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Estrella de Wolf-Rayet

Agosto 24, 2021

Este artículo o sección tiene referencias, pero necesita más para complementar su verificabilidad.
Este aviso fue puesto el 31 de mayo de 2019.

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares.

Estrella de Wolf-Rayet

Características y clasificación

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre 25 000 y 50 000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado que se presentan como halos brillantes —los cuales son relativamente escasos—. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: WN (si abunda el nitrógeno, que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo.

A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro.

La estrella más brillante de este tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR, cómo por ejemplo NGC 4214.

Descubrimiento

Fueron descubiertas por los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet, quienes identificaron en la constelación del Cisne tres estrellas peculiares con bandas de emisión brillantes y colores amarillos. Las estrellas WR se identifican mediante las iniciales WR y un número (por ejemplo WR 104).

Causas del comportamiento

En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. En los años 70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus envolturas ligeras de hidrógeno dejando al descubierto los núcleos ricos en helio. En la actualidad se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo, y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Es posible también que el hecho de que bastantes estrellas de tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles donde la otra estrella es también muy masiva —de tipo espectral O y B— pueda tener algo que ver en su génesis. Las tasas de pérdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10-5 o 10-6 masas solares por año. Muchas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas (que no deben confundirse con las nebulosas planetarias) formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado algo más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico.

Evolución

Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas las estrellas de tipo espectral O, en algunos casos tras pasar a través de la fase de Variable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno anterior y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar solo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía según los diversos modelos de evolución estelar utilizados, pero un artículo reciente establece, para el caso de estrellas sin rotación, unas 37 masas solares, y para las que rotan, 22 masas solares. Una estrella Wolf-Rayet empieza siendo de tipo espectral WN tardío (WN9). Dichas estrellas son bastante parecidas en luminosidad y temperatura a sus progenitoras. Al ir perdiendo masa, la estrella se va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes —en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro— mientras se va desplazando a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, WN6, WN5...), dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminución de tamaño, de modo que la luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, que en sus estadios finales de evolución son más brillantes que en los iniciales). Llega un momento en que la estrella se convierte en una Wolf-Rayet rica en carbono (WC) o en oxígeno (WO), que acaba por estallar como supernova o como un brote de rayos gamma.

Debido a que el tiempo de vida de las estrellas, incluso las más masivas y de muy corta vida, es muy superior a la de la vida humana, el estudio de su evolución es un tema de investigación muy activo que requiere el uso de modelos de ordenador y abundantes observaciones, por lo que hay numerosos estudios tratando de descifrarla; algunas ideas de la evolución de las estrellas de alta masa son las que siguen[1]​ (sin incluir las hipergigantes amarillas, que se consideran procedentes de las supergigantes rojas, así como que los efectos de la metalicidad que pueden cambiar lo descrito aquí):

Para estrellas de más de ~60 masas solares:

  • O → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtardía → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 40 y 60 masas solares:

  • O → VLA → WN(rica en hidrógeno) → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

  • O → SGA → SGR → SGA → WN(pobre en hidrógeno) → WCtemprana → SN

Para estrellas de menos de 25 masas solares:

  • O → SGA → SGR → SGA → SGR → SN

Ó bien:

  • O → SGA → SGR → SGAm → SN

Otros escenarios evolutivos sugeridos posteriormente son:

Para estrellas de más de ~75 masas solares:

  • O → WN(rica en hidrógeno) → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 40 y 75 masas solares:

  • O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → WC → SN Ic

Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:

  • O → VLA → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

Ó bien:

  • O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → SN Ib

El escenario propuesto más recientemente (en 2012) es:

Para estrellas de entre 8 y 15 masas solares:

  • OB → SGR → SNIIp

Para estrellas de entre 15 y 20 masas solares:

  • OB → SGR → SGA → SNIIl

Para estrellas de entre 20 y 45 masas solares:

  • O → SGR → WN(pobre en hidrógeno) → WC →SNIb/c

Para estrellas de entre 45 y 60 masas solares:

  • O → WNL(rica en hidrógeno) → VLA/WN(pobre en hidrógeno)?→ WO → SNIb/c

Para estrellas de más de 60 masas solares:

  • O → Of/WN(rica en hidrógeno) ↔VLA [→ WN(rica en hidrógeno)] →SNIIn

Véase también

Referencias

  1. Conti, 1996

Enlaces externos

  •   Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Estrella de Wolf-Rayet.
  • The Galactic WN stars: Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation (en inglés. Archivo PDF)
  • The Conti scenario for forming WR stars: past, present, and future (en inglés. Archivo PDF)
  • Physical Properties of Wolf-Rayet Stars
  • The Galactic WC stars: Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence

Imágenes de estrellas Wolf-Rayet comentadas (inglés):

  • HD56925 (WR5)
  • WR124

Más información sobre este tipo de estrellas (en inglés):

    •   Datos: Q6251
    •   Multimedia: Wolf-Rayet stars

    Agosto 24, 2021
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Este articulo o seccion tiene referencias pero necesita mas para complementar su verificabilidad Este aviso fue puesto el 31 de mayo de 2019 Las estrellas de Wolf Rayet o estrellas Wolf Rayet abreviadas frecuentemente como WR son estrellas masivas con mas de 20 30 masas solares calientes y evolucionadas que sufren grandes perdidas de masa debido a intensos vientos estelares Estrella de Wolf Rayet Indice 1 Caracteristicas y clasificacion 2 Descubrimiento 3 Causas del comportamiento 4 Evolucion 5 Vease tambien 6 Referencias 7 Enlaces externosCaracteristicas y clasificacion EditarEste tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre 25 000 y 50 000 K en algunos casos incluso mas elevadas luminosidades y son muy azules con su pico de emision situado en el ultravioleta Sus espectros muestran bandas de emision brillantes correspondientes a hidrogeno o helio ionizado que se presentan como halos brillantes los cuales son relativamente escasos La superficie estelar tambien presenta lineas de emision anchas de carbono nitrogeno y oxigeno Constituyen el tipo espectral W el cual se divide a su vez en tres tipos WN si abunda el nitrogeno que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO y WC y WO si abunda el carbono y si abunda el oxigeno respectivamente el segundo es mucho mas raro y en ambos casos la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa Las estrellas Wolf Rayet mas brillantes son del primer tipo A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser tambien una estrella masiva de tipo espectral O y B o bien en unos pocos casos un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro La estrella mas brillante de este tipo es Gamma 2 Velorum de magnitud aparente 1 9 y situada en la constelacion de Vela Las galaxias de Wolf Rayet son galaxias con un elevado numero de estrellas de tipo WR como por ejemplo NGC 4214 Descubrimiento EditarFueron descubiertas por los astronomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet quienes identificaron en la constelacion del Cisne tres estrellas peculiares con bandas de emision brillantes y colores amarillos Las estrellas WR se identifican mediante las iniciales WR y un numero por ejemplo WR 104 Causas del comportamiento EditarEn 1929 se determino que la anchura de las lineas de emision esta causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyeccion En los anos 70 se sugirio que las estrellas WR podian haber perdido sus envolturas ligeras de hidrogeno dejando al descubierto los nucleos ricos en helio En la actualidad se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado suficientes elementos pesados carbono y oxigeno en su nucleo y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energia producida en su interior Como consecuencia la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro mas calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composicion de la estrella en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusion de hidrogeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusion del helio en carbono y oxigeno Es posible tambien que el hecho de que bastantes estrellas de tipo Wolf Rayet pertenezcan a sistemas dobles donde la otra estrella es tambien muy masiva de tipo espectral O y B pueda tener algo que ver en su genesis Las tasas de perdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10 5 o 10 6 masas solares por ano Muchas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas que no deben confundirse con las nebulosas planetarias formadas presumiblemente a partir del material eyectado Se considera igualmente que las estrellas de Wolf Rayet son las precursoras de supernovas Estas estrellas son muy infrecuentes habiendose detectado algo mas de 200 estrellas WR en la Via Lactea muchas de ellas concentradas en la region del centro galactico Evolucion EditarLas estrellas Wolf Rayet proceden de las estrellas mas masivas y brillantes de todas las estrellas de tipo espectral O en algunos casos tras pasar a traves de la fase de Variable Luminosa Azul Dichas estrellas poseen vientos estelares tan potentes que conllevan una rapida perdida de masa hasta que se produce el fenomeno anterior y que acelera aun mas la perdida de masa de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar solo unas 8 masas solares La masa minima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf Rayet varia segun los diversos modelos de evolucion estelar utilizados pero un articulo reciente establece para el caso de estrellas sin rotacion unas 37 masas solares y para las que rotan 22 masas solares Una estrella Wolf Rayet empieza siendo de tipo espectral WN tardio WN9 Dichas estrellas son bastante parecidas en luminosidad y temperatura a sus progenitoras Al ir perdiendo masa la estrella se va empequeneciendo y aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas mas calientes en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro mientras se va desplazando a tipos espectrales mas tempranos WN8 WN7 WN6 WN5 dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminucion de tamano de modo que la luminosidad de la estrella disminuye a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol que en sus estadios finales de evolucion son mas brillantes que en los iniciales Llega un momento en que la estrella se convierte en una Wolf Rayet rica en carbono WC o en oxigeno WO que acaba por estallar como supernova o como un brote de rayos gamma Debido a que el tiempo de vida de las estrellas incluso las mas masivas y de muy corta vida es muy superior a la de la vida humana el estudio de su evolucion es un tema de investigacion muy activo que requiere el uso de modelos de ordenador y abundantes observaciones por lo que hay numerosos estudios tratando de descifrarla algunas ideas de la evolucion de las estrellas de alta masa son las que siguen 1 sin incluir las hipergigantes amarillas que se consideran procedentes de las supergigantes rojas asi como que los efectos de la metalicidad que pueden cambiar lo descrito aqui Para estrellas de mas de 60 masas solares O WN rica en hidrogeno WN pobre en hidrogeno WCtardia WCtemprana SNPara estrellas de entre 40 y 60 masas solares O VLA WN rica en hidrogeno WN pobre en hidrogeno WCtemprana SNPara estrellas de entre 25 y 40 masas solares O SGA SGR SGA WN pobre en hidrogeno WCtemprana SNPara estrellas de menos de 25 masas solares O SGA SGR SGA SGR SNo bien O SGA SGR SGAm SNOtros escenarios evolutivos sugeridos posteriormente son Para estrellas de mas de 75 masas solares O WN rica en hidrogeno VLA WN pobre en hidrogeno WC SN IcPara estrellas de entre 40 y 75 masas solares O VLA WN pobre en hidrogeno WC SN IcPara estrellas de entre 25 y 40 masas solares O VLA WN pobre en hidrogeno SN Ibo bien O SGR WN pobre en hidrogeno SN IbEl escenario propuesto mas recientemente en 2012 es Para estrellas de entre 8 y 15 masas solares OB SGR SNIIpPara estrellas de entre 15 y 20 masas solares OB SGR SGA SNIIlPara estrellas de entre 20 y 45 masas solares O SGR WN pobre en hidrogeno WC SNIb cPara estrellas de entre 45 y 60 masas solares O WNL rica en hidrogeno VLA WN pobre en hidrogeno WO SNIb cPara estrellas de mas de 60 masas solares O Of WN rica en hidrogeno VLA WN rica en hidrogeno SNIInVease tambien EditarCatalogo de estrellas de Wolf Rayet galacticas Clasificacion estelar Variable luminosa azul WR 124 y WR 136 ejemplos de estrellas de Wolf RayetReferencias Editar Conti 1996Enlaces externos Editar Wikimedia Commons alberga una categoria multimedia sobre Estrella de Wolf Rayet The Galactic WN stars Spectral analyses with line blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation en ingles Archivo PDF The Conti scenario for forming WR stars past present and future en ingles Archivo PDF Physical Properties of Wolf Rayet Stars The Galactic WC stars Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequenceImagenes de estrellas Wolf Rayet comentadas ingles HD56925 WR5 WR124Mas informacion sobre este tipo de estrellas en ingles 1 Datos Q6251 Multimedia Wolf Rayet starsObtenido de https es wikipedia org w index php title Estrella de Wolf Rayet amp oldid 137130474, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,

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