Estrella de Wolf-Rayet

De Wikipedia, la enciclopedia libre

Las estrellas de Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas, cálidas y evolucionadas casi al final de su ciclo. Poseen una intensa pérdida de material asociada a fuertes vientos estelares.

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de más de 25.000 - 50.000 K, 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. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en dos tipos: WN (si abunda el nitrógeno) y WC (si abunda el carbono). Las estrellas 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 tipos espectrales O y B, o en unas pocas según se cree un objeto colapsado cómo 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.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR.

[editar] 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 mediantes las iniciales WR y un número (por ejemplo WR134).

[editar] Causas del 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 1970 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, se desencadena un fuerte viento estelar. Otros autores también postulan que las envolturas de hidrógeno pueden perderse arrancadas debido a fuertes vientos estelares procedentes de una estrella masiva cercana. Que bastantes estrellas de tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles dónde 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 planetarias formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet podrían ser precursores 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.

Véase también: Estrella Clasificación estelar