Wolf-Rayet
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Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas, cálidas y evolucionadas casi al final de su ciclo. Poseen una intensa pérdida de material asociada a fuertes vientos estelares, tienen una duración corta, pero que crecen a una velocidad bastante grande. En su superficie estas estrellas llegan a alcanzar sin problema los 100. Estas estrellas emiten mucha radiación y alguna vez se combinan y forman un sistema binario.
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 mediantes las iniciales WR y un número (por ejemplo WR 134).
Características
Las estrellas Wolf Rayet son superluminosas, pero muy escasas. De cada 1000 estrellas, tal vez menos de 30 sean de tipo Wolf Rayet. Se conocen poco más de 300 estrellas Wolf Rayet, ninguna de ellas cerca del Sistema Solar pero casi todas en la Galaxia. Las estrellas Wolf Rayet son tan brillantes, que fácilmente se detectan en las otras galaxias del Cúmulo Local. Su gran luminosidad se debe a la altísima temperatura de su superficie, que puede llegar a 90,000 k o más. Ninguna estrella en la Secuencia Principal puede producir tanta energía, por lo que las estrellas Wolf Rayet son especiales.
Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de más de 25.000 - 50.000 K, 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. 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 dos tipos: WN (si abunda el nitrógeno) y WC (si abunda el carbono). 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 tipos espectrales O y B, o en unas pocas según se cree un objeto colapsado como una estrella de neutrones ó un agujero negro. La estrella más brillante de éste 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.
La masa promedio de las estrellas Wolf Rayet es de unas 10 masas solares, por lo que su temperatura parece ser excesiva para tan poca masa. El espectro de una Wolf Rayet –en efecto- es anómalo: presenta líneas de emisiones fuertes y ensanchadas que corresponden a Helio, Carbono, Oxígeno y Nitrógeno ionizado, pero una ausencia casi total de líneas de absorción. Lo sorprendente de las estrellas Wolf Rayet es su escasez de Hidrógeno. Se supone que todas las estrellas transforman Hidrógeno en Helio para producir energía, pero las estrellas Wolf Rayet tienen poco o nada de Hidrógeno.
Los modelos actuales de formación estelar y la evidencia encontrada demuestran que las estrellas se forman a partir de nubes moleculares –nebulosas- abundantes en Hidrógeno. ¿Cómo es posible que las estrellas Wolf Rayet se puedan formar exclusivamente de Helio? Esto es imposible. Las estrellas Wolf Rayet tuvieron que formarse del mismo modo, pero algún mecanismo se encargó de eliminar el hidrógeno en ellas.
Propiedades
Estrellas como el Sol emiten un espectro continuo que aparece interrumpido por líneas de absorción a causa de los gases en su atmósfera. En las estrellas Wolf Rayet parece existir también una atmósfera en vertiginosa expansión (3,000 km/seg) que es responsable de las líneas de emisión observadas. La excitación por la radiación de la estrella es tan alta que los gases no producen absorción, sino emisión de energía. Las estrellas Wolf Rayet se desprenden tan violentamente de estos cascarones de gas, que la pérdida de masa debe ser muy importante. La pérdida es masiva, veloz y constante.
La envoltura de gases en expansión que se detecta en el espectro es en algunos casos francamente visible como una burbuja luminosa e intrincada que rodea a la estrella Wolf Rayet. En algunos casos, se le ha llamado nebulosa planetaria, aunque las auténticas nebulosas planetarias suceden en estrellas de menor masa como el Sol.
Las características de la estrella Wolf Rayet sugieren que se trata de una estrella tipo espectral Of que ha perdido su envoltura exterior de Hidrógeno a causa de potentes vientos estelares. La transformación de la estrella tipo Of a Wolf Rayet es breve (100,000 años) y desgastante: en el proceso, la estrella pierde más de 10 masas solares.
El Sol también perderá la capa externa de Hidrógeno cuando se convierta en nebulosa planetaria, pero en su caso el núcleo desnudo no es una estrella Wolf Rayet sino una estrella enana blanca. La diferencia principal estriba en que la enana blanca está apagada: ya no produce reacciones de fusión nuclear, es una estrella muerta. Pero la estrella Wolf Rayet es el núcleo de una estrella tipo Of que aún descascarado sigue vivo.
Alrededor del 50% de las estrellas Wolf Rayet están en sistemas binarios. Las estrellas compañeras suelen ser estrellas masivas tipo espectral O ó B, con una luminosidad inferior a la Wolf Rayet. Aunque en un sistema binario la Wolf Rayet sea de menor masa que su compañera, su avanzada evolución implica que su masa original era más alta, cuando menos dos veces mayor. El hecho de que la estrella Wolf Rayet se encuentre en un estado avanzado de evolución significa que su masa y temperatura la obligaron a envejecer más pronto que su compañera. La extrema cercanía de la estrella compañera puede estimular y acelerar la pérdida masiva de la estrella Wolf Rayet.
Gamma Velorum (WC8 +07) es una estrella Wolf Rayet de tipo espectral O que reside en un sistema binario. En el caso de las estrellas Wolf Rayet solteras la causa principal del desprendimiento masivo se debe a la presión que la radiación del núcleo ejerce hacia las capas externas de la estrella.
Variables
Las variables eruptivas de Wolf y Rayet son objetos masivos (unas 20 veces más que el Sol) muy luminosos de Población I, con magnitudes absolutas entre -2.2 y -6.7 y temperaturas superficiales entre 25.000 y 50.000 grados. Fueron descubiertas en 1867 por C. Wolf y G. Rayet mientras realizaban observaciones con un espectroscopio de estrellas de la constelación de Cygnus. Poseen vientos estelares muy intensos, densos y calientes con velocidades entre 1000 y 2500 km/s y tasas de pérdida de masa extremadamente elevadas. Se desconoce la manera en que se produce este viento, producto de la presión de la radiación, pero sin duda juga un papel importante en la evolución de estos objetos. Así, las WR pierden masa en forma de viento a razón de entre 10-6 y 10-5 masas solares por año. Como comparación, la pérdida de masa del Sol es de tan sólo 10-14 masas solares.
Muestran anchas rayas de emisión HeI, HeII así como CII-CIV, OII-OV, o NIII-NV, lo que hace que las estrellas de este tipo sean fácilmente identificables mediante la espectroscopía. Asimismo presentan variaciones de brillo irregulares con una amplitud de hasta 0,1 mag., probablemente físicos, causados por una eyección inestable de materia en su superficie. Desde el punto de vista espectroscópico, que no fotométrico, las estrellas Wolf-Rayet se dividen en 3 grupos:
- WN: dominante el nitrógeno y algo de carbono.
- WC: dominante el cabono, ausencia de nitrógeno.
- WO: son escasas, con la relación C/O < 1.
Cerca del 10% de las WR conocidas presentan una envoltura, a menudo llamada anillo nebular. Se trata regiones HII esféricas y semiesféricas con radios de decenas de parsecs, remanentes de la formación estelar. Las estrellas WR también se encuentran formando sistemas binarios y múltiples. Los períodos conocidos para estos sistemas van desde algunas horas a varios años.
Evolución
Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espectral O. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que hacen que pierdan masa de manera muy rápida, hasta que se produce el fenómeno comentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de su vida una estrella que pudo haber empezado teniendo 100 masas solares puede tener apenas 8 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 va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes 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 brillo, de modo que la estrella va disminuyendo su luminosidad (a diferencia de lo que ocurre en estrellas pequeñas cómo el Sol, en las 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), que acaba por estallar cómo brote de rayos gamma.
Fuente
- Estrellas masivas y cómo medir sus propiedades. Estrellas Wolf Rayet. 29 de diciembre del 2008. Disponible: "www.astronomos.org". Consultado: 12 de julio de 2012.
- Variables del tipo Wolf-Rayet Disponible: "www.astrogea.org". Consultado: 12 de julio de 2012.
- Wolf-Rayet (estrellas) Disponible en: www.astromia.com. Consultado: 12 de julio de 2012
