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Estrella de Wolf-Rayet

Les estrelles de Wolf-Rayet o estrelles Wolf-Rayet (embrivíes frecuentemente como WR) son estrelles masives (con más de 20-30 mases solares), calientes y evolucionaes que sufren grandes perdes de masa por cuenta d'intensu vientos estelares.

Ficha d'oxetu celesteEstrella de Wolf-Rayet
Tipu espectral y tipu d'oxetu astronómicu
Epónimu Charles Wolf (es) Traducir y Georges Rayet (es) Traducir
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Carauterístiques y clasificación

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Esti tipu d'estrelles tien temperatures superficiales d'ente 25 000 y 50 000 K (en dellos casos inclusive más), elevaes lluminosidaes, y son bien azules, col so picu d'emisión asitiáu nel ultravioleta. Los sos espectros amuesen bandes d'emisión brilloses correspondientes a hidróxenu o heliu ionizado —los cualos son relativamente escasos—. La superficie estelar tamién presenta llinies d'emisión anches de carbonu, nitróxenu y osíxenu. Constitúin el tipu espectral W, que estrémase de la mesma en tres tipos: WN (si abonda'l nitróxenu, que s'esplica pola presencia na superficie estelar d'elementos qu'intervinieron nel ciclu CNO), y WC y WO (si abonda'l carbonu y si abonda l'osíxenu respeutivamente; el segundu ye muncho más raru y en dambos casos, la presencia de dichos elementos interprétase como la presencia na fotosfera de productos del procesu triple alfa). Les estrelles Wolf-Rayet más brilloses son del primer tipu.

De cutiu suelen formar parte de sistemes binarios nos cualos la otra estrella suel ser tamién una estrella masiva de tipu espectral O y B, o bien, nunos pocos casos, un oxetu colapsáu como una estrella de neutrones o un furacu negru.

La estrella más brillosa d'esti tipu ye Gamma-2 Velorum, de magnitú aparente 1,9 y asitiada na constelación de Vela.

Les galaxes de Wolf-Rayet son galaxes con un eleváu númberu d'estrelles de tipu WR, cómo por casu NGC 4214.

Descubrimientu

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Fueron afayaes polos astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet, quien identificaron na constelación del Cisne trés estrelles peculiares con bandes d'emisión brilloses y colores mariellos. Les estrelles WR identificar por aciu les iniciales WR y un númberu (por casu WR 104).

Causes del comportamientu

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En 1929 determinóse que l'anchor de les llinies d'emisión ta causada por un intensu efeutu Doppler producíu nos fuertes vientos de eyección. Nos años 70 suxirióse que les estrelles WR podíen perder les sos envoltures llixeres d'hidróxenu dexando al descubiertu los nucleos ricos n'heliu. Na actualidá piénsase qu'esti procesu empieza cuando la estrella xeneró abondos elementos pesaos (carbonu y osíxenu) nel so nucleu, y que parte d'estos elementos algamaron la superficie estelar. Nesi momentu mengua l'habilidá de la estrella pa radiar la enerxía producida nel so interior. De resultes, la intensidá del vientu estelar aumenta hasta acabar per amosar les capes interiores del astru, más calientes y onde les reacciones nucleares modificaron la composición de la estrella; nes estrelles WN pueden apreciase les capes nes que se produció la fusión d'hidróxenu n'heliu y nes WC aquelles nes que se realizó la fusión del heliu en carbonu y osíxenu. Ye posible tamién que'l fechu de que bastantes estrelles de tipu Wolf-Rayet pertenezan a sistemes dobles onde la otra estrella ye tamién bien masiva —de tipu espectral O y B— pueda tener daqué que ver na so xénesis. Les tases de perda de material pol fuerte vientu estelar pueden ser tan alzaes como 10-5 o 10-6 mases solares per añu. Munches estrelles WR atopar nel centru de nebuloses (que nun tienen de confundir se coles nebuloses planetaries) formaes presumiblemente a partir del material eyectado. Considérase igualmente que les estrelles de Wolf-Rayet son los precursores de supernoves. Estes estrelles son bien infrecuentes, detectándose daqué más de 200 estrelles WR na Vía Láctea, munches d'elles concentraes na rexón del centru galácticu.

Evolución

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Les estrelles Wolf-Rayet vienen de les estrelles más masives y brillantes de toles estrelles de tipu espectral O, en dellos casos en pasando al traviés de la fase de Variable Lluminosa Azul. Diches estrelles tienen vientos estelares tan potentes que traen una rápida perda de masa, hasta que se produz el fenómenu anterior y qu'acelera entá más la perda de masa, de cuenta qu'a la fin de la vida d'una estrella con masa inicial d'unes 100 mases solares puedan quedar solo unes 8 mases solares. La masa mínimo que puede tener una estrella pa convertise nuna Wolf-Rayet varia según los diversos modelos d'evolución estelar utilizaos, pero un artículu recién establez, pal casu d'estrelles ensin rotación, unes 37 mases solares, y pa les que rotan, 22 mases solares. Una estrella Wolf-Rayet empieza siendo de tipu espectral WN tardíu (WN9). Diches estrelles son bastante paecíes en lluminosidá y temperatura a les sos proxenitores. Al dir perdiendo masa, la estrella vase empequeñeciendo y, anque la so temperatura vaya aumentando al dir amosando capes internes más calientes —nes que s'atopen materiales procesaos poles reacción nucleares que se producen nel so interior y que dan llugar al so espectru— mientres se va moviendo a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, WN6, WN5...), dichu aumentu de temperatura nun ye abonda pa compensar l'amenorgamientu de tamañu, de cuenta que la lluminosidá de la estrella mengua (a diferencia de lo qu'asocede n'estrelles pocu masives como'l Sol, que nos sos estadios finales d'evolución son más brilloses que nos iniciales). Llega un momentu en que la estrella convertir nuna Wolf-Rayet rica en carbonu (WC) o n'osíxenu (WO), qu'acaba per españar como supernova o como un biltu de rayu gamma.

Por cuenta de que el tiempu de vida de les estrelles, inclusive les más masives y de bien curtia vida, ye bien cimera a la de la vida humana, l'estudiu de la so evolución ye una tema d'investigación bien activu que rique l'usu de modelos d'ordenador y abondoses observaciones, polo qu'hai numberosos estudios tratando de descifrala; delles idees de la evolución de les estrelles d'alta masa son les que siguen[1] (ensin incluyir les hipergigantes marielles, que se consideren procedentes de les superxigantes coloraes, según que los efeutos de la metalicidá que pueden camudar lo descrito equí):

Pa estrelles de más de 60 ~mases solares:

  • O → WN(rica en hidróxenu) → WN(probe n'hidróxenu) → WCtardía → WCtemprana → SN

Pa estrelles d'ente 40 y 60 mases solares:

  • O → VLA → WN(rica n'hidróxenu) → WN(probe n'hidróxenu) → WCtemprana → SN

Pa estrelles d'ente 25 y 40 mases solares:

  • O → SGA → SGR → SGA → WN(probe n'hidróxenu) → WCtemprana → SN

Pa estrelles de menos de 25 mases solares:

  • O → SGA → SGR → SGA → SGR → SN

Ó bien:

  • O → SGA → SGR → SGAm → SN

Otros escenarios evolutivos suxeríos darréu son:

Pa estrelles de más de 75 ~mases solares:

  • O → WN(rica n'hidróxenu) → VLA → WN(probe n'hidróxenu) → WC → SN Ic

Pa estrelles d'ente 40 y 75 mases solares:

  • O → VLA → WN(probe n'hidróxenu) → WC → SN Ic

Pa estrelles d'ente 25 y 40 mases solares:

  • O → VLA → WN(probe n'hidróxenu) → SN Ib

Ó bien:

  • O → SGR → WN(probe n'hidróxenu) → SN Ib

L'escenariu propuestu más apocayá (en 2012) ye:

Pa estrelles d'ente 8 y 15 mases solares:

  • OB → SGR → SNIIp

Pa estrelles d'ente 15 y 20 mases solares:

  • OB → SGR → SGA → SNIIl

Pa estrelles d'ente 20 y 45 mases solares:

  • O → SGR → WN(probe n'hidróxenu) → WC →SNIb/c

Pa estrelles d'ente 45 y 60 mases solares:

  • O → WNL(rica n'hidróxenu) → VLA/WN(probe n'hidróxenu)?→ WO → SNIb/c

Pa estrelles de más de 60 mases solares:

  • O → Of/WN(rica n'hidróxenu) ↔VLA [→ WN(rica n'hidróxenu)] →SNIIn

Ver tamién

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Referencies

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  1. ↑ Conti, 1996

Enllaces esternos

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Imáxenes d'estrelles Wolf-Rayet comentaes (inglés):

Más información sobre ésti tipu d'estrelles (n'inglés):



Wolf-Rayet


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