UNAS ESTRELLAS POCO COMUNES DE TIPO WOLF-RAYET

Las estrellas tienen diferentes categorías y clasificaciones. Existen las enanas marrones, enanas rojas, estrellas blancas, estrellas amarillas, gigantes azules, gigantes rojas,… y muchos más tipos.

Pero existe un tipo de estrella muy especial y distinta a las demás categorías. Estas estrellas se llaman Estrellas Wolf-Rayet (WF).

Las estrellas de tipo Wolf-Rayet son estrellas masivas que proceden de anteriores estrellas gigantes azules de masa superior a 45 veces la masa solar o de estrellas supergigantes rojas con masa 20 veces superior a la del Sol. Son muy calientes y normalmente están muy evolucionadas y su principal característica es que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares (mismo viento solar producido por nuestro Sol pero en otra estrella).

Normalmente este tipo de estrellas tienen temperaturas superficiales de entre 25.000 y 50.000 grados Kelvin, mucho más superior a la temperatura superficial del Sol que se encuentra a 6.000 grados Kelvin. Estas estrellas son muy luminosas y a la vez muy azules con su pico de emisión ubicado en el ultravioleta.

Estas estrellas tienen poca cantidad de hidrógeno y helio pero si muestran líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno.

También existen galaxias de tipo Wolf-Rayet y son galaxias con un elevado número de estrellas de este tipo como por ejemplo la galaxia NGC4214.

La estrella más brillante de este tipo se llama Gamm-2 Velorum y se ubica en la constelación de la Vela con una magnitud aparente de 1.9.

En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión está 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, y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Es posible también que 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- pueda tener algo que ver en su génesis. 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. Muchas 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.

Las estrellas Wolf-Rayer proceden de estrellas muy masivas. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno comentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar sólo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía según los diversos modelos de evolución estelar utilizados, pero un artículo reciente establece, para el caso de estrellas sin rotación, unas 37 masas solares, y para las que rotan, 22 masas solares.

Al ir perdiendo masa, la estrella se va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes -en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro- mientras se va desplazando a tipos espectrales más tempranos, dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminución de tamaño, de modo que la luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, 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) o en oxígeno (WO), que acaba por estallar como supernova o cómo un brote de rayos gamma.

Deja un comentario

Tu dirección de correo electrónico no será publicada.