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Astronomia - Espacio Profundo
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    Estrellas Wolf Rayet

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    Las estrellas 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 K y 50.000 K.

    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 (en algunas WO pueden llegar de 4200kn/s a 5500km/s) y una tasa de pérdida de masa extremadamente elevada. Se desconoce la manera en que se produce este viento, probablemente es producto de la presión de la radiación, pero sin duda juega un papel importante en la evolución de estos objetos, las WR pierden su masa en forma de viento a razón de entre 10-6 y 10-5 masas solares por año, en comparación, la pérdida de masa del Sol es de tan sólo 10-14 masas solares. 

    Muestran rayas de emisión HeI, HeII así como CII-CIV, OII-OV, o NIII-NV, lo que hacen que sean fácilmente identificables mediante la espectroscopía, ademas 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 se dividen en 3 grupos: 

    • - WN: dominantes en Nitrogeno y algo de Carbono. 
    • - WC: dominantes en Carbono y con ausencia de Nitrogeno. 
    • - WO: dominantes en Oxigeno.(O) 

     

    WN: principales líneas de emisión,H, NIII (4640Å), NIV, NV, HeI, HeII, y en CIV a 5808Å, en UV también pueden observarse líneas de emisión de NII, NIII, NIV, NV, CIII, CIV, HeII, OIV, OV, y SiV.
    WC: H, CII, CIII (5696Å), CIV (5805Å), OV (5592Å), HeI, y HeII, en UVse puede observar líneas de emisión de CII, CIII, CIV, OIV, OV, SiIV, HeII, FeIII, FeIV, y FeV.

    Tambien podemos encontrar galaxias Wolf-Rayet, son consideras asi las que poseen altas cantidades de este tipo de estrellas. 

    Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo. A veces suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipos espectrales O y B, en pocas ocasiones según se cree puede ser 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. 

    Comportamiento

    En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión es causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. En los años '70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus envolturas 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 suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo alcanzando estos elementos la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la fuerza del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y dónde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella.

    Otros autores también postulan que las envolturas de hidrógeno pueden perderse arrancadas debido a fuertes vientos estelares procedentes de una estrella masiva cercana. 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- es una prueba a favor de ésta teoría. En ambos casos, las tasas de pérdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10-5 o 10-6 masas solares por año.

    Numerosas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas que no deben confundirse con las nebulosas planetarias formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado algo más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico. 

    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 (GRB). 
     

    WR78-2.jpg
    En la imagen podemos ver el espectro característico de este tipo de estrellas, en este caso WR78, clase espectral WN7-h, se pueden apreciar fuertes emisiones de N. La imagen fue obtenida con un filtro Star Analyser SA100 y procesada con Vspec
     
    SAO #  HD #  WR # (other)

    R.A.

    Dec

    Type

    Mag(V)

    #Components

    219504

    68273

    11, Gamma2 Vel

    08:09:31.9503

    -47:20:11.716

    WC8+O7.5III-V

    1.74

    5 (incl. g1)

    227425

    152408

    79a

    16:54:58.5051

    -41:09:03.088

    WN9ha

    5.29

    1

    252162

    113904

    48, Theta Mus

    13:08:07.171

    -65:18:22.91

    WC6(+O9.5/B0Iab)

    5.88

    2?

    238353

    92740

    22

    10:41:17.5157

    -59:40:36.898

    WN7h+O9III-V

    6.44

    2

    238394

    93131

    24

    10:43:52.2579

    -60:07:04.019

    WN6ha

    6.49

    1

    227328

    151932

    78

    16:52:19.2475

    -41:51:16.250

    WN7h

    6.61

    1

    69402

    190918

    133

    20:05:57.3242

    +35:47:18.140

    WN5+O9I

    6.7

    2

    172546

    50896

    6, EZ CMa

    06:54:13.0441

    -23:55:42.011

    WN4

    6.94

    1

    227390

    152270

    79

    16:54:19.6994

    -41:49:11.527

    WC7+O5-8

    6.95

    2

    49491

    193793

    140, V1687 Cyg

    20:20:27.9759

    +43:51:16.274

    WC7pd+O4-5

    7.07

    2

    227822

    156385

    90

    17:19:29.9013

    -45:38:23.874

    WC7

    7.45

    1

    69592

    192163

    136, V1770 Cyg

    20:12:06.5421

    +38:21:17.779

    WN6(h)

    7.65

    1

    251264

    96548

    40, V385 Car

    11:06:17.2021

    -65:30:35.242

    WN8h

    7.85

    1

    69755

    193077

    138

    20:17:00.0273

    +37:25:23.773

    WN5+B?

    8.1

    2?

    69833

    193576

    139, V444 Cyg

    20:19:32.4218

    +38:43:53.961

    WN5+O6III-V

    8.1

    2

    238408

    93162

    25

    10:44:10.337

    -59:43:11.41

    WN6h+O4f

    8.14

    2

    69677

    192641

    137, V1679 Cyg

    20:14:31.7671

    +36:39:39.601

    WC7pd+O9

    8.15

    2

    186341

    165763

    111

    18:08:28.4686

    -21:15:11.191

    WC5

    8.23

    1

    69541

    191765

    134, V1769 Cyg

    20:10:14.1928

    +36:10:35.068

    WN6

    8.23

    1

    251296

    97152

    42, V431 Car

    11:10:04.0796

    -60:58:44.952

    WC7+O7V

    8.25

    2

    Table 1: The twenty brightest (mv) stars from The Seventh Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars (van der Hucht, K.A. 2001). 

      

    Referencias

    >https://www.cfa.harvard.edu 

    >http://astrogea.org 

    >http://www.astrosurf.com/buil/staranalyser/obs.htm 

    >http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html 

    >http://www.astrosurf.com/vdesnoux/ 

    >http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/index.php 

    >http://www.peripatus.gen.nz/astronomy/wolraysta.html

     
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