Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas 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 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.
Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR.
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 WR 134).
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 '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.
Véase también[]
- Clasificación estelar
- WR 124 y WR 136, ejemplos de estrellas de Wolf-Rayet