Estrella del Lobo - Rayet

Las estrellas Wolf-Rayet  son un tipo de estrellas que se caracterizan por temperaturas y luminosidades muy altas, así como por la presencia de líneas de emisión brillantes de varios elementos en el espectro. Estas estrellas son masivas y tienden a estar en las últimas etapas de su evolución, contienen poco hidrógeno pero son ricas en helio y emiten fuertes vientos estelares . Son bastante raros, se concentran hacia el plano galáctico y, a menudo, ocurren en sistemas binarios cercanos . Además, estas estrellas exhiben variabilidad .

Esta clase de estrellas lleva el nombre de los astrónomos Charles Wolf y Georges Rayet , quienes llamaron la atención por primera vez sobre las características de los espectros de tales estrellas en 1867.

Propiedades

Características principales

Las estrellas Wolf-Rayet son en su mayoría estrellas masivas en las últimas etapas de la evolución , que han perdido casi toda su capa de hidrógeno , pero son ricas en helio y lo queman en su núcleo [1] [2] . Algunas estrellas de secuencia principal muy masivas que contienen suficiente hidrógeno y lo queman en el núcleo tienen características similares y también se clasifican como estrellas Wolf-Rayet (ver más abajo ) [3] [4] .

Las estrellas Wolf-Rayet se caracterizan por temperaturas efectivas muy altas  — de 25 a 200 mil K [5] [6] [7] y, en consecuencia, luminosidades muy altas — la magnitud absoluta de tales estrellas puede llegar a -7 m . Las masas de las estrellas Wolf-Rayet oscilan entre 5  M ⊙ , con una media de 10  M ⊙ . Al mismo tiempo, tienen un fuerte viento estelar , cuya velocidad de la materia supera los 1000–2000 km/s, lo que conduce a una pérdida de masa de 10 −6 —10 −4 M ⊙ por año por parte de la estrella y al enriquecimiento de materia interestelar con elementos pesados ​​[1] [2] [5] [8] .  

Aproximadamente la mitad de las estrellas Wolf-Rayet pertenecen a sistemas binarios cerrados , en los que el segundo componente suele ser una estrella de tipo espectral O o B con una masa mayor que la de la estrella Wolf-Rayet, por lo que las masas de la los componentes a menudo se pueden medir directamente [6] . Las estrellas Wolf-Rayet se concentran principalmente en el plano del disco de la galaxia  ; la distancia promedio de tales estrellas desde el plano de la galaxia es de aproximadamente 85  parsecs . Además, son bastante raros: según estimaciones teóricas, hay 1-2 mil de ellos en la Vía Láctea , y solo se han descubierto unos pocos cientos de ellos. Debido a su luminosidad, se pueden observar a grandes distancias: por ejemplo, se conocen 30 estrellas de este tipo en la galaxia de Andrómeda [9] [10] .

El concepto de galaxias Wolf-Rayet está asociado con las estrellas Wolf-Rayet - estas son galaxias en las que no es posible resolver estrellas individuales, pero su espectro indica la presencia de un gran número - cientos o miles - de estrellas Wolf-Rayet en Algunas áreas. Tales galaxias en sí mismas son galaxias con un estallido de formación estelar [8] .

Características espectrales

La principal característica de los espectros de las estrellas Wolf-Rayet es la presencia de fuertes líneas de emisión de varios elementos: H I [11] , He I-II, N III-V, C III-IV, O III-V, mientras que las ordinarias las estrellas exhiben adquisiciones de líneas . La intensidad de la radiación en las líneas puede ser de 10 a 20 veces mayor que la intensidad en las regiones vecinas del espectro continuo, y el ancho de las líneas es de 50 a 100 angstroms , lo que indica un fuerte viento estelar . Se observan espectros similares en algunos núcleos de nebulosas planetarias , pero sus masas y luminosidades son mucho más bajas que las de las estrellas Wolf-Rayet [2] [9] .

Aunque la temperatura efectiva de las estrellas Wolf-Rayet es muy alta, la parte continua del espectro de emisión tiene una temperatura no tan alta: su temperatura de color en el rango visible es de solo 10-20 mil K. En este caso, la sustancia, cuyas líneas de emisión se observan en el espectro, tiene un potencial de ionización de hasta 100 eV , lo que corresponde a una temperatura de 100 mil K [9] .

En los espectros de las estrellas Wolf-Rayet, las líneas de emisión muestran una disminución de la intensidad de emisión por debajo del continuo en su parte azul, es decir, absorción en longitudes de onda más cortas que aquellas en las que se produce la emisión. Tales características indican claramente la pérdida de masa de la estrella y se denominan  " perfiles P Cygni " por el nombre de la estrella P Cygni , en el que las líneas tienen la misma forma [8] [12] [13] .

Variabilidad

Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas variables eruptivas . Sus cambios de brillo son irregulares, y la amplitud de estos cambios en la banda V es de hasta 0,1 m . Se cree que su variabilidad es causada por la inconsistencia de su viento estelar [14] [15] .

Clasificación

En la clasificación espectral, las estrellas Wolf-Rayet se separan en una clase separada W [16] o WR. Esta clase, a su vez, se divide en tres secuencias (o tres tipos) según el tipo de espectro: nitrógeno (WN), carbono (WC) y oxígeno (WO) -en los espectros de estrellas de estas secuencias, nitrógeno , carbono y líneas de oxígeno predominan, respectivamente . Además, las líneas débiles de hidrógeno están presentes en los espectros de las estrellas WN y WC [1] .

La secuencia de estos tipos WN-WC-WO se considera evolutiva (ver más abajo ) [1] : la pertenencia de una estrella a una u otra secuencia está determinada por la proporción de materia perdida, que aumenta con el tiempo. Las estrellas de secuencia de oxígeno son las más raras: solo se conocen 9 de esas estrellas [8] [17] [18] .

Cada una de estas secuencias se divide además en subclases según la relación de las intensidades de línea de la misma sustancia en diferentes grados de ionización. La secuencia de nitrógeno se divide en 8 subclases de WN2 a WN9 (a veces se agregan WN10 y WN11), la secuencia de carbono se divide en 6 subclases de WC4 a WC9 y la secuencia de oxígeno se divide en subclases WO1-WO4. Algunas estrellas tienen una forma intermedia de espectros entre las secuencias de nitrógeno y carbono y se asignan a una clase WN/C separada. Como en la clasificación espectral de las estrellas ordinarias, las subclases indicadas por un número más pequeño se denominan tempranas y las más grandes se denominan tardías, las estrellas de las subclases anteriores tienen una temperatura más alta [8] .

Las estrellas de clase O y las estrellas Wolf-Rayet a veces resultan difíciles de distinguir en términos de características. Las estrellas de ambas clases tienen temperaturas muy altas, mientras que los espectros de algunas estrellas de clase O tienen líneas de emisión y los espectros de las estrellas Wolf-Rayet pueden tener líneas de hidrógeno . Esto lleva a que algunas de las estrellas de secuencia principal más masivas que queman hidrógeno en lugar de helio en sus núcleos se clasifiquen como estrellas de secuencia de nitrógeno Wolf-Rayet y se designen como WNh en lugar de WN. Este tipo, por ejemplo, incluye la estrella conocida más masiva, R136a1 [19] [20] . Además, algunas estrellas con parámetros intermedios se asignan a dos clases a la vez: por ejemplo, O3 If*/WN6. Estas estrellas se conocen en inglés como "slash stars", y en la mayoría de los casos son estrellas que todavía están quemando hidrógeno en sus núcleos [3] [4] .

Evolución

La mayoría de las estrellas Wolf-Rayet son estrellas en etapa tardía que han perdido casi todo su hidrógeno y están quemando helio en sus núcleos. En este estado, la estrella pasa muy poco tiempo según los estándares astronómicos: menos de 3⋅10 5 años. La edad de tales estrellas también es pequeña y no excede varios millones de años [8] . Para convertirse en una estrella Wolf-Rayet, debe perder la mayor parte de su capa de hidrógeno, que luego se puede observar como una nebulosa Wolf-Rayet alrededor de la estrella [21] . Durante la formación, la masa de tales estrellas tiene un promedio de 30-40 M ⊙ , pero en el curso de la evolución pierden una parte significativa de su materia, y en la etapa estelar de Wolf-Rayet su masa promedio es de aproximadamente 10 M ⊙ [1] [ 9] . Esto puede suceder por dos razones [22] [23] :

• En el caso de una sola estrella, si tiene una masa de más de 25 M ⊙ , después de abandonar la secuencia principal y convertirse en una supergigante , puede comenzar una fuerte salida de materia de las capas exteriores, principalmente hidrógeno, hacia el entorno circundante. espacio debido a la alta luminosidad, y la estrella se convierte primero en una variable azul brillante , y luego en una estrella Wolf-Rayet [8] [9] .

• En un sistema binario cerrado con componentes de masas suficientemente grandes, la estrella más masiva completa antes la secuencia principal y comienza a aumentar de tamaño. En algún momento, llena su lóbulo de Roche y la sustancia de sus capas externas comienza a fluir hacia otra estrella. Así, queda un núcleo de helio de una estrella más masiva, en el que se quema el helio , y la estrella se convierte en una estrella Wolf-Rayet. Como resultado, queda un objeto compacto , y cuando la segunda estrella deja la secuencia principal, entonces la masa comienza a fluir hacia un objeto compacto, y una estrella inicialmente menos masiva también puede convertirse en una estrella Wolf-Rayet [9 ] [22] [23] .

Las estrellas Wolf-Rayet pierden masa con el tiempo, lo que conduce a un cambio en su composición en la superficie y, con ello, en el espectro. Por lo tanto, la misma estrella en diferentes momentos pertenece a diferentes secuencias (ver arriba ): primero es WN, luego WC. Las estrellas de tipo WO son muy raras y poco conocidas y, presumiblemente, en esta etapa, la estrella termina de sintetizar carbono a partir de helio o elementos más pesados ​​que el helio ya se están quemando en ella. Por estas razones, la etapa WO debería durar muy poco tiempo, 103–104 años , y también se cree que solo las estrellas con masas iniciales de 40–60 M ⊙ [ 8] [17] [18] pasan por ella .

En última instancia, las estrellas Wolf-Rayet terminan sus vidas con una explosión de supernova y se transforman en una estrella de neutrones o un agujero negro . El tipo de supernova depende de la masa inicial de la estrella: si supera los 40 M ⊙ , entonces la supernova tiene tipo Ib, si no supera - Ic. La explosión de una estrella Wolf-Rayet como supernova puede generar estallidos de rayos gamma [8] [9] .

Estrellas tipo WNh

Las estrellas de tipo WNh, a pesar de que sus características externas son similares a las de otras estrellas Wolf-Rayet, se encuentran en la etapa inicial de su evolución y queman hidrógeno, no helio, en el núcleo. Tales estrellas tienen masas mucho mayores: más de 75 M ⊙ . Después de esta etapa, tales estrellas pierden parte de su masa, se vuelven variables azules brillantes y luego nuevamente se convierten en estrellas Wolf-Rayet, pero ya pobres en hidrógeno [3] [8] .

Historia del estudio

En 1867, los astrónomos Charles Wolf y Georges Rayet , trabajando en el Observatorio de París , descubrieron tres estrellas en la constelación Cygnus con fuertes líneas de emisión en sus espectros . Por los nombres de estos astrónomos, el nuevo tipo de estrellas obtuvo su nombre [1] [8] [24] .

En 1930, Carlisle Beals sugirió la existencia de dos secuencias de estrellas Wolf-Rayet: nitrógeno y carbono, y en 1933 se confirmó su suposición [25] . En 1938, la Unión Astronómica Internacional adoptó para ellos las designaciones WN y WC, respectivamente [26] . La secuencia de oxígeno WO se identificó mucho más tarde, en la década de 1970, y antes de eso, las estrellas que le pertenecían se consideraban estrellas de las primeras subclases de la secuencia de carbono [8] [17] .

En 1943, Georgy Gamow planteó una hipótesis que explicaba la composición química anómala de las estrellas Wolf-Rayet: según su hipótesis, la sustancia producida en las reacciones termonucleares en el núcleo se encuentra en la superficie de estas estrellas, pero esta idea no fue generalmente aceptada. hasta finales del siglo XX [8] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Cherepashchuk A. M. Wolf-Raye stars // Gran enciclopedia rusa . - Editorial BRE , 2006. - V. 5. - S. 692. - 786 p. — ISBN 5-85270-334-6 .
2. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 407.
3. ↑ 1 2 3 Heydari-Malayeri, M. WNh Tipo . Diccionario etimológico de astronomía y astrofísica . París: Observatorio de París . Consultado el 26 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 4 de marzo de 2021. (indefinido)
4. ↑ 1 2 Crowther, Paul A.; Walborn, Nolan R. Clasificación espectral de O2–3.5 If*  / WN5–7 estrellas  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2011. - 1 de septiembre ( vol. 416 ). — Pág. 1311–1323 . — ISSN 0035-8711 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x . Archivado desde el original el 13 de julio de 2019.
5. ↑ 12 Cariño , David. Wolf–Rayet star  (inglés) . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 25 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 14 de noviembre de 2020.
6. ↑ 1 2 Lobo– Rayet Star  . astronomia _ Melbourne: Universidad Tecnológica de Swinburne . Consultado el 25 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2020.
7. ↑ Ethan Siegel. A las estrellas más calientes del universo les falta un  ingrediente clave . Forbes . The Forbes, Inc. Consultado el 26 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 17 de enero de 2021.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Paul A. Crowther. Propiedades físicas de las estrellas Wolf-Rayet  (inglés)  // Revisión anual de astronomía y astrofísica. - Pato Alto: Reseñas Anuales , 2007. - 1 de septiembre ( vol. 45 ). — pág. 177–219 . — ISSN 0066-4146 . -doi : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . Archivado desde el original el 11 de octubre de 2019.
9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Estrellas Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet . Astronet . Consultado el 25 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 12 de diciembre de 2012. (indefinido)
10. ↑ Estrella Wolf-Rayet  . Enciclopedia Britannica . Encyclopedia Britannica, Inc. Consultado el 25 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2020.
11. ↑ El número romano después de la designación del elemento indica el grado de ionización. I es un átomo neutro, II está ionizado simple, III está ionizado doblemente, y así sucesivamente.
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21. ↑ Ojos de rayos X en una nebulosa Wolf-Rayet  . AAS Nova . Consultado el 27 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 24 de noviembre de 2020.
22. ↑ 1 2 A. V. Tutukov. La evolución de estrellas binarias cercanas . Astronet . Consultado el 27 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 28 de septiembre de 2013. (indefinido)
23. ↑ 1 2 Cherepashchuk A. M. Estrellas binarias cercanas en las últimas etapas de la evolución . Astronet . Consultado el 27 de noviembre de 2020. Archivado desde el original el 20 de octubre de 2015. (indefinido)
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26. ↑ Swings, P. Los espectros de las estrellas Wolf-Rayet y objetos relacionados  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1942. - 1 de enero ( vol. 95 ). — Pág. 112 . — ISSN 0004-637X . -doi : 10.1086/ 144379 . Archivado desde el original el 5 de octubre de 2018.

Literatura

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• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. — B. ; Heideberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Surdin VG Astronomía: siglo XXI. - 3ra ed. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .

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