Estrella Wolf – Rayet - Wolf–Rayet star

Imagen del telescopio espacial Hubble de la nebulosa M1-67 alrededor de la estrella WR 124 de Wolf-Rayet .

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 ionizados . Los espectros indican un aumento de superficie 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 se las llamaba estrellas de tipo W en referencia a su clasificación espectral.

Las estrellas Wolf-Rayet clásicas (o de la 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 estrellas de la población 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), estrellas gigantes post- asintóticas de ramas que eran similares al Sol mientras estaban en la secuencia principal, pero que ahora han cesado la fusión y se han despojado de sus atmósferas para revelar un núcleo de 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 las estrellas Población I WR, hasta más de un millón  L _☉ para las estrellas WNh, aunque no excepcionalmente brillantes visualmente, ya que la mayor parte de su emisión de radiación es ultravioleta .

Las estrellas a simple vista Gamma Velorum y Theta Muscae , así como una de las estrellas más masivas conocidas , R136a1 en 30 Doradus , son todas estrellas Wolf-Rayet.

Historial de observación

WR 136 es una estrella WN6 donde la atmósfera desprendida durante la fase supergigante roja ha sido sacudida por los vientos calientes y rápidos de WR para formar una nebulosa de burbujas visible .

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

La naturaleza de las bandas de emisión en los espectros de una estrella Wolf-Rayet siguió siendo un misterio durante varias décadas. Edward C. Pickering teorizó que las líneas fueron causadas por un estado inusual de hidrógeno , y se encontró que esta "serie de Pickering" de líneas seguía un patrón similar a la serie de Balmer , cuando se sustituyeron los números cuánticos de medio entero. Más tarde se demostró que estas líneas eran el resultado de la presencia de helio ; un elemento químico que fue descubierto en 1868. 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 .

En 1929, el ancho de las bandas de emisión se atribuía al ensanchamiento del Doppler y, por tanto, el gas que rodeaba a estas estrellas debía moverse con 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 . Era bien sabido que muchas estrellas con espectros de tipo Wolf-Rayet eran las estrellas centrales de las nebulosas planetarias, pero también que muchas no estaban asociadas con una nebulosa planetaria obvia o ninguna nebulosidad visible en absoluto.

Además del helio, Carlyle Smith Beals identificó líneas de emisión de carbono, oxígeno y nitrógeno en los espectros de las estrellas Wolf-Rayet. 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.

En 1969, varios CSPNe con fuertes líneas de emisiones O  VI se agruparon bajo una nueva " secuencia O  VI ", o simplemente tipo OVI. Posteriormente se denominó estrellas [WO]. Poco después se describieron estrellas similares no asociadas con nebulosas planetarias y, finalmente, también se adoptó la clasificación WO para las estrellas de población I WR.

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 otras estrellas WN. Anteriormente se las conocía como estrellas WNL, aunque hay estrellas WN de tipo tardío sin hidrógeno, así como estrellas WR con hidrógeno ya en WN5.

Clasificación

Espectro de WR 137 , una estrella WC7 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 amplias líneas de emisión en sus espectros, identificadas con helio , nitrógeno , carbono , silicio y oxígeno , pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. El primer sistema de clasificación los 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 ), denominados WN y WC respectivamente. Las dos clases WN y WC eran dividen además en secuencias de temperatura WN5-WN8 y WC6-WC 8 basado en las fuerzas relativas de la 541.1 nm Él  II y 587,5 nm Él  I líneas. 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 a la del carbono ionizado, aunque es probable que las proporciones reales de esos elementos en las estrellas sean comparables. Los espectros de WC y WO se distinguen formalmente basándose en la presencia o ausencia de emisión de C  III . Los espectros WC también carecen generalmente de las líneas O  VI que son fuertes en los espectros WO.

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 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 la Líneas N  V a 460,3 nm, 461,9 nm y 493,3–494,4 nm. 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.

El tipo WN1 fue propuesto para estrellas sin líneas N  IV ni N  V , para acomodar Brey 1 y Brey 66 que parecían ser intermedias entre WN2 y WN2.5. Posteriormente se cuantificaron las intensidades y anchuras relativas de las líneas para cada subclase WN, y se introdujo la relación entre las líneas de 541,1 nm He  II y 587,5 m, He  I como 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 ahora se clasifican como WN3b. Las clases algo oscuras WN2.5 y WN4.5 se eliminaron.

La secuencia espectral de 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 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 O  V (y O  III ) a 557,2–559,8 nm. La secuencia se amplió para incluir WC10 y WC11, y los criterios de la subclase se cuantificaron principalmente en función de las fuerzas relativas de las líneas de carbono para depender de factores de ionización, incluso si había variaciones de abundancia entre el carbono y el oxígeno.

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 ) mezcla 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 basándose en las fuerzas relativas de las líneas O  VI / C  IV y O  VI / O  V. Un esquema posterior, diseñado para la coherencia entre las estrellas WR clásicas y CSPNe, volvió a la secuencia WO1 a WO4 y ajustó las divisiones.

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

• h para la emisión de hidrógeno;
• ha para la emisión y absorción de hidrógeno;
• o para que no haya emisión de hidrógeno;
• w para líneas débiles;
• s para líneas fuertes;
• b para líneas anchas y fuertes;
• d para polvo (ocasionalmente vd, pd o ed para polvo variable, periódico o episódico).

La clasificación de los espectros Wolf-Rayet se complica por la frecuente asociación de las estrellas con nebulosidad densa, nubes de polvo o compañeras binarias. Se utiliza un 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 con un origen desconocido.

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 una estrella tardía de tipo WO. 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.

Los tipos espectrales de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se califican rodeándolas con corchetes (por ejemplo, [WC4]). Son casi todos de la secuencia WC con las estrellas [WO] conocidas que representan la extensión caliente de la secuencia del carbono. También hay una pequeña cantidad de tipos [WN] y [WC / WN], descubiertos recientemente. 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 He  II y C  IV .

GK Persei (Nova Persei 1901), que mostró características Wolf-Rayet en su espectro.

Ciertas supernovas observadas antes de su brillo máximo muestran espectros WR. 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 Wolf-Rayet. Las características espectrales 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). De manera similar, las novas clásicas desarrollan espectros que consisten en amplias bandas de emisión similares a 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.

Estrellas de barra

La separación de estrellas Wolf-Rayet de estrellas de clase espectral O de temperatura similar depende de la existencia de fuertes líneas de emisión de helio ionizado, nitrógeno, carbono y oxígeno, 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 dado tipos espectrales como O3If ^∗ / WN6 y se las conoce como estrellas de barra.

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

• f para emisión de N  iii y He  ii
• f ^* para la emisión de N y He con N  iv más fuerte que N  iii
• f ⁺ para la emisión en Si  iv además de N y He
• paréntesis que indican líneas de absorción de He  ii en lugar de emisión, p. ej. (f)
• Doble paréntesis que indica una fuerte absorción de He  ii y una emisión de N  iii diluida, p. ej. ((f ⁺ ))

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 espectro continuo desde la clase de absorción pura O hasta los tipos WR inequívocos, y no estaba claro si algunas estrellas intermedias deberían recibir un tipo espectral como O8Iafpe o WN8-a. Se propuso la notación de barra para hacer frente a estas situaciones y a la estrella Sk-67 ° 22 se le asignó el tipo espectral O3If ^* / WN6-A. Los criterios para distinguir las estrellas OIf ^* , OIf ^* / WN y WN se han perfeccionado para mantener la coherencia. Las clasificaciones de estrella oblicua 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:

Otro conjunto de tipos espectrales de estrella de barra está en uso para las estrellas Ofpe / WN. Estas estrellas tienen espectros supergigantes O más emisión de nitrógeno y helio, y perfiles P Cygni. Alternativamente, pueden considerarse estrellas WN con niveles de ionización e hidrógeno inusualmente bajos. La notación de barra para estas estrellas fue controvertida y una alternativa fue extender la secuencia de nitrógeno WR a WN10 y WN11. Otros autores prefirieron usar la notación WNha, por ejemplo, WN9ha para WR 108 . 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. Sin embargo, la notación de barra de Ofpe / WN, así como las clasificaciones WN10 y WN11, continúan siendo ampliamente utilizadas.

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 de WN3 y O3V, pero no parecen ser binarios. Muchas de las estrellas WR en la Pequeña Nube de Magallanes también tienen espectros WN muy tempranos además de características de alta absorción de excitación. Se ha sugerido que estos podrían ser un eslabón perdido que conduce a las estrellas WN clásicas o el resultado de la destrucción de las mareas por parte de un compañero de baja masa.

Nomenclatura

WR 22 en la Nebulosa Carina

Las primeras tres estrellas Wolf-Rayet que se identificaron, coincidentemente todas con compañeras calientes O, ya habían sido numeradas en el catálogo HD . Estas y otras estrellas se denominaron estrellas Wolf-Rayet desde su descubrimiento inicial, pero las convenciones de nomenclatura específicas para ellas no se crearían hasta 1962 en el "cuarto" catálogo de estrellas galácticas Wolf-Rayet. Los primeros tres catálogos no eran listas específicas de estrellas Wolf-Rayet y solo usaban la nomenclatura existente. El cuarto catálogo enumeró las estrellas Wolf-Rayet 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. Ninguno de estos esquemas de numeración es de uso común.

El sexto Catálogo de estrellas Galactic 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. Estos son nuevamente una secuencia numérica de WR 1 a WR 158 en orden de ascensión recta. El séptimo catálogo y su anexo utilizan el mismo esquema de numeración e insertan 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. Las encuestas de identificación modernas de gran volumen utilizan sus propios esquemas de numeración para la gran cantidad de nuevos descubrimientos. Un grupo de trabajo de la IAU ha aceptado recomendaciones para expandir el sistema de numeración del Catálogo de estrellas Galactic Wolf-Rayet para que los descubrimientos adicionales reciban el número WR existente más cercano más un sufijo numérico en el orden de descubrimiento. Esto se aplica a todos los descubrimientos desde el anexo de 2006, aunque algunos de ellos ya han sido nombrados en la nomenclatura anterior; por lo tanto, WR 42e ahora se numera WR 42-1.

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 del "Cuarto Catálogo de Estrellas de la Población I Wolf-Rayet en la Gran Nube de Magallanes" 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 . A partir de 2018, 154 estrellas WR están catalogadas en el LMC, en su mayoría WN pero que incluyen alrededor de veintitrés WC, así como tres de la clase WO extremadamente rara. Muchas de estas estrellas se denominan a menudo por sus números RMC (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud), abreviados con frecuencia como R, por ejemplo, R136a1 .

En la Pequeña Nube de Magallanes , se utilizan números SMC WR, generalmente denominados números AB, por ejemplo AB7 . Solo 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.

Propiedades

Las estrellas Wolf-Rayet son una etapa normal en la evolución de estrellas muy masivas, en las que líneas de emisión amplias y fuertes de helio y nitrógeno (secuencia "WN"), carbono (secuencia "WC") y oxígeno (secuencia "WO") son visibles. Debido a sus fuertes líneas de emisión, se pueden identificar en galaxias cercanas. Cerca de 500 Wolf-Rayets están catalogadas en nuestra propia Vía Láctea . 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 objeto en el plano galáctico . 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 , 206 en M33 y 154 en M31 . Fuera del grupo local, estudios de galaxias enteras han encontrado miles de estrellas y candidatos WR más. Por ejemplo, se han detectado más de mil estrellas WR en M101, de magnitud 21 a 25. Se espera que las estrellas WR sean particularmente comunes en las galaxias con destellos estelares y especialmente en las galaxias Wolf-Rayet .

Las líneas de emisión características se forman en la región de viento de alta velocidad extendida y densa que envuelve la fotosfera estelar muy caliente , que produce una inundación de radiación ultravioleta que provoca fluorescencia en la región del viento que forma las líneas. Este proceso de eyección descubre en sucesión, primero los productos ricos en nitrógeno de la combustión del hidrógeno del ciclo CNO (estrellas WN), y luego la capa rica en carbono debido a la combustión de He (estrellas de tipo WC y WO).

Se puede ver que las estrellas WNh son objetos completamente diferentes de las estrellas WN sin hidrógeno. A pesar de los 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 encuentra en la fase de combustión del hidrógeno del núcleo, en lugar de después. la envoltura exterior se pierde durante la fusión de helio del núcleo.

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

Unas pocas (aproximadamente el 10%) de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias son, a pesar de sus masas mucho más bajas (típicamente ~ 0,6 solares), también observacionalmente del tipo WR; es decir, muestran espectros de líneas de emisión con líneas amplias 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 , más que con las muy jóvenes y muy masivas estrellas de población I que comprenden la mayor parte de la clase WR. Estas ahora están generalmente excluidas de la clase denominada estrellas Wolf-Rayet, o denominadas estrellas tipo Wolf-Rayet.

Metalicidad

El número 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 a diferentes niveles de metalicidad. Una metalicidad más alta 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 y colapse un núcleo de hierro, de modo que las supergigantes rojas más masivas evolucionan de nuevo a temperaturas más calientes 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 mayor agotamiento de las capas fuera del núcleo convectivo, menor abundancia 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 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 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. Por lo tanto, se ve que el 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 aproximadamente el mismo número de estrellas WN y WC y un gran número total de estrellas. Las 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.

Se calcula que la masa máxima de una estrella de la secuencia principal que puede evolucionar a través de una fase 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 Vía Láctea.  SMC. Las etapas WNE y WC más evolucionadas solo son alcanzadas por estrellas con una masa inicial de más de 25  M _☉ en una metalicidad casi solar, más de 60  M _☉ en la LMC. No se espera que la evolución normal de una sola estrella produzca estrellas WNE o WC en la metalicidad SMC.

Rotación

Ilustración del artista del disco de gas alrededor de WR 122 masivo rico en hidrógeno

La pérdida de masa está influenciada por la velocidad de rotación de una estrella, especialmente con poca metalicidad. La rotación rápida contribuye a mezclar los productos de fusión del núcleo con el resto de la estrella, mejorando la abundancia de elementos pesados ​​en la superficie e impulsando la pérdida de masa. La rotación hace que las estrellas permanezcan en la secuencia principal más tiempo que las estrellas no giratorias, evolucionen más rápidamente alejándose de la fase 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 estrellas masivas. Las estrellas muy masivas con una metalicidad casi solar deberían frenarse casi hasta detenerse mientras aún se encuentran en la secuencia principal, mientras que con una metalicidad SMC pueden continuar girando rápidamente incluso en las masas más altas observadas. La rotación rápida de estrellas masivas puede explicar las propiedades inesperadas y el número de estrellas SMC WR, por ejemplo, sus temperaturas y luminosidades relativamente altas.

Binarios

Las estrellas masivas en los sistemas binarios pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet debido al despojo de un compañero en lugar de 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 lo tanto, el número de estrellas WR que se observa en binarias, debería ser mayor en entornos de baja metalicidad. Los cálculos sugieren que la fracción binaria de estrellas WR observadas en el SMC debería ser tan alta como el 98%, aunque se observa que menos de la mitad tienen una compañera masiva. La fracción binaria en la Vía Láctea ronda el 20%, en línea con los cálculos teóricos.

Nebulosas

AB7 produce una de las nebulosas de mayor excitación de las Nubes de Magallanes .

Una proporción significativa de estrellas WR están rodeadas por nebulosidad asociada directamente con la estrella, no solo por la nebulosidad de fondo normal asociada con cualquier región de formación estelar masiva, y no por 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 longitudes de onda múltiples 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.

Galaxias Wolf-Rayet

Una galaxia Wolf-Rayet es un tipo de galaxia de estallido estelar donde existe una cantidad suficiente de estrellas WR para que sus espectros característicos de líneas de emisión se hagan visibles en el espectro general de la galaxia. Específicamente, una característica de emisión amplia debido a la 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 durado menos de un millón de años y haber ocurrido en los últimos millones de años, o de lo contrario la emisión WR se vería inundada por un gran número de otras estrellas luminosas.

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 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, 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 contribuyeron a la incertidumbre.

Alrededor de 1960, la distinción entre CSPNe y las estrellas WR clásicas luminosas masivas era más clara. Los estudios demostraron que eran pequeñas estrellas densas rodeadas por un extenso material circunestelar, pero aún no está claro si el material fue expulsado de la estrella o se contrajo sobre ella. Se reconoció la inusual abundancia de nitrógeno, carbono y oxígeno, así como la falta de hidrógeno, pero las razones permanecieron oscuras. Se reconoció que las estrellas WR eran muy jóvenes y muy raras, pero aún estaba abierto a debatir si estaban evolucionando hacia la secuencia principal o alejándose de ella.

En la década de 1980, las estrellas WR fueron aceptadas como descendientes de estrellas OB masivas, aunque aún se desconocía su estado evolutivo exacto en relación con la secuencia principal y otras estrellas masivas evolucionadas. Las teorías de que la preponderancia de estrellas WR en binarias masivas y su falta de hidrógeno podría deberse a la extracción gravitacional se habían ignorado o abandonado en gran medida. Las estrellas WR se estaban proponiendo como posibles progenitores 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.

A principios del siglo XXI, las estrellas WR fueron ampliamente aceptadas como estrellas masivas que habían agotado su núcleo de hidrógeno, abandonaron la secuencia principal y expulsaron la mayor parte de sus atmósferas, dejando atrás un pequeño núcleo caliente de helio y productos de fusión más pesados.

Modelos actuales

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

La mayoría de las estrellas WR, la población clásica del tipo I, se entiende ahora como una etapa natural en la evolución de las estrellas más masivas (sin contar las estrellas centrales de la nebulosa planetaria 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. Solo se espera que las supergigantes rojas de menor masa exploten como una 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 están en la etapa hipergigante amarilla o LBV, pero muchas se convierten en estrellas Wolf-Rayet. 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.

Las estrellas masivas de la secuencia principal crean un núcleo muy caliente que fusiona hidrógeno muy rápidamente a través del proceso CNO y da como resultado una fuerte convección en toda la estrella. Esto provoca que el helio se mezcle con la superficie, un proceso que se mejora mediante la rotación, posiblemente mediante la rotación diferencial en la que el núcleo se hace girar 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 de CNO. La mejora 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 la línea 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 están quemando hidrógeno en el núcleo y han perdido poco de su masa inicial. Estos eventualmente se expandirán 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 violentamente en lugar de desaparecer en una enana blanca. Por lo tanto, cada estrella con una masa inicial de más de aproximadamente 9 veces la del Sol inevitablemente resultaría en una explosión de supernova, muchas de ellas de la etapa WR.

La simple progresión de las estrellas WR de temperaturas bajas a altas, que finalmente dan como resultado estrellas de tipo WO, no está respaldada por la observación. Las estrellas de tipo WO son extremadamente raras y todos los ejemplos conocidos son más luminosos y más masivos que las estrellas WC relativamente comunes. Las teorías alternativas sugieren que las estrellas de tipo WO solo se forman a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal y / o que forman una etapa final extremadamente breve de solo unos pocos miles de años antes de explotar, con la fase WC correspondiente a la fase de combustión del núcleo de helio y la fase WO hasta las etapas posteriores de combustión nuclear. Aún no está claro si el espectro de WO es puramente el resultado de los efectos de ionización a temperaturas muy altas, refleja una diferencia real de abundancia química o si ambos efectos ocurren en diversos grados.

Llave:

• O: estrella de secuencia principal tipo O
• De: tipo O evolucionado que muestra emisión de N y He
• BSG: supergigante azul
• RSG: supergigante roja
• YHG: hipergigante amarillo
• LBV: variable azul luminosa
• WNh: WN más líneas de hidrógeno
• WNL: estrella Wolf-Rayet de clase WN "tardía" (sobre WN6 a WN11)
• WNE: estrella Wolf-Rayet de clase WN "temprana" (sobre WN2 a WN6)
• WN / WC: Estrella de Wolf-Rayet de transición (transición de WN a WC) (puede ser WN # / WCE o WC # / WN)
• WC: Estrella Wolf-Rayet de clase WC
• WO: estrella Wolf-Rayet de clase WO

Las estrellas Wolf-Rayet se forman a partir de estrellas masivas, aunque las estrellas de población evolucionada I han perdido la mitad o más de su masa inicial 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. Las estrellas de gran masa son muy raras, tanto porque se forman con menos frecuencia como porque tienen una vida corta. Esto significa que las propias estrellas Wolf-Rayet son extremadamente raras porque solo se forman a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal y porque son una fase relativamente breve en la vida de esas estrellas. Esto también explica por qué las supernovas de tipo Ibc son menos comunes que las de tipo II, ya que son el resultado de estrellas de mayor masa.

Las estrellas WNh, espectroscópicamente similares pero en realidad una estrella mucho menos evolucionada que apenas ha comenzado a expulsar su atmósfera, son una excepción y aún retienen gran parte de su masa inicial. Las estrellas más masivas actualmente conocidas 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 solo unos pocos miles de años después de su formación, posiblemente antes de que se vuelvan visibles a través de los alrededores. 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.

Las dificultades de 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.

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

Las estrellas WR son muy luminosas debido a sus altas temperaturas, pero no visualmente brillantes, especialmente los ejemplos más calientes que se espera que constituyan 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 restricciones a las propiedades de esos progenitores. Una posible estrella progenitora que ha desaparecido en la ubicación de la supernova iPTF13bvn puede ser una sola estrella WR, aunque otros análisis favorecen un sistema binario menos masivo con una estrella desnuda o un gigante de helio. El único otro progenitor de supernova WR posible es para SN 2017ein , y nuevamente es incierto si el progenitor es una sola estrella WR masiva o un sistema binario.

Ejemplos de

Con mucho, 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 un 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 "Gema Espectral de los Cielos del Sur". 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 de WC. La "ex" estrella WR WR 79a ( HR 6272 ) es más brillante que la magnitud 6, pero ahora se considera una supergigante O8 peculiar con una fuerte emisión. El siguiente más brillante en magnitud 6.4 es WR 22 , un binario masivo con un primario WN7h.

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 generalmente se encuentra solo en el centro de los cúmulos de estrellas más densos. Ocasionalmente, una estrella WNh fuera de control, como VFTS 682, se encuentra fuera de dichos cúmulos, probablemente expulsada de un sistema múltiple o por interacción con otras estrellas.

Un ejemplo de un sistema de estrellas triples 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 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 estar tan caliente como 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.

HD 184738 , también conocido como Campbell's Star. En realidad, se trata de una nebulosa planetaria y la estrella central es una vieja estrella de baja masa a diferencia de la clase principal de estrellas masivas Wolf-Rayet.

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

Ver también

• Markarian 50

Referencias

Otras lecturas

• Tuthill, Peter G .; Monnier, John D .; Danchi, William C .; Turner, Nils H. (2003). "Imágenes de infrarrojos cercanos de alta resolución de los entornos WCd (+ OB): molinetes". Actas del 212º Simposio de la Unión Internacional de Astronomía . 212 . pag. 121. Código bibliográfico : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD; Tuthill, PG; Danchi, WC (1999). "Nebulosa del molinete alrededor de WR 98 [CLC] a [/ CLC]". El diario astrofísico . 525 (2): L97 – L100. arXiv : astro-ph / 9909282 . Código Bibliográfico : 1999ApJ ... 525L..97M . doi : 10.1086 / 312352 . PMID  10525463 . S2CID  2811347 .
• Dougherty, SM; Beasley, AJ; Claussen, MJ; Zauderer, BA; Bolingbroke, Nueva Jersey (2005). "Observaciones de radio de alta resolución del WR 140 binario de viento en colisión". El diario astrofísico . 623 (1): 447–459. arXiv : astro-ph / 0501391 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 623..447D . doi : 10.1086 / 428494 . S2CID  17035675 .

enlaces externos

• El retorcido cuento de Wolf – Rayet 104
• Página de Perry Berlind sobre clasificaciones espectrales Wolf-Rayet
• Catálogo en línea de estrellas galácticas Wolf-Rayet
• Las grandes estrellas no mueren solas (NASA)
• Hubble observa desagradable 1