Estrella Wolf-Rayet

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La nebulosa M1-67 que rodea la estrella de Merrill como se ve desde el telescopio espacial Hubble .

Estrellas Wolf-Rayet (abreviatura: estrellas WR) son enormes (por lo menos 20 M ⊙ al nacer) muy evolucionado , y muy caliente en comparación con la media. A menudo son estrellas eruptivas . El color es blanco-azul y corresponde a las temperaturas de la superficie entre 30 000 K e 200.000 K [1] .

Estos son muy brillantes estrellas , con un brillo comprendido entre cientos de miles y millones de veces la del Sol, aunque en la banda visible que no son excepcionalmente brillantes, como la mayor parte de la radiación es emitida en forma de rayos ultravioleta e incluso de suaves rayos x .

Las estrellas de este tipo son muy raras, de hecho solo se han encontrado 4 en nuestra galaxia y 10 en todo el universo. [2] [3] [4] . La mayoría de ellos fueron descubiertos en la década de 2000 , después de una amplia fotométricas y espectroscópicas investigaciones dedicadas a la investigación de este tipo de objetos en el plano galáctico [2] . Debido a sus marcadas líneas de emisión, los WR también son detectables en otras galaxias.

Pierden masa a tasas elevadas por medio de muy intensos y rápidos vientos estelares (hasta más allá De 2 000 km / s ). Wolf-Rayets generalmente perder 10 -5 M ☉ cada año, cien mil de la masa perdida por el sol todos los años [2] . Pérdida tal de la masa provoca la expulsión del hidrógeno cáscara que rodea a la estrella, revelando el helio núcleo, que tiene muy altas temperaturas .

Las estrellas visibles a simple vista γ Velorum y θ Muscae son Wolf-Rayet, que es la estrella más masiva conocida actualmente, R136a1 en la Nebulosa de la Tarántula .

Observaciones históricas


En 1867 los franceses astrónomos Carlos Lobo y Georges Rayet (de la que esta clase estelar toma su nombre [5] ), utilizando el telescopio de Foucault 40 cm del Observatorio de París , descubrieron tres estrellas en la constelación de Cygnus ( HD 191765, HD 192103 y HD 192641, ahora designados, respectivamente, como WR 134 , WR 135 y WR 137) que muestran marcadas bandas de emisión en una otra manera continua espectro. [6] . La mayoría de las estrellas muestran líneas de absorción en su espectro, debido a los elementos de la atmósfera estelar que absorben la radiación electromagnética a longitudes de onda específicas. El número de estrellas con líneas de emisión en su espectro es muy pequeña, por lo que la peculiaridad de estos objetos se entendía casi inmediatamente.

La causa de las bandas de emisión de los espectros de estrellas Wolf-Rayet siguió siendo un misterio durante varias décadas. Edward Pickering la hipótesis de que las líneas fueron causadas por un inusual estado de hidrógeno y se encontró que la serie de líneas espectrales que se llamó el Pickering serie siguió sustancialmente la serie de Balmer cuando semi-enteros números cuánticos fueron reemplazados. Más tarde se vio que las líneas fueron causadas por la presencia de helio , un gas noble que fue descubierto en 1868 [7] . Pickering señalado las similitudes entre los espectros de WR y los de las nebulosas planetarias y esto llevó a la conclusión, más tarde resultó equivocada, que todos WR son estrellas centrales de nebulosas planetarias [8] .

En 1929 algunos astrónomos atribuyeron el espesor de las bandas de emisión a la efecto Doppler , asumiendo así que el gas que rodea a estas estrellas debe moverse a velocidades de 300 a 2400 km / s con respecto a la línea de visión. La conclusión fue que una estrella Wolf-Rayet expulsa continuamente gas en el espacio , produciendo una nebulosa envoltorio de gas. La fuerza que expulsa los gases a las altas velocidades observadas es la presión de la radiación [9] . También se encontró que muchas estrellas con el espectro WR no son estrellas centrales de nebulosas planetarias y que, por tanto, hay una diferencia sustancial entre las nebulosas planetarias y WR [10] .

Los espectros de estrellas WR muestran líneas de emisión, además de helio, también de carbono , oxígeno y nitrógeno [11] . En 1938 la Unión Astronómica Internacional clasifica los espectros de WR estrellas en los tipos WN y WC, de acuerdo a si las líneas espectrales dominantes eran los de nitrógeno o carbono-oxígeno, respectivamente [12] .

Clasificación

Espectro de WR137 , una estrella de clase WC7 [1] y una de las tres primeras estrellas WR identificado

Las estrellas Wolf-Rayet se identificaron sobre la base de la peculiaridad de su espectro electromagnético , que presente de ancho y marcadas líneas de emisión , identificables con las líneas de helio , nitrógeno , carbono , silicio y oxígeno , mientras que los de hidrógeno líneas son débil o ausente. Las líneas de emisión con frecuencia exhiben un acentuado desplazamiento hacia el rojo lóbulo, típico de P Cygni perfiles, lo que indica la presencia de material circumstellar.

Los primeros sistemas de clasificación WR divididas entre aquellos cuyos espectros fueron dominados por los ionizados líneas de nitrógeno (N III, N IV, y N V) y aquellos en cuyos espectros fueron marcados las líneas de carbono ionizados (C III y C IV) y más raramente de oxígeno (O III - O VI). Las dos clases fueron llamados respectivamente WN y WC [10] . Se dividieron posteriormente más en las secuencias WN5-WN8 y WC6-WC 8, en base a la marcación del 541,1 nm Él II y 587,5 líneas de He I nm.

A continuación, la secuencia de WN se amplió para incluir las clases WN2-WN9, que fueron redefinidos en base a la marcación de las líneas N III en 463,4 a 464,1 nm y 531,4 nm, N IV en 347,9 a 348,4 nm y 405,8 nm y N V en 460,3 nm, 461,9 nm, y 493,3 a 494,4 nm [13] . Estas líneas están bien separadas de las áreas del espectro relacionadas con las líneas de emisión de helio y están bien correlacionadas con la temperatura de la superficie. Por último, las estrellas con espectros intermedio entre WN y OFPE se asignan a las clases WN10 y WN11, aunque esta nomenclatura no es universalmente aceptada.

Clasificación de WN espectros [3]
Clase espectral Criterios Otras líneas de emisión
WN2 N V débil o ausente Él II marcó
WN2.5 N V presente, N IV ausente
WN3 N IV << N V, N III débil o ausente
WN4 N IV ≈ N V, N III débil o ausente
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V
WN6 N III ≈ N IV, N V débil
WN7 N III> N IV Débil P-Cyg perfil de He I, 468,6 nm Él II> N III
WN8 N III >> N IV Perfil P-Cygn Marcado de He I, 468,6 nm He II ≈ N III
WN9 N III> N II, N IV ausente Él lo es el perfil P-Cyg
WN10 N III ≈ N II Serie de Balmer , perfil Él me-P Cyg
WN11 N III débil o ausente, N II presente Serie de Balmer, perfil Él me-P Cyg

La secuencia WC también se ha ampliado para incluir las clases WC4-WC9, aunque las clases WC1-WC3 también se utilizan en algunas publicaciones más antiguas. En cambio, el WR excepcionalmente caliente se recogieron en las clases WO1-WO4: sus espectros están dominados por las líneas de oxígeno ionizado en lugar de los del carbono ionizado, aunque las abundancias de los individuales elementos son probablemente comparable. Las líneas principales utilizados para distinguir las subclases de WC estrellas son C II a 426,7 nm, C III a 569,6 nm, C III / IV a 465.0 nm, C IV en 580,1 a 581,2 nm y O V en 557,2 a 559,8 nm. Para WO estrellas, las líneas C IV a 580.1 nm, O IV en 340,0 nm, O V en 557,2 a 559,8 nm, O VI en 381,1 a 383,4 nm, O VII en 567,0 nm y O VIII en 606,8 nm [3] . La división entre el WC y WO espectros se lleva a cabo por la presencia o ausencia de la línea C III.

Clasificación de WC espectros [3]
Clase espectral Criterios
WC4 C IV marcado, C III débil, O V muy evidente
WC5 C III << C IV, C IV <O V
WC6 C III << C IV, C IV> O V
WC7 C III <C IV, C IV >> O V
WC8 C III> C IV, C II ausente, O V débil o ausente
WC9 C III> C IV, C II presente, O V débil o ausente
Clasificación de WO espectros [3]
Clases espectrales Criterios
WO1 O VII ≥ O V, O VIII presente
WO2 O VII <O V, C IV <O VI
WO3 O VII débil o ausente, C IV ≈ O VI
WO4 C IV> O IV

Los estudios detallados de WR pueden mencionar otras características espectrales, indicadas por sufijos agregados a la clase espectral:

  • h líneas de emisión de hidrógeno;
  • tiene líneas de emisión y absorción de hidrógeno;
  • w líneas ampliadas;
  • s líneas finas;
  • d polvos (a veces vd, pd o ed para polvos variables, periódicos o episódicos).

La clasificación de WR se complica por el hecho de que con frecuencia son rodeados por una densa nubosidad o son binarios . El sufijo "+ abs" se usa a menudo para señalar la presencia de líneas de absorción, probablemente debido a la presencia de un compañero que no es WR.

Como todas las estrellas, WR también se dividen en "tipos tempranos" o E (inglés: tipos tempranos ) y "tipos tardíos" o L ( tipos tardíos en inglés) sobre la base de la creencia en boga a principios del siglo XX y Ya no se considera válido que las estrellas se enfríen tal como existían. Por lo tanto, WNE y WCE se refieren a las primeras y más calientes subclases de las estrellas WN y WC, mientras que WNL y WCL a las últimas subclases. Por lo general, la división entre tipos E y tipos L se sitúa aproximadamente en las subclases 6 o 7. No se hace tal distinción para las estrellas WO. Estrellas wne son por lo general más pobre en hidrógeno mientras que las estrellas WNL tienen líneas de este elemento [3] [14] .

Nomenclatura

WR 22 en la nebulosa de Carina .

Los tres primeros WR identificado, los tres tener accidentalmente un tipo O compañero, ya estaban presentes en el Catálogo Draper . Inicialmente, aunque fueron reconocidas como Wolf-Rayet, no se creó una nomenclatura específica para estas estrellas, que continuaron siendo nombradas por sus siglas preexistentes. Los tres primeros catálogos que contienen WR no se dedican específicamente a ellos y también contenían otros tipos de estrellas [15] [16] [17] . En 1962 se creó un catálogo específico para WR en el que fueron numerados progresivamente con el fin de ascensión recta [18] . Un segundo catálogo (el quinto, si se cuentan también los tres primeros no dedicados), publicado en 1968, utilizó los mismos números que el catálogo anterior con el prefijo MR (del autor del primer catálogo, Morton Roberts) más un secuencia de números con el prefijo LS para estrellas recién descubiertas (por el autor del catálogo, Lindsey Smith) [19] . Ninguno de estos esquemas de numeración está todavía en uso. Un tercer catálogo dedicado a Wolf-Rayet, que data de 1981, introdujo las iniciales WR seguidas de un número, que es la nomenclatura que todavía se acepta en la actualidad. Se numera las estrellas Wolf-Rayet de WR 1 a WR 158 con el fin de ascensión recta [20] . El cuarto catálogo (el séptimo, si los tres primeros se cuentan) y sus expansiones, publicada desde 2001, mantiene la misma secuencia que el catálogo anterior, la inserción de la nueva WR descubierto por sufijos consistentes en las letras latinas minúsculas, por ejemplo 102ka WR [3 ] [4] . Algunos estudios modernos realizados sobre grandes porciones del cielo utilizan sus propios esquemas de numeración para el WR recién descubierto [2] .

Los WRs en galaxias distintas de la Vía Láctea se numeran de acuerdo con diferentes patrones. En cuanto a la Gran Nube de Magallanes , la nomenclatura más extendida y completa es la de la "Cuarta Catálogo de Wolf-Rayet estrellas de la población que en la Gran Nube de Magallanes" (1999), en el que el número de la estrella es prefijado por BAT 99, por ejemplo BAT-99 105 [21] . Muchos WR de esta galaxia se enumeran en la tercera catálogo con el prefijo "Brey", por ejemplo Brey 77 [22] . Finalmente, un tercer nomenclatura también se usa, que utiliza los números de la RMC ( Radcliffe observatorio nube de Magellanic), abreviada a veces simplemente R, como en R136a1 .

Para el WR de la Pequeña Nube de Magallanes el catálogo Azzopardi y Breysacher de 1979 se utiliza, por lo que los números tienen el prefijo por AB, como por ejemplo en el AB7 [23] .

Distribución y propiedades físicas

AB7 es uno de los más altos emocionados nebulosas en las Nubes de Magallanes , dos galaxias satélite de la Vía Láctea .

Cerca de 500 Lobo Rayets han sido identificados en la Vía Láctea [2] [3] [4] . La mayoría de ellos fueron descubiertos en la década de 2000 tras una amplia fotométricas y espectroscópicas investigaciones dedicadas a la investigación de este tipo de objetos en el plano galáctico [2] . Debido a sus líneas de emisión marcadas, los WR también son detectables en otras galaxias. Un total de 134 WR se han catalogado en la Nube de Magallanes, la mayor parte del tipo WN, pero también tres de la rara WO escriba [24] [25] . En la Pequeña Nube de Magallanes hay lugar sólo el 12 WR, debido a la baja media de la metalicidad de la galaxia [26] [27] . 206 también se han identificado en el Triángulo Galaxy [28] y 154 en el Andromeda Galaxy [29] . Por lo tanto, se supone que hay unos pocos miles de WR en el Grupo Local . Fuera del grupo local se han identificado unos pocos miles WR, especialmente frecuente en las galaxias de estallido estelar . Por ejemplo, más de un WR mil, con magnitudes de entre 21 y 25, se han observado en la galaxia del molinillo [30] .

Los WR tienen dos características físicas muy peculiares. La primera, como se mencionó, consiste en la presencia en su espectro de líneas de emisión muy marcadas. Se forman en una región circumestelar caracterizada por una densa y muy rápido viento estelar , que es golpeado por una gran cantidad de rayos ultravioleta procedentes de la estrella de la fotosfera . La radiación ultravioleta es absorbida por los gases que rodean la estrella y es re-emitida por fluorescencia hacer la emisión aparecen líneas. La segunda característica física es la alta temperatura de la superficie de la WR (de 30.000 a más de 100 000 K ), que es responsable de la emisión de los rayos UV y que hace que sea una de las estrellas más calientes conocidas.

Las grandes cantidades de viento estelar emitidos causa pérdidas considerables en masa que primero descubrir las regiones ricas en nitrógeno producidos por el ciclo CNO (estrellas de clase WN) y después las regiones de carbono y ricos en oxígeno, producidos por el proceso de tres alpha (clase WC estrellas y WO) [31] . A medida que WR pierde masa, la temperatura de su superficie aumenta a medida que se descubren más y más capas en el interior y más cerca del núcleo. Esto corresponde a una disminución en el radio de la estrella y su brillo . Sin embargo, a la inversa, aumenta la velocidad del viento estelar emitido. La pérdida de masa provocado por el viento permanece casi constante [14] [32] [33] . Aunque los estudiosos coinciden en las características generales de este proceso, los detalles difieren. Las siguientes son las propiedades físicas atribuidas a tipo WR WN por Crowther (2007) [14] :

Propiedades físicas de las estrellas WN de la población I.
Tipo espeluznante Temperatura efectiva (miles de grados Kelvin ) Magnitud absoluta Pérdida de masa
Log10 (M ☉ año -1)		 Velocidad del viento estelar
(km / s)
WN3 85 −3,1 −5,3 2.200
WN4 85 −4,0 −4,9 1.800
WN5 70 −4,0 −5,2 1500
WN6 70 −4,1 −4,8 1.800
WN7 50 −5,4 −4,8 1300
WN8 45 −5,5 −4,7 1.000
WN9 32 −6,7 −4,8 700

En cambio, la siguiente tabla informa las propiedades físicas de las estrellas WC y WO, generalmente en una etapa evolutiva más avanzada que la de las estrellas WN:

Las propiedades físicas de WC / estrellas O [14]
Tipo espeluznante Temperatura efectiva (1e3 K) Magnitud absoluta Pérdida de masa
Log10 (M ☉ año -1)		 Velocidad del viento estelar
(km / s)
WO 150 −2,8 −5,0 4.100
WC4 90 −4,5 −4,6 2.750
WC5 85 −3,6 −4,9 2.200
WC6 80 −3,6 −4,9 2.200
WC7 75 −4,5 −4,7 2.200
WC8 sesenta y cinco −4,0 −5,0 1.700
WC9 50 −4,6 −5,0 1200
HD 184738 , también llamada estrella de Campbell. En realidad se trata de una nebulosa planetaria y la estrella central no es un WR joven y masiva, pero una vieja y no muy masiva estrella que ha llegado a la etapa final de su evolución [34]

Algunos WR, especialmente los de tipo WC perteneciente a los últimos subclases, producir polvos . Esto ocurre sobre todo en las estrellas que forman parte de sistemas binarios, como un producto de la colisión de los vientos estelares de las estrellas que forman el par [3] , como en el caso de la famosa binario WR 104 ; sin embargo, este proceso también se ha observado en estrellas individuales [1] .

Un pequeño porcentaje (alrededor de una décima parte) de las estrellas que se encuentran dentro de las nebulosas planetarias son muy similares a WR desde el punto de vista de la observación, es decir, exhiben líneas de emisión amplias en sus espectros, en los que elementos como el helio son reconocibles., Carbono y oxígeno. . Sin embargo, a diferencia de la WR, se trata de estrellas de baja masa (típicamente 0,6 M ☉ ), muy viejos y llegaron a las últimas etapas de su existencia, antes de evolucionar en enanas blancas . Dado que el WR son estrellas jóvenes y masivas, de la población I , se prefiere para distinguirlas de las nebulosas planetarias y excluir de la WR las estrellas que se encuentran en el centro de estas nebulosas [14] .

Evolución

Los WR son distantes, raros y, a menudo, oscurecidos por estrellas de polvo y gas. Por tanto, son difíciles de estudiar y las teorías acerca de su evolución se formularon más tarde de las teorías sobre la evolución de menos estrellas extremas. Aún quedan por aclarar muchos aspectos.

Primeras hipótesis

WR 136 es una estrella de clase espectral WN6 cuya atmósfera perdida durante el supergigante fase fue golpeado por el rápido y vientos calientes generados por el WR. El choque produjo el NGC 6888 nebulosa de emisión .

Durante las décadas de 1960 y 1970, algunos astrónomos, incluidos Rublev (1965) [35] y Conti (1976) [36] , plantearon la hipótesis de que las estrellas de tipo WR descendían de estrellas masivas de clase O , en las que los fuertes vientos estelares característicos de estrellas extremadamente brillantes habían expulsó las capas superficiales ricas en hidrógeno. Esta idea resultó ser esencialmente correcta, aunque los procesos que conducían desde las estrellas de tipo O a WR resultaron ser muy complejos.

Los primeros modelos de evolución estelar no eran compatibles con esta imagen ya que predecían que las estrellas masivas no evolucionaron en WR pero en supergigantes rojas . En lugar de aumentar la temperatura de su superficie, por lo tanto, deberían haberla disminuido. Según estos modelos, las supergigantes rojas son solo un poco más brillantes que las estrellas de tipo O de las que evolucionaron y se vuelven cada vez más inestables a medida que sus núcleos aumentan de temperatura y se extienden sus atmósferas. Los fusión procesos dentro de sus núcleos ellos conducen a producir cada vez más pesados elementos químicos hasta que explotan en supernovas , por lo tanto nunca se pondrá en WR.

Más tarde, los modelos más precisos mostraron que existe un límite superior para el brillo de las estrellas, más allá del cual la estrella pierde rápidamente la masa. En consecuencia, las estrellas lo suficientemente masivas nunca se convierten en supergigantes rojas, pero siguen siendo supergigantes azules expulsando grandes cantidades de masa a través de los vientos estelares muy intensos. Por lo tanto, pueden convertirse en WR si sus atmósferas ricas en hidrógeno se expulsan por completo. Por tanto, son estrellas que se hacen más pequeños y más caliente cuanto más pierden sus capas externas [37] [38] .

Hipótesis actuales

La estrella Wolf-Rayet WR 31a ilumina los gases de efecto expulsa a sí mismo.

En la actualidad se cree que la mayoría de los receptores abiertos son la evolución natural de la mayoría de las estrellas masivas en la existencia, ya sea después de pasar por la fase de supergigante roja o después de la fase de supergigante azul o directamente después de completar la secuencia principal de fase [39] . Los modelos actuales predicen que las supergigantes rojas descendientes de estrellas con una inicial de masas de menos de 20 M ⊙ estallan en tipo II supernovas, que es supernovas que tienen líneas de hidrógeno en sus espectros. Por tanto, sus progenitores no perdieron las capas superiores ricas en este elemento. En cambio, las supergigantes rojas descendieron de estrellas de masa entre 20 y el 45 M ⊙ , debido a sus vientos estelares intensos, expulsar sus atmósferas y pierden su capa superficial de hidrógeno. Algunos de ellos pueden explotar en supernovas después de convertirse en supergigante amarilla de nuevo, pero otros pueden llegar a ser aún más caliente y evolucionar hacia WR [40] [41] .

Incluso estrellas de secuencia principal más masivas (con masa inicial mayor que 45 M ⊙ ) desarrollar extremadamente calientes y masivas convectivas núcleos que se mezclan los productos de ciclo CNO en toda la estrella. El barajado puede ser acentuada por la estrella de rotación , que a menudo se manifiesta en la forma de rotación diferencial , donde gira el núcleo más rápido que la superficie. Dada la mezcla de elementos, estas estrellas exhiben la presencia de nitrógeno en la superficie desde una edad temprana. Esta particularidad se señala asignándolos a la clase Of o Of *, donde "f" indica la presencia de líneas de nitrógeno. A medida que aumenta el nitrógeno de la superficie, evolucionan a estrellas de clase WNh, es decir, estrellas de tipo WN que todavía contienen cantidades de hidrógeno (h) en la superficie. Saliendo de la secuencia principal estas estrellas masivas evolucionan más bien en estrellas LBV o, si la mezcla de los elementos debido a la rápida rotación, ha sido suficientemente eficiente, directamente en estrellas WN, con la ausencia de hidrógeno en la superficie. De acuerdo con un modelo alternativo, las fases WNH y LBV se invertirían, y la fase LBV correspondería a la última etapa de hidrógeno de fusión en el núcleo, mientras que la fase WNH sería las primeras etapas del proceso de fusión del helio en el núcleo [42 ] . En cualquier caso, estas estrellas masivas en particular nunca se pasan a través de la fase de supergigante roja debido a las pérdidas de masa visibles debido a sus intensos vientos estelares y redistribución de los elementos debido a su rápida rotación [40] [41] .

Las estrellas WNh son espectroscópicamente similares a las estrellas WR, pero menos evolucionadas, ya que apenas han comenzado a expulsar sus atmósferas y, por lo tanto, siguen siendo muy masivas. Las estrellas más masivas conocidas son del tipo WNh en lugar del tipo O, lo que no es inesperado dado que tales estrellas masivas permanecen en la secuencia principal durante unos cientos de miles de años después de su formación. Una explicación alternativa es que tales estrellas masivas no pueden formar como estrellas de secuencia principal, pero sólo a través de la fusión de dos estrellas menos extremas [43] .

El estado de las estrellas WO no está muy claro. Son extremadamente raras y todos los ejemplos conocidos son más masivos y más brillantes que las estrellas de tipo WC más comunes. Por lo tanto, los datos no apoyan la hipótesis de que el documento WO estrellas son la etapa evolutiva normal después de la de las estrellas más comunes WC [44] . Se ha planteado la hipótesis de que el documento WO estrellas se forman sólo de las más masivas estrellas de secuencia principal [1] o que corresponden a una fase extremadamente corto, que dura unos cientos de miles años inmediatamente antes de su explosión de supernova, donde las estrellas WC corresponderían a la fase de fusión de helio en el núcleo, mientras que el documento WO estrellas corresponderían a las fases de fusión posteriores [39]

Representación del colapso de una estrella masiva en una colapsar y la consiguiente formación de un estallido de rayos gamma .

Aunque WR evoluciona a partir de estrellas excepcionalmente masivas, no tienen masas muy altas porque se forman como resultado de la pérdida de las capas superficiales de la estrella. Por ejemplo, γ 2 Velorum A se formó de una estrella que tiene una masa inicial de 40 M ⊙ , pero en la actualidad tiene una masa de 9 M ⊙ [45] .

Dado que WR se forman a partir de estrellas muy masivas y porque las estrellas muy masivas son muy raras, tanto porque se forman con menos frecuencia que las estrellas menos masivas, como porque tienen vidas relativamente cortas, las WR también son estrellas muy raras.

Supernovas

Aproximadamente una cuarta parte de las supernovas observadas son de tipo Ib , es decir, se originan en estrellas progenitoras que han perdido casi todo el hidrógeno de su superficie, o son de tipo Ic , es decir, se originan en estrellas que han perdido hidrógeno y un buena parte del helio. Por tanto, estos dos tipos de supernovas se corresponden bastante bien con las estrellas de tipo WC y WO, respectivamente. Esto hace que sea posible que estas estrellas terminarán su existencia en supernovas en lugar de convertirse en enanas blancas . En consecuencia, cualquier estrella que comienza su existencia con una masa de al menos 8-10 M ☉ está destinada a terminar en una supernova [14] [39] [46] .

Aunque la tesis de que los progenitores de las supernovas son Ibc WR es ampliamente aceptado, que aún no ha sido posible producir ninguna verificación experimental convincente de esta hipótesis [47] . Las estrellas WR son muy brillantes dadas sus altas temperaturas, pero visualmente son mediocres, porque emiten gran parte de su radiación en el ultravioleta, son raras y distantes. La teoría sugiere que los progenitores WR de las supernovas Ibc son demasiado débiles para ser detectados incluso por los instrumentos actuales más poderosos. Una posible excepción es la de la supernova SN Ib iPTF13bvn, cuyo progenitor parece ser un WR que tiene una masa inicial de aproximadamente 30 M ⊙ y que en el momento de la explosión tenía una masa de aproximadamente 11 M ⊙ [48] . También es posible que algunos WR terminará su existencia en colapsar , si no han perdido suficiente masa durante su evolución. En este caso, la estrella colapsa directamente en un agujero negro , sin explotar en una supernova. Collapsars se cree que son la fuente de las explosiones de rayos gamma , debido a la expulsión a velocidades relativistas de parte del disco de acreción de materia que se forma alrededor del agujero negro recién nacido.

La siguiente tabla ilustra las fases evolutivas que estrellas con masa mayor que 8 M ⊙ [40] [41] :

Esquema de la evolución de las estrellas masivas (teniendo solar metalicidad )
Masa inicial (M ☉ ) Secuencia evolutiva Como tu supernova
60+ O → Of → WNLh ↔ LBV → [WNL] IIn
45-60 O → WNLh → LBV / WNE? → WO Ib / c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15-20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (lazo) II-L (o IIb)
8-15 O → RSG II-P

Leyenda:

Ejemplos notables

Wolf-Rayet WR 104 estrella visto desde el telescopio Keck .

El WR más brillante visto desde la Tierra es Gamma 2 Velorum [3] , la estrella más brillante en la constelación de Vela . Tiene una magnitud aparente de 1,83 y es visible sólo a aquellos más al sur de la 40a paralelo N [49] . En realidad, es un sistema múltiple en el que los dos componentes principales son un WR de la clase espectral WC 8 y una supergigante azul de O7,5 clase [49] . Il sistema dista circa 850 al [3] : si tratta probabilmente della WR più vicina alla Terra.

La seconda WR più brillante vista dalla Terra è θ Muscae , una stella di magnitudine 5,53, visibile solo più a sud del tropico del Cancro . Si tratta anche in questo caso di un sistema multiplo nel quale una WR di classe WC5 è accompagnata da altre stelle massicce [50] . Dista circa 7 500 al [3] .

Alcune delle stelle più massicce conosciute sono delle WR, in particolare della classe WNh. Fra queste vi è anche R136a1 , una stella visibile nella costellazione del Dorado e appartenente alla Grande Nube di Magellano , che è considerata la stella più massiccia attualmente conosciuta, con una massa stimata di circa 270 M ⊙ [51] .

Un altro esempio notevole di WR è la stella binaria WR 104 , i cui venti stellari generano una spettacolare quanto rarissima nube a spirale la cui estensione potrebbe coprire una distanza pari a 20 volte il nostro Sistema Solare [52] .

Note

  1. ^ a b c d A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence , in Astronomy & Astrophysics , vol. 540, 2012, pp. id. A144, DOI : 10.1051/0004-6361/201117830 . URL consultato il 6 gennaio 2015 .
  2. ^ a b c d e f MM Shara et al. , A Near-infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf-Rayet Stars. II. Going Fainter: 71 More New WR Stars , in The Astronomical Journal , vol. 143, n. 6, 2012, pp. id. 149, DOI : 10.1088/0004-6256/143/6/149 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  3. ^ a b c d e f g h i j k l Karel van der Hucht, The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars , in New Astronomy Reviews , vol. 45, n. 3, 2001, pp. 135-232, DOI : 10.1016/S1387-6473(00)00112-3 . URL consultato il 3 dicembre 2014 .
  4. ^ a b c KA van der Hucht, New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates. An annex to The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 458, n. 2, 2006, pp. 453-459, DOI : 10.1051/0004-6361:20065819 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  5. ^ P. Murdin, Wolf, Charles JE (1827-1918) in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Bristol, Institute of Physics Publishing, 2001, DOI : 10.1888/0333750888/4101 .
  6. ^ William Huggins, On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus , in Proceedings of the Royal Society of London , vol. 49, 1890-1, pp. 33–46, DOI : 10.1098/rspl.1890.0063 . URL consultato il 5 gennaio 2015 .
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