Estrella Wolf-Rayet

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Estrellas heterogéneas con espectro inusual

James Webb Space Telescope imagen de la estrella Wolf-Rayet WR 124 y la nebulosa M1–67 que la rodea. NIRCam y MIRI composite.

Las estrellas Wolf-Rayet, a menudo abreviadas como estrellas WR, son un raro conjunto heterogéneo de estrellas con espectros inusuales que muestran líneas de emisión anchas y prominentes de helio ionizado y nitrógeno altamente ionizado. o carbono. Los espectros indican un realce superficial muy alto de elementos pesados, agotamiento de hidrógeno y fuertes vientos estelares. Las temperaturas de la superficie 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 tipo W en referencia a su clasificación espectral.

Las estrellas Wolf-Rayet clásicas (o población I) son estrellas masivas evolucionadas que han perdido por completo su hidrógeno externo y están fusionando helio o elementos más pesados en el núcleo. Un subconjunto de la población de estrellas I WR muestra líneas de hidrógeno en sus espectros y se conocen como estrellas WNh; son estrellas jóvenes extremadamente masivas que aún fusionan hidrógeno en el núcleo, con helio y nitrógeno expuestos en la superficie por una fuerte mezcla y pérdida de masa provocada por la radiación. Un grupo separado de estrellas con espectros WR son las estrellas centrales de las nebulosas planetarias (CSPNe), estrellas de ramas gigantes post-asintóticas que eran similares al Sol mientras estaban en la secuencia principal, pero ahora han cesado la fusión y arrojado sus atmósferas para revelar un desnudo. 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 la población de estrellas I WR, a más de un millón L_☉ para las estrellas WNh: aunque no excepcionalmente brillante visualmente ya que la mayor parte de su emisión de radiación es ultravioleta.

Las estrellas visibles 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 observaciones

WR 136, una estrella WN6 donde el ambiente se derramó durante la fase de supergiant rojo ha sido impactado por los vientos WR calientes y rápidos para formar una nebulosa de burbuja visible

En 1867, utilizando el telescopio Foucault de 40 cm del Observatorio de París, los astrónomos Charles Wolf y Georges Rayet descubrió 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 mostraban amplias bandas de emisión en un espectro continuo. La mayoría de las estrellas solo muestran líneas o bandas de absorción en sus espectros, como resultado de que los elementos superpuestos absorben energía luminosa a frecuencias específicas, por lo que estos eran claramente objetos inusuales.

La naturaleza de las bandas de emisión en los espectros de una estrella Wolf-Rayet siguió siendo un misterio durante varias décadas. E.C. Pickering teorizó que las líneas fueron causadas por un estado inusual de hidrógeno, y se descubrió que esta "serie de Pickering" de líneas siguió un patrón similar a la serie de Balmer, cuando se sustituyeron los números cuánticos semienteros. Más tarde se demostró que estas líneas se debían a la presencia de helio, elemento químico recién 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 Doppler y, por lo tanto, el gas que rodea a estas estrellas debe 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 ni con ninguna nebulosidad visible.

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 un nuevo "O VI secuencia", o simplemente tipo OVI. Posteriormente se las 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 la 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 diferente de evolución de las estrellas WR libres de hidrógeno ha llevado a la introducción del término WNh para distinguir estas estrellas generalmente 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 desde WN5.

Clasificación

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

Las estrellas Wolf-Rayet fueron nombradas sobre la base de las líneas de emisión anchas y fuertes en sus espectros, identificadas con helio, nitrógeno, carbono, silicio y oxígeno, pero con líneas de hidrógeno generalmente débiles o ausentes. El primer sistema de clasificación los dividió en estrellas con líneas dominantes de nitrógeno ionizado (N III, N IV, y N V) y aquellos 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 se dividieron en secuencias de temperatura WN5–WN8 y WC6–WC8 en función de las fortalezas relativas del He II de 541,1 nm y 587,5 nm He I líneas. Las líneas de emisión Wolf-Rayet frecuentemente tienen un ala de absorción ensanchada (perfil P Cygni) que sugiere material circunestelar. También se ha separado una secuencia WO de la secuencia WC para estrellas aún más calientes donde la emisión de oxígeno ionizado domina la del carbono ionizado, aunque es probable que las proporciones reales de esos elementos en las estrellas sean comparables. Los espectros WC y WO se distinguen formalmente en función de la presencia o ausencia de emisión C III. Los espectros WC generalmente carecen 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 fortalezas relativas de 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. Estas líneas están bien separadas de las áreas de fuerte y variable emisión de He 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 se propuso para estrellas sin N IV ni N V líneas, para acomodar Brey 1 y Brey 66 que parecían ser intermedias entre WN2 y WN2.5. Posteriormente se cuantificaron las intensidades y los anchos de línea relativos para cada subclase de WN, y la relación entre los 541,1 nm He II y 587,5 nm, las líneas He I se introdujeron como 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 algo oscuras WN2.5 y WN4.5 se eliminaron.

Clasificación de espectros WN
Tipo espectral	Criterios originales	Criterios actualizados	Otras características
WN2	NV débiles o ausentes	NV y NIV ausente	Fuerte.II, no ÉlI
WN2.5	NV present, NIV ausente	Clase obsoleta
WN3	NIV ≪ NV, NIII débiles o ausentes	ÉlII/HeI # 10, HeII/CIV ■ 5	Perfiles Peculiar, impredecible NV fuerza
WN4	NIV ■ NV, NIII débiles o ausentes	4 ElII/HeI 10, NV/NIII ■ 2	CIV presentes
WN4.5	NIV ■ NV, NIII débiles o ausentes	Clase obsoleta
WN5	NIII ■ NIV ■ NV	1.25II/HeI 8, 0,5V/NIII 2	NIV o CIV ■ ÉlI
WN6	NIII ■ NIV, NV débil	1.25II/HeI 8, 0,2V/NIII 0,5	CIV Entendido.I
WN7	NIII ■ NIV	0,65II/HeI 1.25	Perfil P-Cyg débil ÉlI, ÉlII ■ NIII, CIV ■ ÉlI
WN8	NIII ≫ NIV	ÉlII/HeI 0,65	Perfil P-Cyg fuerte ÉlI, ÉlII ■ NIII, CIV débil
WN9	NIII ■ NII, NIV ausente	NIII ■ NII, NIV ausente	Perfil P-Cyg ÉlI
WN10	NIII ■ NII	NIII ■ NII	H Balmer, perfil P-Cyg ÉlI
WN11	NIII débil o ausente, NII presentes	NIII Entendido.II, NIII débil o ausente,	H Balmer, perfil P-Cyg ÉlI, FeIII presentes

La secuencia espectral WC se amplió para incluir WC4–WC11, aunque algunos artículos más antiguos también han utilizado WC1–WC3. Las líneas de emisión principales utilizadas para distinguir los subtipos de WC son C II 426,7 nm, C III a 569,6 nm, C III/IV 465,0 nm, C IV a 580,1–581,2 nm, y O V (y O III) se mezclan a 557,2–559,8 nm. La secuencia se amplió para incluir WC10 y WC11, y los criterios de las subclases se cuantificaron basándose principalmente en las fortalezas relativas de las líneas de carbono para depender de los factores de ionización incluso si hubiera variaciones de abundancia entre el carbono y el oxígeno.

Clasificación de espectros WC
Tipo espectral	Criterios originales	Criterios cuantitativos		Otras características
Tipo espectral	Criterios originales	Primaria	Secundaria	Otras características
WC4	CIV fuerte, CII débil, OV moderada	CIV/CIII √≥ 32	OV/CIII ■ 2.5	OVI débiles o ausentes
WC5	CIII ≪ CIV, CIII c) OV	12.5IV/CIII c) 32	0.4III/OV 3	OVI débiles o ausentes
WC6	CIII ≪ CIV, CIII ■ OV	4 CIV/CIII ▪ 12.5	1 CIII/OV c)	OVI débiles o ausentes
WC7	CIII CIV, CIII ≫ OV	1.25 CIV/CIII c)	CIII/OV ■ 1.25	OVI débiles o ausentes
WC8	CIII ■ CIV, CII ausente, OV débiles o ausentes	0,5 CIV/CIII 1.25	CIV/CII ■ 10	ÉlII/HeI ■ 1.25
WC9	CIII ■ CIV, CII presentes, OV débiles o ausentes	0,2° CIV/CIII 0,5	0,6° CIV/CII 10	0.15II/HeI 1.25
WC10		0,06IV/CIII ▪ 0,15	0,03IV/CII 0,6	ÉlII/HeI ▪ 0,15
WC11		CIV/CIII ▪ 0,06	CIV/CII ▪ 0,03	ÉlII ausente

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

Clasificación de espectros WO
Tipo espectral	Criterios originales	Criterios cuantitativos		Otras características
Tipo espectral	Criterios originales	Primaria	Secundaria	Otras características
WO1	OVII ≥ OV, OVIII presentes	OVI/OV Ø 12.5	OVI/CIV ■ 1.5	OVII ≥ OV
WO2	OVII c) OV, CIV c) OVI	4 0VI/OV ▪ 12.5	OVI/CIV ■ 1.5	OVII ≤ OV
WO3	OVII débil o ausente, CIV EntendidoVI	1.8VI/OV c)	0.1VI/CIV " 1.5	OVII ≪ OV
WO4	CIV ≫ OVI	0,5VI/OV ▪ 1.8	0,03VI/CIV 0.1	OVII ≪ OV

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 por ninguna emisión de hidrógeno;
w para líneas débiles;
s para líneas fuertes;
b para líneas fuertes amplias;
d para polvo (ocasionalmente vd, pd o ed para polvo variable, periódico o episódico).

La clasificación de los espectros de Wolf-Rayet se complica por la frecuente asociación de las estrellas con nebulosidades densas, nubes de polvo o compañeras binarias. Un sufijo de "+OB" se utiliza 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.

Las subclases espectrales de WR más calientes se describen como tempranas y las más frías como tardías, en consonancia con otros tipos espectrales. WNE y WCE se refieren a espectros de tipo temprano, mientras que WNL y WCL se refieren a espectros de tipo tardío, con la línea divisoria aproximadamente en la subclase seis o siete. No existe tal cosa como una estrella tardía tipo WO. Existe una fuerte tendencia a que las estrellas WNE sean pobres en hidrógeno, mientras que los espectros de las estrellas WNL suelen incluir líneas de hidrógeno.

Los tipos espectrales de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias se califican rodeándolas con corchetes (por ejemplo, [WC4]). Son casi todas de la secuencia WC con las estrellas conocidas [WO] que representan la extensión caliente de la secuencia de 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 ser extremas en comparación con la población de estrellas 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 He II y C IV líneas.

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

Cortar estrellas

La separación de las estrellas Wolf-Rayet de las estrellas de clase espectral O de una temperatura similar depende de la existencia de fuertes líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y oxígeno ionizados, pero hay varias estrellas con espectrales intermedios o confusos. características. 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 conocen como estrellas slash.

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

f para Niii y Élii emisiones
f^* para N y He emisiones con Niv más fuerte que Niii
f⁺ para la emisión en Siiv además de N y He
paréntesis indicando Élii líneas de absorción en lugar de emisiones, por ejemplo f)
doble paréntesis indicando fuerte Élii absorción y Niii emisiones diluidas, por ejemplo (f⁺)

Estos códigos también se pueden combinar 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 O de absorción pura hasta los tipos WR inequívocos, y no estaba claro si a algunas estrellas intermedias se les debería dar un tipo espectral como O8Iafpe o WN8-a. Se propuso la notación de barra para hacer frente a estas situaciones y se asignó a la estrella Sk−67°22 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 estrellas inclinadas 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:

Clasificación de estrellas slash
Tipo espectral	Estrella estándar	Criterios
O2If^*/WN5	Melnick 35	Niv ≫ Niii, Nv ≥ Niii
O2.5Si^*/WN6	WR 25	Niv ■ Niii, Nv Niii
O3.5^*/WN7	Melnick 51	Niv Niii, Nv ≪ Niii

Se está utilizando otro conjunto de tipos espectrales de estrellas de barra oblicua 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 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 el tiene un perfil P Cygni. Sin embargo, la notación de barra oblicua Ofpe/WN, así como las clasificaciones WN10 y WN11, siguen utilizándose ampliamente.

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 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 absorción de alta excitación. Se ha sugerido que estos podrían ser un eslabón perdido que conduce a las estrellas WN clásicas o el resultado de la eliminación de mareas por un compañero de baja masa.

Nomenclatura

WR 22 en la Nebula de Carina

Las tres primeras estrellas Wolf-Rayet que se identificaron, coincidentemente todas con compañeras calientes de clase O, ya se habían numerado en el catálogo HD. Estas estrellas y otras se denominaron estrellas Wolf-Rayet desde su descubrimiento inicial, pero no se crearon convenciones de nomenclatura específicas para ellas hasta 1962 en el "cuarto" catálogo de estrellas galácticas Wolf-Rayet. Los primeros tres catálogos no eran específicamente listas de estrellas Wolf-Rayet y solo usaban la nomenclatura existente. El cuarto catálogo numeró 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 Galácticas Wolf-Rayet fue el primero en llevar realmente 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 galácticas WR. Estos son nuevamente una secuencia numérica de WR 1 a WR 158 en orden de ascensión recta. El séptimo catálogo y su anexo usan el mismo esquema de numeración e insertan 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. Las encuestas modernas de identificación 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 galácticas Wolf-Rayet para que los descubrimientos adicionales reciban el número WR 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 estos ya han sido nombrados bajo la nomenclatura anterior; por lo tanto, WR 42e ahora se numera WR 42-1.

Las estrellas Wolf-Rayet en galaxias externas se numeran usando diferentes esquemas. En la Gran Nube de Magallanes, la nomenclatura más extendida y completa para las estrellas WR es de "El cuarto catálogo de estrellas Wolf-Rayet de población I 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 los extremadamente raros WO. clase. Muchas de estas estrellas a menudo se denominan por sus números RMC (Observatorio Radcliffe Nube de Magallanes), con frecuencia abreviados solo 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 las líneas de emisión fuertes y anchas de helio y nitrógeno (secuencia "WN"), carbono ("WC" 34; secuencia) y oxígeno (secuencia "WO") son visibles. Debido a sus fuertes líneas de emisión, pueden identificarse en galaxias cercanas. Alrededor de 500 Wolf-Rayets están catalogados en nuestra propia Vía Láctea. Este número ha cambiado drásticamente durante los últimos años como resultado de los estudios fotométricos y espectroscópicos en el infrarrojo cercano dedicados a descubrir este tipo de objetos en el plano galáctico. 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, 206 en M33 y 154 en M31. Fuera del grupo local, los sondeos de galaxias completas han encontrado miles de estrellas WR y candidatos 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 formación de estrellas y especialmente en las galaxias Wolf-Rayet.

Las líneas de emisión características se forman en la extensa y densa región de vientos de alta velocidad que envuelve la fotosfera estelar muy caliente, lo que produce una avalancha de radiación UV que provoca fluorescencia en la región de vientos de formación de líneas. Este proceso de eyección descubre en sucesión, primero los productos ricos en nitrógeno de la quema de hidrógeno del ciclo CNO (estrellas WN), y luego la capa rica en carbono debido a la quema de He (estrellas de tipo WC y WO).

Propiedades físicas de la población galáctica I WN estrellas
Spectral Tipo	Temperatura (K)	Radius ()`R`_☉)	Masa ()`M`_☉)	Luminosidad ()`L`_☉)	Absoluto magnitud	Ejemplo
WN2	141.	0.89	16	280.000	−2.6	WR 2
WN3	85.000	2.3	19	220.000	−3.2	WR 46
WN4	70.000	2.3	15	200.000	−3.8	WR 1
WN5	60.000	3.7	15	160.000	−4.4	WR 149
WN5h	50.000	20	200	5,000,000	8.0−	R136a1
WN6	56.000	5.7	18	160.000	−5.1	CD Crucis
WN6h	45.000	25	74	300.000	−7.5	NGC 3603-A1
WN7	50.000	6.0	21	350.000	5,7	WR 120
WN7h	45.000	23	52	2,000,000	−7.2	WR 22
WN8	45.000	6.6	11	160.000	4,5	WR 123
WN8h	40.000	22	39	1.300,000	−7.2	WR 124
WN9h	35.000	23	33	940.000	−7.1	WR 102ea

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 observa 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 convectivo 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 del núcleo de helio.

Propiedades físicas de la población galáctica I WO/C stars
Spectral Tipo	Temperatura (K)	Radius ()`R`_☉)	Masa ()`M`_☉)	Luminosidad ()`L`_☉)	Absoluto magnitud	Ejemplo
WO2	200.000	0.7	22	630.000	−1.7	WR 142
WC4	117.000	0.9	10	158.000	−3.28	WR 143
WC5	83.000	3.2	18	398.000	−4.87	Theta Muscae
WC6	78.000	3.6	18	501.	−4.75	WR 45
WC7	71.	4.0	17	398.000	−4.8	WR 86
WC8	60.000	6.3	18	398.000	5.32	Gamma Velorum
WC9	44.000	8.7	13	251.	5 a 57	WR 104

Algunas estrellas Wolf-Rayet de la secuencia del carbono ("WC"), especialmente las que pertenecen a los tipos más recientes, se destacan por su producción de polvo. Usualmente esto se produce en aquellas pertenecientes a sistemas binarios como producto del choque de los vientos estelares que forman el par, como es el caso de la famosa binaria WR 104; sin embargo, este proceso también ocurre en los individuales.

Unas pocas, aproximadamente el 10 %, de las estrellas centrales de las nebulosas planetarias, a pesar de sus masas mucho más bajas, por lo general ~0,6 M_☉, también son de observación del WR -tipo; es decir, muestran espectros de línea de emisión con líneas anchas de helio, carbono y oxígeno. Denotados [WR], son objetos mucho más antiguos que descienden de estrellas evolucionadas de baja masa y están estrechamente relacionados con las enanas blancas, en lugar de con las estrellas I muy jóvenes y de población muy masiva que comprenden la mayor parte de la clase WR. Estos ahora están generalmente excluidos de la clase denominada estrellas Wolf-Rayet, o denominadas estrellas de tipo Wolf-Rayet.

Metalicidad

El número y las propiedades de las estrellas Wolf-Rayet varían según la composición química de sus estrellas progenitoras. Un factor principal de esta diferencia es la tasa de pérdida de masa en diferentes niveles de metalicidad. Una mayor metalicidad conduce a una gran pérdida de masa, lo que afecta 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 evolucionen de nuevo a temperaturas más altas antes de explotar como supernova, y las estrellas más masivas nunca se convierten en supergigantes rojas. En la etapa de Wolf-Rayet, una mayor pérdida de masa conduce a un mayor agotamiento de las capas fuera del núcleo convectivo, una menor abundancia de hidrógeno en la superficie y una extracción más rápida de helio para producir un espectro WC.

Estas tendencias se pueden observar en las diversas galaxias del grupo local, donde la metalicidad varía desde niveles casi solares 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 Magallanes. Nube. Se observan fuertes variaciones de metalicidad en galaxias individuales, con M33 y la Vía Láctea mostrando metalicidades más altas más cerca del centro, y M31 mostrando una metalicidad más alta 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 una gran cantidad total de Las estrellas WR y las otras galaxias principales tienen algo menos estrellas WR y más WN que los tipos 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 primeros tipos espectrales, debido a que los vientos más débiles no enmascaran por completo la fotosfera.

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

Rotación

La ilustración del disco de gas del artista alrededor de WR 122 rico en hidrógeno

La pérdida de masa está influenciada por la velocidad de rotación de una estrella, especialmente con baja metalicidad. La rotación rápida contribuye a la mezcla de los productos de fusión del núcleo con el resto de la estrella, mejorando la abundancia de elementos pesados en la superficie y provocando la pérdida de masa. La rotación hace que las estrellas permanezcan en la secuencia principal más tiempo que las estrellas que no giran, 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 están en la secuencia principal, mientras que con una metalicidad SMC pueden continuar girando rápidamente incluso con las masas más altas observadas. La rápida rotación de las estrellas masivas puede explicar las propiedades y números inesperados de las 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 desprendimiento de una compañera 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 observadas en binarios, debería ser mayor en entornos de baja metalicidad. Los cálculos sugieren que la fracción binaria de estrellas WR observadas en el SMC debería llegar al 98%, aunque en realidad se observa que menos de la mitad tiene un compañero masivo. La fracción binaria en la Vía Láctea ronda el 20%, en línea con los cálculos teóricos.

Nebulosas

AB7 produce una de las nebulosas de excitación más altas en las Nubes Magallanes.

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

Galaxias Wolf-Rayet

Una galaxia Wolf-Rayet es un tipo de galaxia con estallido estelar donde existe una cantidad suficiente de estrellas WR para que sus espectros de líneas de emisión característicos se vuelvan visibles en el espectro general de la galaxia. Específicamente, una característica de emisión amplia debido a los 468.6 nm He ii y las líneas espectrales cercanas es la característica definitoria de una galaxia Wolf-Rayet. El tiempo de vida relativamente corto de las estrellas WR significa que los estallidos estelares en tales galaxias deben haber ocurrido en los últimos millones de años y deben haber durado menos de un millón de años o, de lo contrario, la emisión de WR se vería inundada por un gran número de otras estrellas luminosas.

Evolución

Las teorías sobre cómo se forman, desarrollan y mueren las estrellas WR se han formado lentamente 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 inusual y distintiva de estrellas 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.

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

En la década de 1980, las estrellas WR se aceptaban como descendientes de las 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 eliminación gravitacional se habían ignorado o abandonado en gran medida. Las estrellas WR se propusieron como posibles progenitores de supernovas, y en particular las supernovas de tipo Ib recién descubiertas, que carecen de hidrógeno pero aparentemente asociadas con estrellas masivas jóvenes.

A principios del siglo XXI, las estrellas WR se aceptaban en gran medida como estrellas masivas que habían agotado el hidrógeno de su núcleo, habían abandonado la secuencia principal y expulsado la mayor parte de sus atmósferas, dejando atrás un pequeño núcleo caliente de helio y productos de fusión más pesados..

Modelos actuales

WR 31a está rodeada de una burbuja azul creada por un poderoso viento estelar que impacta material expulsado durante etapas anteriores de la vida de la estrella (ESA/Hubble & NASA Reconocimiento: Judy Schmidt)

La mayoría de las estrellas WR, la población clásica que escribo, ahora se entienden como una etapa natural en la evolución de las estrellas más masivas (sin contar las estrellas centrales de nebulosas planetarias menos comunes), ya sea después de un período como una supergigante roja, después de un período como supergigante azul, o directamente de las estrellas más masivas de la secuencia principal. Se espera que solo 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 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 por un período muy breve al final de sus vidas.

Las estrellas masivas de 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 hace que el helio se mezcle con la superficie, un proceso que se ve reforzado por la rotación, posiblemente por una rotación diferencial en la que el núcleo gira hasta una rotación más rápida que la superficie. Estas estrellas también muestran un aumento de nitrógeno en la superficie a una edad muy temprana, causado por cambios en las proporciones de carbono y nitrógeno debido al ciclo CNO. La mejora de los elementos pesados en la atmósfera, así como los aumentos en 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 lo suficientemente calientes, que se convierte en un espectro WNh a medida que aumentan los vientos estelares. Esto explica la gran masa y luminosidad de las estrellas WNh, que todavía queman hidrógeno en el núcleo y han perdido poco de su masa inicial. 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 de forma violenta en lugar de desvanecerse y convertirse en una enana blanca. Por lo tanto, cada estrella con una masa inicial de más de 9 veces la del Sol inevitablemente daría como resultado una explosión de supernova (con la excepción del colapso directo), muchas de ellas desde la etapa WR.

La observación no respalda una progresión simple de estrellas WR de temperaturas bajas a altas, que finalmente dan como resultado estrellas de tipo WO. 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 de vida extremadamente corta de unos pocos miles de años antes de explotar, con la fase WC correspondiente a la fase de quema de helio del núcleo y la fase de WO a las etapas de quema nuclear más allá. Todavía no está claro si el espectro de WO es puramente el resultado de los efectos de ionización a temperaturas muy altas, refleja una diferencia de abundancia química real o si ambos efectos ocurren en diversos grados.

Evolución esquemática de las estrellas por masa inicial (en metalicidad solar)
Misa inicial`M`_☉)	Secuencia Evolutiva	Supernova Tipo
~250+		Ninguno
~140-~250	WNh-WNE-WO	Ic/Pair-instability
120–~140	WNh → WN → WC → WO	Ic
60 a 120	O → De → WNh ↔ LBV →[WNL]	IIn
45 a 60	O → WNh → LBV/WNE? → WO	Ib/c
20 a 45	O → RSG → WNE → WC	Ib
15 a 20	O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (ops azules)	II-L (o IIb)
8 a 15	B → RSG	II-P

Clave:

O: estrella de secuencia principal tipo O
De: evolución de tipo O mostrando N y Emisión de Él
BSG: supergiant azul
RSG: supergiant rojo
YHG: hipergiante amarillo
LBV: variable azul luminosa
WNh: WN más líneas de hidrógeno
WNL: "late" WN-class Wolf-Rayet star (about WN6 to WN11)
WNE: estrella de Wolf-Rayet de clase WN (sobre WN2 a WN6)
WN/WC: Transición (transición de WN a WC) Estrella Wolf-Rayet (puede ser WN#/WCE o WC#/WN)
WC: estrella Wolf-Rayet de clase WC
WO: WO-class Wolf-Rayet star

Las estrellas Wolf-Rayet se forman a partir de estrellas masivas, aunque la población evolucionada de estrellas I ha perdido la mitad o más de su masa inicial cuando muestran una apariencia WR. Por ejemplo, γ2 Velorum A actualmente tiene una masa de 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 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 de vida relativamente corta en la vida de esas estrellas. Esto también explica por qué las supernovas de tipo Ib/c son menos comunes que las de tipo II, ya que son el resultado de estrellas de mayor masa.

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

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 desnudó 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 tal progenitor.

Las supernovas de tipo Ib carecen de líneas de hidrógeno en sus espectros. Las supernovas de tipo Ic más comunes carecen de líneas de hidrógeno y helio en sus espectros. Los progenitores esperados para tales supernovas son estrellas masivas que respectivamente carecen de hidrógeno en sus capas exteriores, o carecen tanto de hidrógeno como de helio. Las estrellas WR son solo esos objetos. Todas las estrellas WR carecen de hidrógeno y en algunas estrellas WR, sobre todo en el grupo WO, el helio también está fuertemente 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 del tipo Ib o Ic. En algunos casos, es posible que el colapso directo del núcleo en un agujero negro no produzca una explosión visible.

Las estrellas WR son muy luminosas debido a sus altas temperaturas, pero no son visualmente brillantes, especialmente los ejemplos más calientes que se espera que formen la mayoría de los progenitores de supernovas. La teoría sugiere que los progenitores de las supernovas de tipo Ibc observados hasta la fecha no serían lo suficientemente brillantes como para ser detectados, aunque imponen restricciones a las propiedades de esos progenitores. 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 posible progenitor de supernova WR es para SN 2017ein, y nuevamente no está claro si el progenitor es una única estrella WR masiva o un sistema binario.

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

Ejemplos

Con mucho, el ejemplo más visible de una estrella Wolf-Rayet es γ2 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 O7. 5 compañero gigante. Debido a la naturaleza exótica de su espectro (líneas de emisión brillantes en lugar de líneas de absorción oscuras), se le conoce como la "joya espectral de los cielos 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. El "ex" La estrella WR WR 79a (HR 6272) es más brillante que la magnitud 6, pero ahora se considera una supergigante peculiar O8 con una fuerte emisión. El siguiente más brillante con una magnitud de 6,4 es WR 22, un binario masivo con un primario WN7h.

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

Un ejemplo de un sistema estelar triple que contiene un binario Wolf-Rayet es Apep. Libera enormes cantidades de polvo de carbono impulsadas 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 alcanzar los 210 000 K, seguida de WR 142, que ronda los 200 000 K. en temperatura 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 Estrella de Campbell. Esta es en realidad una nebulosa planetaria y la estrella central es una vieja estrella de baja masa a diferencia de la clase principal de estrellas masivas de Wolf-Rayet.

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

Nebulosa planetaria con estrellas centrales tipo WR
Nebulosa planetaria	Tipo estrella central
NGC 2452	[WO1]
NGC 2867	[WO2]
NGC 5189 (Spiral Planetary Nebula)	[WO1]
NGC 2371-2	[WO1]
NGC 5315	[WO4]
NGC 40	[WC8]
NGC 7026	[WO3]
NGC 1501	[WO4]
NGC 6751	[WO4]
NGC 6369 (Little Ghost Nebula)	[WO3]
MyCn18 (Hourglass Nebula)	[WC]–PG1159

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