Estrella de Wolf-Rayet
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Estrella de Wolf-Rayet Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas ma- sivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evo- lucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares. 1 Características y clasificación Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 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 -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Cons- tituyen 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 se- gundo 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 estre- llas 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. 2 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). 3 Causas del comportamiento En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emi- sión está causada por un intenso efecto Doppler produci- do en los fuertes vientos de eyección. En los años '70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus en- volturas 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 suficien- tes 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 es- trella para radiar la energía producida en su interior. Co- mo consecuencia, la intensidad del viento estelar aumen- ta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modi- ficado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fu- sión 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 pue- den 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 ma- terial eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado al- go más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico. 4 Evolución Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espec- tral O, en algunos casos tras pasar a través de la fase de Variable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno co- mentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con ma- sa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar sólo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía se- 1
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ASTRONOMIA
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Estrella de Wolf-Rayet
Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet(abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas ma-sivas (con ms de 20-30 masas solares), calientes y evo-lucionadas que sufren grandes prdidas de masa debido aintensos vientos estelares.
1 Caractersticas y clasicacinEste tipo de estrellas tiene temperaturas superciales deentre de 25.000 - 50.000 K (en algunos casos inclusoms), elevadas luminosidades, y son muy azules, con supico de emisin situado en el ultravioleta. Sus espectrosmuestran bandas de emisin brillantes correspondientesa hidrgeno o helio ionizado -los cuales son relativamenteescasos-. La supercie estelar tambin presenta lneas deemisin anchas de carbono, nitrgeno y oxgeno. Cons-tituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez entres tipos: WN (si abunda el nitrgeno, que se explica porla presencia en la supercie estelar de elementos que hanintervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda elcarbono y si abunda el oxgeno respectivamente; el se-gundo es mucho ms raro y en ambos casos, la presenciade dichos elementos se interpreta como la presencia en lafotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estre-llas Wolf-Rayet ms brillantes son del primer tipo.A menudo suelen formar parte de sistemas binarios enlos cuales la otra estrella suele ser tambin una estrellamasiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocoscasos, un objeto colapsado como una estrella de neutroneso un agujero negro.La estrella ms brillante de este tipo es Gamma-2Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en laconstelacin de Vela.Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevadonmero de estrellas de tipo WR, cmo por ejemplo NGC4214.
2 DescubrimientoFueron descubiertas por los astrnomos francesesCharles Wolf y Georges Rayet, quienes identicaron enla constelacin del Cisne tres estrellas peculiares conbandas de emisin brillantes y colores amarillos. Lasestrellas WR se identican mediante las iniciales WR yun nmero (por ejemplo WR 104).
3 Causas del comportamientoEn 1929 se determin que la anchura de las lneas de emi-sin est causada por un intenso efecto Doppler produci-do en los fuertes vientos de eyeccin. En los aos '70 sesugiri que las estrellas WR podan haber perdido sus en-volturas ligeras de hidrgeno dejando al descubierto losncleos ricos en helio. En la actualidad se piensa que esteproceso comienza cuando la estrella ha generado sucien-tes elementos pesados (carbono y oxgeno) en su ncleo,y que parte de estos elementos han alcanzado la supercieestelar. En ese momento disminuye la habilidad de la es-trella para radiar la energa producida en su interior. Co-mo consecuencia, la intensidad del viento estelar aumen-ta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro,ms calientes y donde las reacciones nucleares han modi-cado la composicin de la estrella; en las estrellasWN sepueden apreciar las capas en las que se ha producido la fu-sin de hidrgeno en helio y en lasWC aquellas en las quese ha realizado la fusin del helio en carbono y oxgeno.Es posible tambin que el hecho de que bastantes estrellasde tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles dondela otra estrella es tambin muy masiva -de tipo espectralO y B- pueda tener algo que ver en su gnesis. Las tasasde prdida de material por el fuerte viento estelar pue-den ser tan elevadas como 105 o 106 masas solarespor ao. Muchas estrellas WR se encuentran en el centrode nebulosas (que no deben confundirse con las nebulosasplanetarias) formadas presumiblemente a partir del ma-terial eyectado. Se considera igualmente que las estrellasde Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estasestrellas son muy infrecuentes, habindose detectado al-go ms de 200 estrellas WR en la Va Lctea, muchas deellas concentradas en la regin del centro galctico.
4 EvolucinLas estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas msmasivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espec-tral O, en algunos casos tras pasar a travs de la fase deVariable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen unosvientos estelares tan potentes que conllevan una rpidaprdida de masa, hasta que se produce el fenmeno co-mentado arriba y que acelera an ms la prdida de masa,de modo que al nal de la vida de una estrella con ma-sa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar slounas 8 masas solares. La masa mnima que puede teneruna estrella para convertirse en una Wolf-Rayet vara se-
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2 5 VASE TAMBIN
gn los diversos modelos de evolucin estelar utilizados,pero un artculo reciente establece, para el caso de estre-llas sin rotacin, unas 37 masas solares, y para las que ro-tan, 22 masas solares. Una estrella Wolf-Rayet empiezasiendo de tipo espectral WN tardo (WN9). Dichas es-trellas son bastante parecidas en luminosidad y tempera-tura a sus progenitoras. Al ir perdiendo masa, la estrellase va empequeeciendo y, aunque su temperatura vayaaumentando al ir mostrando capas internas ms calien-tes -en las que se encuentran materiales procesados porlas reacciones nucleares que se producen en su interior yque dan lugar a su espectro- mientras se va desplazandoa tipos espectrales ms tempranos (WN8, WN7, WN6,WN5...), dicho aumento de temperatura no es sucientepara compensar la disminucin de tamao, de modo quela luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia delo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, queen sus estadios nales de evolucin son ms brillantes queen los iniciales). Llega un momento en que la estrella seconvierte en una Wolf-Rayet rica en carbono (WC) o enoxgeno (WO), que acaba por estallar como supernova cmo un brote de rayos gamma.Debido a que el tiempo de vida de las estrellas, inclusolas ms masivas y de muy corta vida, es muy superior a lade la vida humana, el estudio de su evolucin es un temade investigacin muy activa que requiere el uso de mode-los de ordenador y abundantes observaciones, por lo quehay numerosos estudios tratando de descifrarla; algunasideas de la evolucin de las estrellas de alta masa son lasque siguen[1] (sin incluir las hipergigantes amarillas, quese consideran procedentes de las supergigantes rojas, ascmo que los efectos de la metalicidad que pueden cam-biar lo descrito aqu):Para estrellas de ms de ~60 masas solares:
O WN(rica en hidrgeno) WN(pobre en hi-drgeno) WCtarda WCtemprana SN
Para estrellas de entre 40 y 60 masas solares:
OVLAWN(rica en hidrgeno) WN(pobreen hidrgeno) WCtemprana SN
Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:
O SGA SGR SGAWN(pobre en hidr-geno) WCtemprana SN
Para estrellas de menos de 25 masas solares:
O SGA SGR SGA SGR SN
bien:
O SGA SGR SGAm SN
Otros escenarios evolutivos sugeridos posteriormente son:Para estrellas de ms de ~75 masas solares:
OWN(rica en hidrgeno) VLAWN(pobreen hidrgeno) WC SN Ic
Para estrellas de entre 40 y 75 masas solares:
O VLA WN(pobre en hidrgeno) WC SN Ic
Para estrellas de entre 25 y 40 masas solares:
O VLA WN(pobre en hidrgeno) SN Ib
bien:
O SGR WN(pobre en hidrgeno) SN Ib
El escenario propuesto ms 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 hidrgeno) WCSNIb/c
Para estrellas de entre 45 y 60 masas solares:
O WNL(rica en hidrgeno) VLA/WN(pobreen hidrgeno)? WO SNIb/c
Para estrellas de ms de 60 masas solares:
O Of/WN(rica en hidrgeno) VLA [WN(rica en hidrgeno)] SNIIn
5 Vase tambin Catlogo de estrellas de Wolf-Rayet galcticas Clasicacin estelar Variable luminosa azul WR 124 y WR 136, ejemplos de estrellas de Wolf-Rayet
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36 Referencias[1] Conti, 1996
7 Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga contenido multi-media sobre Estrella de Wolf-Rayet. Commons
The Galactic WN stars: Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolu-tion models with and without rotation (en ingls. Ar-chivo PDF)
The Conti scenario for forming WR stars: past, pre-sent, and future (en ingls. Archivo PDF)
Physical Properties of Wolf-Rayet Stars The Galactic WC stars: Stellar parameters fromspectral analyses indicate a new evolutionary se-quence
Imgenes de estrellas Wolf-Rayet comentadas (ingls):
HD56925 (WR5) WR124
Ms informacin sobre ste tipo de estrellas (en ingls):
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4 8 TEXTO E IMGENES DE ORIGEN, COLABORADORES Y LICENCIAS
8 Texto e imgenes de origen, colaboradores y licencias8.1 Texto
Estrella de Wolf-Rayet Fuente: http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet?oldid=70712487 Colaboradores: Joseaperez, Sab-but, Lourdes Cardenal, Tano4595, Wricardoh, Xenoforme, Rembiapo pohyiete (bot), RobotQuistnix, Elkie, Yrbot, Equi, Folkvanger,CEM-bot, Botones, CommonsDelinker, Bot-Schafter, Idioma-bot, VolkovBot, Fran Ara, NudoMarinero, Jess Maz, Almqvist~eswiki,SieBot, MiguelAngelCaballero, Elfodelbosque, Atila rey, SilvonenBot, MastiBot, Luckas-bot, ArthurBot, Xqbot, Rubinbot, MauritsBot,Jean-Franois Clet, MondalorBot, RedBot, Javierahu64, Foundling, GrouchoBot, EmausBot, WikitanvirBot, Rezabot, MerlIwBot, UAwi-ki, U-95, Angeldefuego22, Addbot y Annimos: 15
8.2 Imgenes Archivo:Commons-logo.svg Fuente: http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/4/4a/Commons-logo.svg Licencia: Public domain
Colaboradores: This version created by Pumbaa, using a proper partial circle and SVG geometry features. (Former versions used to be slightlywarped.) Artista original: SVG version was created by User:Grunt and cleaned up by 3247, based on the earlier PNG version, created byReidab.
8.3 Licencia de contenido Creative Commons Attribution-Share Alike 3.0
Caractersticas y clasificacin Descubrimiento Causas del comportamiento Evolucin Vase tambin Referencias Enlaces externos Texto e imgenes de origen, colaboradores y licenciasTextoImgenesLicencia de contenido
