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estrella 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...

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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 conjunto heterogéneo y poco común de estrellas con espectros inusuales que muestran prominentes líneas de emisión anchas de helio ionizado y nitrógeno o carbono altamente ionizados . Los espectros indican un enriquecimiento superficial muy alto de elementos pesados , un 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 denominaba 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 por completo su hidrógeno exterior y están fusionando helio u otros 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 debido a una fuerte mezcla y a la pérdida de masa impulsada por la radiación. Un grupo aparte de estrellas con espectros WR son las estrellas centrales de las nebulosas planetarias (CSPNe), estrellas de la rama gigante post-asintótica que eran similares al Sol mientras estaban en la secuencia principal , pero que 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 muy luminosos debido a sus altas temperaturas: miles de veces la luminosidad bolométrica del Sol ( L ☉ ) para las CSPNe, cientos de miles de L ☉ para las estrellas WR de población I, hasta más de un millón de L ☉ para las estrellas WNh, aunque no son excepcionalmente brillantes visualmente ya que la mayor parte de su emisión de radiación está en el ultravioleta .   

Los sistemas estelares visibles a simple vista γ  Velorum y θ  Muscae contienen estrellas Wolf-Rayet, y dos de las estrellas más masivas conocidas , BAT99-98 y R136a1 en 30  Doradus , también son estrellas 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 impactada por los vientos WR calientes y rápidos para formar una nebulosa de burbujas 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, por lo demás, era 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 luz en 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 permaneció como un misterio durante varias décadas. E. C.  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 al de la serie de Balmer cuando se sustituían los números cuánticos por números semienteros. Posteriormente se demostró que estas líneas resultaban de la presencia de helio , elemento químico descubierto en 1868. [ 3 ] (Las energías de transición para un electrón que cae al estado n=4 alrededor de un núcleo con carga +2 son bastante cercanas a las de un electrón que cae al estado n=2 alrededor de un núcleo con carga +1, pero con líneas adicionales para electrones que caen desde estados con valores impares de n, cuyas energías corresponden a transiciones desde un estado n/2 ficticio en hidrógeno. [ 4 ] ) Pickering observó similitudes entre los espectros de 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 . [ 5 ]

Para 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 300–2400  km/s a lo largo de la línea de visión. La conclusión fue que una estrella Wolf-Rayet expulsa continuamente 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 . [ 6 ] 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. [ 7 ]

Además del helio, Carlyle Smith Beals identificó líneas de emisión de carbono, oxígeno y nitrógeno en los espectros de las estrellas Wolf-Rayet. [ 8 ] [ 9 ] 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 de carbono-oxígeno, respectivamente. [ 10 ]

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. [ 11 ] Estrellas similares no asociadas con nebulosas planetarias fueron descritas poco después y se adoptó la clasificación WO para ellas. [ 12 ] [ 13 ] Las estrellas OVI fueron posteriormente clasificadas como estrellas [WO], consistentes con las  estrellas WR de población I. [ 14 ]

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 evolutiva diferente a la de 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 desde la etapa WN5. [ 15 ]

Clasificación

Espectro WR 137
Espectro de WR 137 , una estrella WC7 [ 16 ] y una de las tres estrellas WR originales (eje horizontal: longitud de onda en Å - el pico en 5694 está mal etiquetado y debería ser C III , una línea clave para clasificar las estrellas WC).

Las estrellas Wolf-Rayet fueron nombradas en base a las fuertes líneas de emisión anchas en sus espectros, identificadas con helio , nitrógeno , carbono , silicio y oxígeno , pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. Inicialmente simplemente denominadas clase W o estrellas tipo W, [ 17 ] [ 18 ] la clasificación se dividió luego 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. [ 19 ] Las dos clases WN y WC se dividieron más 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 frecuentemente tienen un ala de absorción ancha ( 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. [ 7 ] Los espectros WC y WO se distinguen formalmente en función de la presencia o ausencia de emisión de C III . [ 20 ] Los espectros WC también generalmente carecen de las líneas O VI que son fuertes en los espectros WO. [ 21 ] 

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 las líneas N V a 460,3  nm, 461,9  nm y 493,3–494,4  nm. [ 22 ] 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. [ 23 ]

El tipo WN1 se propuso para estrellas sin líneas N IV ni N V , para acomodar a Brey 1 y Brey 66, que parecían ser intermedias entre WN2 y WN2.5. [ 24 ] Posteriormente se cuantificaron las intensidades y anchuras relativas de las líneas para cada subclase WN, 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 lo tanto, de la subclase espectral. La necesidad de WN1 desapareció y tanto Brey 1 como Brey 66 ahora se clasifican como WN3b. Las clases WN2.5 y WN4.5, algo oscuras, se eliminaron. [ 25 ]  

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. [ 20 ] La secuencia se extendió para incluir WC10 y WC11, y los criterios de subclase se cuantificaron basándose principalmente en las intensidades relativas de las líneas de carbono para depender de los factores de ionización incluso si había variaciones de abundancia entre el carbono y el oxígeno. [ 21 ]

Para las estrellas de tipo WO, las líneas principales utilizadas son C IV a 580,1  nm, O IV a 340,0  nm, la mezcla de O V (y O III ) 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. [ 26 ] Un esquema posterior, diseñado para lograr coherencia entre las estrellas WR clásicas y las CSPNe, volvió a la secuencia WO1 a WO4 y ajustó las divisiones. [ 21 ]

Los estudios modernos detallados de las estrellas Wolf-Rayet pueden identificar características espectrales adicionales, indicadas por sufijos a la clasificación espectral principal: [ 25 ]

  • 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). [ 27 ]

La clasificación de los espectros de Wolf-Rayet se complica por la frecuente asociación de las estrellas con nebulosidad densa, 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. [ 25 ]

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 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 frecuentemente incluyen líneas de hidrógeno. [ 20 ] [ 28 ]

Los tipos espectrales de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se califican rodeándolos con corchetes (por ejemplo, [WC4]). [ 20 ] [ 29 ] Casi todas pertenecen a la secuencia WC, y las estrellas [WO] conocidas representan la extensión caliente de la secuencia de carbono. También hay un pequeño número de tipos [WN] y [WC/WN], descubiertos recientemente. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] Su mecanismo de formación aún no está claro. Las temperaturas de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias tienden a los extremos en comparación con  las estrellas WR de población I, por lo que [WC2] y [WC3] son ​​comunes y la secuencia se ha extendido hasta [WC12]. Los tipos [WC11] y [WC12] tienen espectros distintivos con líneas de emisión estrechas y sin líneas de He II y C IV . [ 34 ] [ 29 ]

Nova GK Persei
GK Persei (Nova Persei 1901), que mostró características de Wolf-Rayet en su espectro [ 6 ]

Ciertas supernovas observadas antes de su brillo máximo muestran espectros WR. [ 35 ] 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 WR duran solo unas horas, las características de alta ionización se desvanecen al máximo para dejar solo una débil emisión de hidrógeno neutro 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). [ 36 ] De manera similar, las novas clásicas desarrollan espectros que consisten en bandas de emisión anchas similares a las de una estrella Wolf-Rayet. Esto es causado por el mismo mecanismo físico: rápida expansión de gases densos alrededor de una fuente central extremadamente caliente. [ 7 ]

Estrellas de Slash

La distinción entre las estrellas Wolf-Rayet y 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 existen 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. [ 37 ]

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

  • f para la emisión de N iii y He ii
  • f * para la emisión de N y He, siendo N iv más fuerte que N iii
  • f + para emisión en Si iv además de N y He
  • Los paréntesis indican líneas de absorción de He ii en lugar de emisión, por ejemplo (f).
  • Los paréntesis dobles indican una fuerte absorción de He ii y una emisión de N iii diluida, por ejemplo ((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 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. [ 38 ] Los criterios para distinguir las estrellas OIf * , OIf * /WN y WN se han refinado para lograr consistencia. Las clasificaciones de estrellas con barra se utilizan cuando la línea H β tiene un perfil P Cygni; esta es una línea de absorción en supergigantes O y una línea de emisión en estrellas WN. Se dan criterios para los siguientes tipos espectrales de estrellas slash, 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: [ 37 ]

Otro conjunto de tipos espectrales de estrellas con barra diagonal se utiliza para las estrellas Ofpe/WN. Estas estrellas tienen espectros de 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. [ 39 ] La notación con barra diagonal para estas estrellas fue controvertida y una alternativa fue extender la secuencia de nitrógeno WR a WN10 y WN11 [ 40 ] Otros autores prefirieron usar la notación WNha, por ejemplo WN9ha para WR 108 . [ 41 ] Una recomendación reciente es usar 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. [ 37 ] Sin embargo, la notación con barra diagonal Ofpe/WN, así como las clasificaciones WN10 y WN11, siguen siendo ampliamente utilizadas. [ 42 ]

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, además de características de absorción de alta excitación. Se ha sugerido que estas podrían ser un eslabón perdido que conduzca a las estrellas WN clásicas o el resultado del desprendimiento por mareas de una compañera de baja masa. [ 43 ]

Nomenclatura

La nebulosa de Carina orbita la estrella Wolf-Rayet WR 22.
WR 22 en la Nebulosa de 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 estrellas y otras fueron denominadas 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 Wolf-Rayet galácticas. [ 44 ] Los tres primeros catálogos no eran específicamente listas de estrellas Wolf-Rayet y solo utilizaban la nomenclatura existente. [ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]

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, en honor al autor del cuarto catálogo, además de una secuencia adicional de números con el prefijo LS para los nuevos descubrimientos. [ 22 ] Ninguno de estos sistemas de numeración se utiliza actualmente.

Catálogos modernos de WR

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 mismo nombre. También introdujo los números WR, ampliamente utilizados desde entonces para las estrellas WR galácticas. Estos son, de nuevo, una secuencia numérica del WR 1 al WR 158 en orden de ascensión recta. [ 48 ]

Compilado en 2001, el séptimo catálogo y su anexo utilizaron el mismo esquema de numeración e insertaron nuevas estrellas en la secuencia usando sufijos de letras minúsculas, por ejemplo WR 102ka para una de las numerosas estrellas WR descubiertas en el centro galáctico. [ 20 ] [ 49 ] Los estudios de identificación modernos de alto volumen utilizan sus propios esquemas de numeración para la gran cantidad de nuevos descubrimientos. [ 50 ] Se agregó un anexo de 2006 al séptimo catálogo.

En 2011, se creó un catálogo en línea de estrellas Wolf-Rayet galácticas, alojado por la Universidad de Sheffield . A febrero de 2025, incluye 709 estrellas. [ 51 ]

Otros sistemas 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 de "The Fourth Catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud" [ 52 ] 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 . [ 53 ] 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. [ 43 ] [ 54 ] Muchas de estas estrellas se conocen a menudo por sus números RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud), frecuentemente abreviados como solo R, por ejemplo R136a1 .

En la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) se utilizan números WR, generalmente denominados números AB, por ejemplo AB7 . [ 55 ] Solo se conocen doce estrellas WR en la SMC, un número muy bajo que se cree que se debe a la baja metalicidad de esa galaxia. [ 56 ] [ 57 ] [ 58 ]

En 2012, un grupo de trabajo de la IAU amplió el sistema de numeración del Catálogo de estrellas Wolf-Rayet Galácticas para que a los descubrimientos adicionales se les asigne 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 habían sido nombrados bajo la nomenclatura anterior; por lo tanto, WR 42e ahora se numera como WR 42-1. [ 59 ]

Propiedades

Las estrellas Wolf-Rayet son una etapa normal en la evolución de estrellas muy masivas, en la que son visibles líneas de emisión fuertes y anchas 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 estrellas Wolf-Rayet en nuestra propia Vía Láctea . [ 20 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] 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 . [ 60 ] Se espera que haya menos de 1000 estrellas WR en el resto de las galaxias del Grupo Local , con alrededor de 166 conocidas en las Nubes de Magallanes , [ 43 ] 206 en la Galaxia del Triángulo , [ 61 ] y 154 en la Galaxia de Andrómeda . [ 62 ]

Fuera del grupo local, los estudios de galaxias completas han encontrado miles de estrellas WR y candidatas más. Por ejemplo, en el Grupo M101 , se han detectado más de mil estrellas WR potenciales, de magnitud 21 a 25, [ 63 ] y los astrónomos esperan catalogar eventualmente más de diez mil. [ 64 ] Se espera que estas estrellas sean particularmente comunes en las galaxias Wolf-Rayet que llevan su nombre y en galaxias con brotes de formación estelar . [ 65 ]

Sus líneas de emisión características se forman en la extensa y densa región de viento de alta velocidad que envuelve la fotosfera estelar muy caliente , la cual produce una avalancha de radiación UV que causa fluorescencia en la región del viento que forma las líneas. [ 16 ] Este proceso de eyección expone sucesivamente, primero los productos ricos en nitrógeno de la combustión de 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). [ 13 ]

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 desde la época de WN5h en las Nubes de Magallanes. El nitrógeno que se observa 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 convectiva mientras aún se encuentran en la fase de combustión de hidrógeno del núcleo, en lugar de después de que la envoltura exterior se pierde durante la fusión de helio del núcleo. [ 15 ]

Algunas estrellas Wolf-Rayet de la secuencia de carbono ("WC"), especialmente las pertenecientes a los tipos más recientes, se distinguen por su producción de polvo . Por lo general, esto ocurre en aquellas que pertenecen a sistemas binarios como producto de la colisión de los vientos estelares que forman el par, [ 20 ] como es el caso del famoso sistema binario WR 104 ; sin embargo, este proceso también ocurre en estrellas individuales. [ 16 ]

Unas pocas —aproximadamente el 10%— de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias , a pesar de sus masas mucho menores —típicamente ~0,6 M☉— también son observacionalmente del tipo WR; es decir, muestran espectros de líneas de emisión con líneas anchas de helio, carbono y oxígeno. Denotadas [WR], son objetos mucho más antiguos descendientes 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 constituyen la mayor parte de la clase WR. [ 69 ] Estas ahora generalmente se excluyen de la clase denominada estrellas Wolf-Rayet, o se las denomina estrellas de tipo Wolf-Rayet. [ 28 ]

Metalicidad

El número y las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet varían según la composición química de sus estrellas progenitoras. Un factor determinante de esta diferencia es la tasa de pérdida de masa a distintos niveles de metalicidad. Una mayor metalicidad conlleva una mayor pérdida de masa, lo que afecta la evolución de las estrellas masivas y también las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet. Una mayor pérdida de masa provoca que las estrellas pierdan sus capas exteriores antes de que se desarrolle y colapse un núcleo de hierro, de modo que las supergigantes rojas más masivas evolucionan hacia temperaturas más elevadas antes de explotar como supernovas, y las estrellas más masivas nunca se convierten en supergigantes rojas. En la etapa Wolf-Rayet, una mayor pérdida de masa conlleva un agotamiento más intenso de las capas fuera del núcleo convectivo, menores abundancias superficiales de hidrógeno y una eliminación más rápida del helio para producir un espectro 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 observan fuertes variaciones de metalicidad en 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 observa que la Pequeña Nube de Magallanes 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 estrellas WR y más tipos WN que WC. Las estrellas Wolf-Rayet de la Gran Nube de Magallanes, y especialmente de la Pequeña Nube de Magallanes, tienen una emisión más débil y una tendencia a fracciones de hidrógeno atmosférico más altas. Las estrellas WR de la SMC muestran casi universalmente algunas líneas de hidrógeno e incluso de absorción incluso en los tipos espectrales más tempranos, debido a que los vientos más débiles no enmascaran completamente la fotosfera. [ 70 ]

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 Gran Nube de Magallanes ( GML ) y más de 50 M☉ en la Pequeña Nube de Magallanes ( SMC). Las etapas más evolucionadas de WNE y WC solo se alcanzan en estrellas con una masa inicial superior a 25 M☉ con metalicidad cercana a la solar, y superior a 60 M☉ en la GML. No se espera que la evolución normal de una sola estrella produzca estrellas WNE o WC con metalicidad de la SMC. [ 71 ]     

Rotación

El Hubble detecta un enorme disco de gas alrededor de una estrella masiva única.
Ilustración artística de un disco de gas alrededor del masivo asteroide WR 122, rico en hidrógeno.

La pérdida de masa está influenciada por la velocidad de rotación de una estrella, especialmente a baja metalicidad. Una rotación rápida contribuye a la mezcla de los productos de fusión del núcleo con el resto de la estrella, aumentando la abundancia superficial de elementos pesados ​​e impulsando la pérdida de masa. La rotación rápida hace que las estrellas permanezcan en la secuencia principal durante más tiempo que las estrellas de rotación lenta, evolucionen más rápidamente alejándose de la fase de supergigante roja, o incluso evolucionen directamente de la secuencia principal a temperaturas más altas en el caso de masas muy elevadas, alta metalicidad o rotación muy rápida.

La pérdida de masa estelar produce una pérdida de momento angular, lo que frena rápidamente la rotación de las estrellas masivas. Las estrellas muy masivas con metalicidad cercana a la solar deberían detenerse casi por completo mientras se encuentran en la secuencia principal, mientras que con metalicidad similar a la de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) pueden seguir rotando rápidamente incluso con las masas más altas observadas. La rápida rotación de las estrellas masivas podría explicar las propiedades y el número inesperados de estrellas WR de la SMC, por ejemplo, sus temperaturas y luminosidades relativamente altas. [ 70 ]

Binarios

Las estrellas masivas en sistemas binarios pueden convertirse en estrellas Wolf-Rayet debido al despojo de materia por parte de una compañera, en lugar de una pérdida de masa inherente debida 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 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 Pequeña Nube de Magallanes 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%, en línea con los cálculos teóricos. [ 72 ]

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 a la estrella, no solo a la nebulosidad de fondo normal asociada a cualquier región de formación estelar masiva, ni a una nebulosa planetaria formada por una estrella post- AGB . La nebulosidad presenta diversas formas y su clasificación ha sido difícil. Muchas fueron catalogadas originalmente como nebulosas planetarias y, en ocasiones, solo un estudio cuidadoso en 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. [ 71 ] [ 73 ]

Galaxias Wolf-Rayet

Una galaxia Wolf-Rayet es un tipo de galaxia con brote estelar donde existe un número suficiente de estrellas WR como para que sus espectros de líneas de emisión característicos se hagan visibles en el espectro general de la galaxia. [ 74 ] Específicamente, una característica de emisión amplia debida a las líneas espectrales  de He ii de 468,6 nm y cercanas es la característica definitoria de una galaxia Wolf-Rayet. La vida relativamente corta de las estrellas WR significa que los brotes estelares en dichas galaxias deben haber ocurrido en los últimos millones de años y deben haber durado menos de un millón de años, de lo contrario la emisión de WR quedaría enmascarada por un gran número de otras estrellas luminosas. [ 75 ]

Evolución

Las teorías sobre cómo se forman, desarrollan y mueren las estrellas WR han tardado en surgir en comparación con la explicación de la evolución estelar menos extrema . Son raras, distantes y a menudo están ocultas, e incluso en el siglo XXI muchos aspectos de su vida siguen sin estar claros.

Historia

Aunque las estrellas Wolf-Rayet se han identificado claramente como una clase de estrellas inusual y distintiva desde el siglo XIX, [ 76 ] 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. [ 77 ]

Hacia 1960, la distinción entre las CSPNe y las estrellas WR clásicas, masivas y luminosas, era más clara. Los estudios mostraron 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. [ 78 ] [ 79 ] Se reconocieron las inusuales abundancias de nitrógeno, carbono y oxígeno, así como la falta de hidrógeno, pero las razones seguían siendo oscuras. [ 80 ] Se reconoció que las estrellas WR eran muy jóvenes y muy raras, pero aún se debatía si evolucionaban hacia la secuencia principal o se alejaban de ella. [ 81 ] [ 82 ]

En la década de 1980, las estrellas WR eran 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. [ 83 ] Las teorías que sugerían que la preponderancia de estrellas WR en binarias masivas y su falta de hidrógeno podría deberse al despojo gravitacional habían sido en gran medida ignoradas o abandonadas. [ 84 ] Se proponía que las estrellas WR fueran posibles progenitoras de supernovas, y en particular de las supernovas de tipo Ib recientemente descubiertas  , que carecían de hidrógeno pero aparentemente estaban asociadas con estrellas masivas jóvenes. [ 83 ]

A principios del siglo XXI, las estrellas WR eran ampliamente aceptadas como estrellas masivas que habían agotado el hidrógeno de su núcleo, abandonado la secuencia principal y expulsado la mayor parte de sus atmósferas, dejando tras de sí un pequeño núcleo caliente de helio y productos de fusión más pesados. [ 85 ] [ 86 ]

Modelos actuales

Burbuja azul en Carina
WR 31a está rodeada por una burbuja azul creada por un potente viento estelar que impacta contra 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, del tipo clásico de población I, se entienden ahora 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 supergigante azul, o directamente desde las estrellas más masivas de la secuencia principal. Se espera que solo las supergigantes rojas de menor masa exploten como supernova en esa etapa, mientras que las supergigantes rojas más masivas vuelven a alcanzar 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. [ 87 ] Han perdido o consumido 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. [ 87 ]

Las estrellas masivas de la secuencia principal crean un núcleo muy caliente que fusiona hidrógeno muy rápidamente mediante el proceso CNO, lo que resulta en 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 mayor que la de la superficie. Estas estrellas también muestran un enriquecimiento de nitrógeno en la superficie a una edad muy temprana, causado por cambios en las proporciones de carbono y nitrógeno debido al ciclo CNO. El enriquecimiento 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 alta masa y luminosidad de las estrellas WNh, que todavía están quemando hidrógeno en el núcleo y han perdido poca de su masa inicial. Estas estrellas 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 terminen sus vidas de forma violenta en lugar de desvanecerse en una enana blanca. Por lo tanto, toda estrella con una masa inicial superior a unas 9 veces la del Sol resultaría inevitablemente en una explosión de supernova (con la excepción del colapso directo [ 88 ] ), muchas de ellas en la etapa WR. [ 28 ] [ 87 ] [ 89 ]

Una simple progresión de estrellas WR desde bajas a altas temperaturas, que finalmente resulta en 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 se forman únicamente a partir de las estrellas más masivas de la secuencia principal, [ 16 ] y/o que forman una etapa final extremadamente corta de apenas unos pocos miles de años antes de explotar, correspondiendo la fase WC 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 WO es puramente el resultado de efectos de ionización a temperaturas muy altas, refleja una diferencia real en la abundancia química, o si ambos efectos ocurren en diferentes grados. [ 87 ] [ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]

Llave:

Las estrellas Wolf-Rayet se forman a partir de estrellas masivas, aunque las estrellas de población I evolucionadas han perdido la mitad o más de sus masas iniciales para 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. [ 93 ] 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 corta en las vidas 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, ya que apenas han comenzado a expulsar su atmósfera, constituyen 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 dado que dichas estrellas muestran helio y nitrógeno en la superficie solo unos pocos miles de años después de su formación, posiblemente antes de que sean visibles a través de la nube de gas circundante. Una explicación alternativa es que estas estrellas son tan masivas que no pudieron formarse como estrellas normales de secuencia principal, siendo en cambio el resultado de fusiones de estrellas menos extremas. [ 94 ]

Las dificultades para modelar la cantidad y los tipos observados de estrellas Wolf-Rayet a través de la evolución de estrellas individuales han dado lugar a teorías que sugieren que se forman mediante interacciones binarias, las cuales podrían acelerar la pérdida de las capas exteriores de una estrella a través del intercambio de masa. WR 122 es un ejemplo potencial que posee un disco plano de gas que rodea a la estrella, de casi 2 billones de millas de ancho, y que podría tener una estrella compañera que despojó su envoltura exterior. [ 95 ]

Supernovas

Existe la sospecha generalizada de que muchos progenitores de supernovas de tipo Ib y tipo Ic son estrellas WR, aunque no se ha realizado ninguna 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 tanto de líneas de hidrógeno como de helio en sus espectros. Los progenitores esperados para tales supernovas son estrellas masivas que carecen de hidrógeno en sus capas exteriores, o bien carecen tanto de hidrógeno como de helio. Las estrellas WR son precisamente esos objetos. Todas las estrellas WR carecen de hidrógeno y, en algunas de ellas, sobre todo en 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 supernova 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. [ 96 ]

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 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. [ 91 ] Una posible estrella progenitora que ha desaparecido en la ubicación de la supernova iPTF13bvn puede ser una sola estrella WR, [ 97 ] aunque otros análisis favorecen un sistema binario menos masivo con una estrella despojada o un gigante de helio. [ 98 ] [ 99 ] El único otro posible progenitor de supernova WR es para SN 2017ein , y nuevamente es incierto si el progenitor es una sola estrella WR masiva o un sistema binario. [ 100 ]

En 2022, 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 es también la primera en la que se ha detectado el elemento neón . [ 101 ] [ 102 ]

Ejemplos

El ejemplo más visible de una estrella Wolf-Rayet es, sin duda, γ 2 Velorum (WR 11), una estrella brillante a simple vista para quienes se encuentran al sur de los 40 grados de latitud norte , aunque la mayor parte de su 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 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. Ambas son estrellas WC. La "ex" estrella WR 79a ( HR 6272 ) es más brillante que la magnitud 6, pero ahora se considera una peculiar supergigante O8 con fuerte emisión. La siguiente más brillante, con magnitud 6.4, es WR 22 , una binaria masiva con una primaria WN7h. [ 20 ]

La estrella más masiva y luminosa conocida hasta la fecha, R136a1 , es también una estrella Wolf-Rayet del tipo WNh que aún fusiona hidrógeno en su núcleo. Este tipo de estrella, que incluye muchas de las más luminosas y masivas , es muy joven y suele encontrarse únicamente en el centro de los cúmulos estelares más densos. Ocasionalmente, se encuentra una estrella WNh fugitiva, como VFTS 682 , fuera de dichos cúmulos, probablemente expulsada de un sistema múltiple o por interacción con otras estrellas.

Un ejemplo de sistema estelar triple que contiene una binaria Wolf-Rayet es Apep . Este sistema libera enormes cantidades de polvo de carbono impulsado por sus intensos vientos estelares. A medida que las dos estrellas orbitan una alrededor de la otra, el polvo se envuelve formando una brillante cola 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 , con 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.

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

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

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

Véase también

Referencias

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