Las
estrellas Wolf – Rayet son objetos estelares muy luminosos y
calientes, cuyos llamativos espectros están dominados por líneas de
emisión. Son descendientes de estrellas de tipo O, con masas por
encima de 25 masas solares. Este tipo de estrellas pierden enormes
cantidades de materia (del orden de 10-5 masas
solares por año) a través de vientos estelares muy intensos, de
forma que cuando llegan a este estado evolutivo tienen masas de entre
10 y 25 masas solares.
Este
viento estelar es “ópticamente grueso” en el rango visible y
ultravioleta, lo que quiere decir que es prácticamente opaco a estas
longitudes de onda. Por este motivo, el espectro no presenta rasgos
de la fotosfera ni de la atmósfera estelar.
El
espectro de estas estrellas muestra anchas y marcadas líneas de
emisión superpuestas sobre un tenue continuo caliente. Tanto el
continuo como las líneas de emisión se forman en el viento estelar.
Todas
las estrellas Wolf - Rayet presentan líneas de emisión de helio
ionizado, pero en algunas, las de tipo WN, son prominentes ciertas
líneas de nitrógeno en diversos estados de ionización, mientras
que en otras, las de tipo WC, destacan las líneas de carbono
ionizado.
El
destino más probable de las estrellas Wolf – Rayet es terminar
como supernovas. Solo escapan a este final aquellas que son capaces
de deshacerse de la mayor parte de su masa a través del viento
estelar.
A
pesar de su escasez, parece que su contribución al enriquecimiento
del medio interestelar y a la formación de nuevas generaciones de
estrellas es importante.
El
mes de julio pasado tuve el privilegio de disponer de tiempo de
observación en el telescopio de 0,5 m del Observatori Astronomic de
la Universitat de Valencia, en Aras de los Olmos, que estaba equipado
con un espectrógrafo LHIRES III. Con la inestimable colaboración
del personal del observatorio adquirí los espectros e imágenes de
calibración de tres estrellas Wolf – Rayet relativamente
brillantes: W133, W136 y W140.
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| El espectrógrafo LHIRES III en el foco del telescopio de 0,5 m. |
Realicé
el proceso de reducción de datos con IRAF (un conocido paquete de
software profesional para tratamiento de imágenes astronómicas) y
este es el resultado.
En el eje horizontal, longitudes de onda en Angstrom; en el eje vertical, intensidad relativa.
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| Espectro de WR 133 |
W133,
también conocida como HIP99002 y HD190918
está clasificada como
WN5 y en su espectro destacan líneas de helio ionizado (He II) y
nitrógeno.
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| Espectro de WR 136 |
WR136
(HIP99546 - HD192163
) es el prototipo de la clase WN6. Su
espectacular espectro está dominado por una intensísima línea de
He ionizado, y líneas de nitrógeno.
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| Espectro de WR 140 |
WR140
(HIP100287 – HD193793
) está clasificada como WC7. En su espectro
se observan con claridad líneas de carbono.
Excelentes tomas. WR 133 y WR 140 son binarias espectroscópicas, esto se nota con gran detalle en el primer gráfico donde todas las líneas están divididas.
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