectros desde la clase de absorción pura O hasta los 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 de barra 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 los criterios para los siguientes tipos espectrales de estrellas de barra, utilizando las líneas de emisión de nitrógeno a 463,4–464,1 nm, 405,8 nm y 460,3–462,0 nm, junto con una estrella estándar para cada tipo: [36]

Otro conjunto de tipos espectrales de estrellas slash se utiliza para las estrellas Ofpe/WN. Estas estrellas tienen espectros supergigantes O más emisión de nitrógeno y helio, y perfiles P Cygni. Alternativamente, se las puede considerar estrellas WN con niveles de ionización inusualmente bajos e hidrógeno. [38] La notación slash para estas estrellas fue controvertida y una alternativa fue extender la secuencia de nitrógeno WR a WN10 y WN11 [39] Otros autores prefirieron utilizar 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 slash Ofpe/WN, así como las clasificaciones WN10 y WN11, siguen siendo ampliamente utilizadas. [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 de WN3 como de O3V, pero no parecen ser binarias. Muchas de las estrellas WR en la Pequeña Nube de Magallanes también tienen espectros WN muy tempranos más características de absorción de alta excitación. Se ha sugerido que estos podrían ser un eslabón perdido que conduce a estrellas WN clásicas o el resultado del desprendimiento por mareas de una compañera de baja masa. [42]

Nomenclatura

Nebulosa Carina alrededor del WR estrella de Wolf–Rayet 22
WR 22 en la Nebulosa Carina

Las tres primeras estrellas Wolf-Rayet que se identificaron, todas ellas con estrellas compañeras calientes de clase O, ya habían sido numeradas en el catálogo de Henry Draper . Estas estrellas y otras fueron denominadas estrellas Wolf-Rayet desde su descubrimiento inicial, pero no se crearían convenciones de nomenclatura específicas para ellas hasta 1962 en el "cuarto" catálogo de estrellas Wolf-Rayet galácticas. [43] Los tres primeros catálogos no eran listas específicas 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 prefijados con MR en honor al autor del cuarto catálogo, más una secuencia adicional de números prefijados con LS para los nuevos descubrimientos. [21] Ninguno de estos esquemas de numeración sigue siendo de uso común.

Catálogos WR modernos

El sexto Catálogo de estrellas Wolf-Rayet galácticas 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. Estos son nuevamente una secuencia numérica desde WR 1 hasta 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] Los estudios de identificación de alto volumen modernos utilizan sus propios esquemas de numeración para la gran cantidad de nuevos descubrimientos. [49] Se agregó un Anexo de 2006 al séptimo catálogo.

En 2011 se creó un catálogo de rayos galácticos de Wolf en línea, alojado por la Universidad de Sheffield . A fecha 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 Wolf-Rayet de Población I en la Gran Nube de Magallanes" [51] con el prefijo BAT-99 , por ejemplo BAT-99 105. Muchas de estas estrellas también se conocen por su tercer número de catálogo, por ejemplo Brey 77. [ 52] A partir de 2018, 154 estrellas WR están catalogadas en la LMC, en su mayoría WN pero incluyendo alrededor de veintitrés WC, así como tres de la extremadamente rara clase WO. [42] [53] Muchas de estas estrellas a menudo se conocen por sus números RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud), frecuentemente abreviados a solo R, por ejemplo R136a1 .

En la Pequeña Nube de Magallanes se utilizan números WR, normalmente denominados números AB, por ejemplo AB7 . [54] Sólo hay doce estrellas WR conocidas en la Pequeña Nube de Magallanes, 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 UAI amplió el sistema de numeración del Catálogo de estrellas Wolf-Rayet Galácticas, de modo que a los descubrimientos adicionales se les asigna 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 con la nomenclatura anterior; por lo tanto, WR 42e ahora se numera como WR 42-1. [58]

Propiedades

Las estrellas Wolf-Rayet son una etapa normal en la evolución de las estrellas muy masivas, en las que son visibles fuertes y anchas líneas de emisión de helio y nitrógeno (secuencia "WN"), carbono (secuencia "WC") y oxígeno (secuencia "WO"). Debido a sus fuertes líneas de emisión, pueden identificarse en galaxias cercanas. Se han catalogado alrededor de 600 Wolf-Rayets en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea . [19] [48] [49] [50] Este número ha cambiado drásticamente 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 la Galaxia del Triángulo , [60] y 154 en la Galaxia de Andrómeda . [61]

Fuera del grupo local, los estudios de galaxias enteras han descubierto miles de estrellas WR y candidatas. 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 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 brotes de formación estelar . [64]

Sus líneas de emisión características se forman en la región de viento de alta velocidad, extensa y densa, que envuelve la fotosfera estelar muy caliente , lo que produce un torrente de radiación UV que causa fluorescencia en la región del viento que forma las líneas. [15] Este proceso de eyección descubre sucesivamente, primero los productos ricos en nitrógeno de la quema de hidrógeno del ciclo CNO (estrellas WN), y más tarde la capa rica en carbono debido a la quema de He (estrellas de 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 el 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 encuentran en la fase de quema de hidrógeno del núcleo, en lugar de después de que se pierda la envoltura externa durante la fusión del helio del núcleo. [14]

Algunas estrellas Wolf–Rayet de la secuencia del carbono (“WC”), especialmente las pertenecientes a los tipos más recientes, se distinguen por su producción de polvo . Generalmente esto ocurre en las pertenecientes a sistemas binarios como producto de la colisión de los vientos estelares que forman el par, [19] como es el caso de la famosa binaria WR 104 ; sin embargo este proceso ocurre también en las individuales. [15]

Unas pocas estrellas centrales de las nebulosas planetarias (aproximadamente el 10 %) , a pesar de tener masas mucho menores (normalmente ~0,6 M☉ ) , también son observablemente del tipo WR, es decir, muestran espectros de líneas de emisión con líneas anchas de helio, carbono y oxígeno. Denominadas [WR], son objetos mucho más antiguos que descienden de estrellas evolucionadas de baja masa y están estrechamente relacionadas con las enanas blancas , en lugar de con las estrellas de población I muy jóvenes y muy masivas que comprenden la mayor parte de la clase WR. [68] En la actualidad, estas estrellas generalmente se excluyen de la clase denominada estrellas Wolf-Rayet, o se las denomina estrellas de tipo Wolf-Rayet. [27]

Metalicidad

La cantidad y las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet varían con 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 la evolución de las estrellas masivas y también 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 un núcleo de hierro y colapse, de modo que las supergigantes rojas más masivas evolucionan de nuevo a temperaturas más altas antes de explotar como una 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 agotamiento más fuerte de las capas fuera del núcleo convectivo, menores abundancias de hidrógeno en la superficie y una eliminación más rápida del helio para producir un espectro de WC.

Estas tendencias se pueden observar en las diversas galaxias del grupo local, donde la metalicidad varía desde niveles cercanos a los solares en la Vía Láctea, algo más bajos en M31, aún más bajos en la Gran Nube de Magallanes y mucho más bajos en la Pequeña Nube de Magallanes. Se ven fuertes variaciones de metalicidad en las galaxias individuales, con M33 y la Vía Láctea mostrando metalicidades más altas 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 en absoluto (una estrella tiene un tipo espectral WO), la Vía Láctea tiene aproximadamente el mismo número de estrellas WN y WC y un gran número total de estrellas WR, y las otras galaxias principales tienen algo menos de estrellas WR y más tipos WN que WC. LMC, y especialmente SMC, Wolf-Rayets tienen una emisión más débil 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 tempranos, 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 de supergigante roja y volver 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 las estrellas con una masa inicial de más de 25  M ☉ en metalicidad cercana a la solar, y más de 60  M ☉ en la LMC. No se espera que la evolución normal de una estrella individual produzca estrellas WNE o WC en metalicidad de la SMC. [70]

Rotación

El 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 en forma importante cuando la metalicidad es baja. La rotación rápida contribuye a mezclar los productos de fusión del núcleo con el resto de la estrella, lo que aumenta 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 durante más tiempo que las estrellas que no giran, evolucionen más rápidamente alejándose de la fase de supergigante roja o incluso evolucionen directamente desde la secuencia principal a temperaturas más altas en el caso de masas muy altas, metalicidad alta 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 cercana a la solar deberían verse frenada casi hasta detenerse mientras aún se encuentran en la secuencia principal, mientras que en la metalicidad de las estrellas pequeñas pueden continuar rotando rápidamente incluso con las masas más altas observadas. La rápida rotación de las estrellas masivas puede explicar las propiedades y cantidades inesperadas de estrellas de estrellas pequeñas con metalicidad reducida, 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 por parte de una compañera en lugar de por una 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 lo tanto la cantidad 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 la SMC debería ser tan alta como el 98%, aunque en realidad se observa que menos de la mitad tienen una compañera masiva. La fracción binaria en la Vía Láctea es de alrededor del 20%, de acuerdo con los 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 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 una variedad de formas y la clasificación ha sido difícil. Muchas fueron catalogadas originalmente como nebulosas planetarias y, a veces, solo 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 con núcleo de combustión de helio más masiva. [70] [72]

Galaxias Wolf-Rayet

Una galaxia Wolf-Rayet es un tipo de galaxia con brotes de formación estelar en la que existe una cantidad suficiente de estrellas WR para que sus líneas espectrales de emisión características se hagan visibles en el espectro general de la galaxia. [73] En concreto, una característica definitoria de una galaxia Wolf-Rayet es una característica de emisión amplia debida a las líneas espectrales de He ii de 468,6 nm y cercanas. La vida relativamente corta de las estrellas WR significa que los brotes de formación estelar en dichas 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 WR se vería inundada por una gran cantidad de otras estrellas luminosas. [74] 

Evolución

Las teorías sobre cómo se forman, se desarrollan y mueren las estrellas WR han tardado en formarse en comparación con la explicación de la evolución estelar menos extrema . Son raras, distantes y a menudo ocultas, 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 inusual y distintiva de estrellas 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 WR clásicas mucho más luminosas contribuyó a la incertidumbre. [76]

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

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

A principios del siglo XXI, las estrellas WR fueron ampliamente aceptadas como estrellas masivas que habían agotado el hidrógeno de su núcleo, habían abandonado la secuencia principal y habían 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 (ESA/Hubble y NASA Agradecimiento: Judy Schmidt)

La mayoría de las estrellas WR, la población clásica que yo tipifico, se entiende ahora como una etapa natural en la evolución de las estrellas más masivas (sin contar las estrellas centrales de las nebulosas planetarias menos comunes), ya sea después de un período como supergigantes rojas, después de un período como supergigantes azules, o directamente a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal. Se espera que sólo las supergigantes rojas de menor masa exploten como una supernova en esa etapa, mientras que las supergigantes rojas más masivas progresan de nuevo a temperaturas más altas a medida que expulsan sus atmósferas. Algunas explotan mientras están 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 ​​por 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 a través del proceso CNO y da lugar a una fuerte convección en toda la estrella. Esto provoca la mezcla de helio en la superficie, un proceso que se ve potenciado por la rotación, posiblemente por una rotación diferencial en la que el núcleo gira a una velocidad superior a la de la superficie. Estas estrellas también muestran un aumento de nitrógeno en la superficie a una edad muy temprana, provocado por cambios en las proporciones de carbono y nitrógeno debido al ciclo CNO. El aumento de elementos pesados ​​en la atmósfera, así como el aumento de la luminosidad, crean fuertes vientos estelares que son la fuente de los espectros de líneas de emisión. Estas estrellas desarrollan un espectro Of, Of* si son suficientemente calientes, que se transforma 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 están quemando hidrógeno en el núcleo y han perdido poco de su masa inicial. Con el tiempo, estas se expandirán y se convertirán en supergigantes azules (LBV, por sus siglas en inglés) 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.

Las estrellas WR tienden a terminar sus vidas de forma violenta en lugar de desvanecerse hasta convertirse en una enana blanca. Por lo tanto, cada estrella con una masa inicial de más de 9 veces la del Sol inevitablemente resultaría 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 apoya la idea de que las estrellas de tipo WR pasen de temperaturas bajas a altas y que finalmente den lugar a 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. Otras teorías sugieren que las estrellas de tipo WO se forman únicamente a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal [15] , o que forman una etapa final de vida extremadamente corta de apenas unos pocos miles de años antes de explotar, correspondiendo la fase WC a la fase de combustión del helio del núcleo y la fase WO a 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 real de abundancia química o si ambos efectos ocurren en distintos grados [86] [89] [90] [91]

Llave:

Las estrellas Wolf-Rayet se forman a partir de estrellas masivas, aunque las estrellas de la población I evolucionada han perdido la mitad o más de sus masas iniciales cuando muestran una apariencia WR. Por ejemplo, γ 2 Velorum A tiene actualmente una masa de alrededor de 9 veces la del Sol, pero comenzó con una masa de al menos 40 veces la del Sol. [92] Las estrellas de alta masa son muy raras, tanto porque se forman con menos frecuencia como porque tienen vidas cortas. Esto significa que las estrellas Wolf-Rayet en sí mismas son extremadamente raras porque solo se forman a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal y porque son una fase relativamente efímera 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 que apenas han comenzado a expulsar su atmósfera, son una excepción y aún conservan gran parte de su masa inicial. Las estrellas más masivas que se conocen actualmente son todas estrellas WNh en lugar de estrellas de secuencia principal de tipo O, una situación esperable porque dichas estrellas muestran helio y nitrógeno en la superficie solo unos pocos miles de años después de formarse, posiblemente antes de que se vuelvan visibles a través de la nube de gas circundante. Una explicación alternativa es que estas estrellas son tan masivas que no podrían formarse como estrellas normales de secuencia principal, sino que son el resultado de fusiones de estrellas menos extremas. [93]

Las dificultades para modelar la cantidad y los tipos de estrellas Wolf-Rayet observados a través de la evolución de estrellas individuales han llevado a teorías que sostienen 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 a la estrella de su envoltura externa. [94]

Supernovas

Se sospecha ampliamente que muchos progenitores de supernovas de tipo Ib y tipo Ic son estrellas WR, aunque no se ha realizado 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 de helio en sus espectros. Los progenitores esperados para este tipo de supernovas son estrellas masivas que carecen respectivamente de hidrógeno en sus capas externas, o carecen tanto de hidrógeno como de helio. Las estrellas WR son precisamente este tipo de 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 de 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 son 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 observados hasta la fecha no serían lo suficientemente brillantes como para ser detectados, aunque imponen restricciones 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 despojada o un gigante de helio. [97] [98] El único otro posible progenitor de supernova WR es SN 2017ein , y nuevamente es incierto si el progenitor es una sola estrella WR masiva o un sistema binario. [99]

En 2022, los astrónomos del Gran Telescopio Canarias informaron sobre 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 ha detectado el elemento neón . [100] [101] [102]

Ejemplos

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 situadas al sur de los 40 grados de latitud norte , aunque la mayor parte de la luz proviene de una compañera gigante O7.5. Debido a la naturaleza exótica de su espectro ( líneas de emisión brillantes en lugar de líneas de absorción oscuras ) se la denomina la "Joya Espectral de los Cielos del Sur". La única otra estrella Wolf-Rayet más brillante que magnitud 6 es θ Muscae (WR 48), una estrella triple con dos compañeras de clase O. Ambas son estrellas WC. La "ex" estrella WR WR 79a (HR 6272) es más brillante que magnitud 6, pero ahora se considera una supergigante O8 peculiar con fuerte emisión. La siguiente más brillante con magnitud 6,4 es WR 22 , un binario masivo con una primaria WN7h. [19]

La estrella más masiva y luminosa conocida 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 fugitiva 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 sistema 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 se envuelve en una cola de hollín brillante.

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 tener una temperatura de hasta 210.000 K, seguida por WR 142 , que tiene una temperatura de alrededor de 200.000 K. LMC195-1 , ubicada en la Gran Nube de Magallanes , debería tener una temperatura similar, pero por el momento se desconoce dicha temperatura.

Una estrella gigante ardiente
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 más masiva magnética conocida y como la primera estrella Wolf-Rayet magnética conocida. [104]

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

Véase también

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