Tres eran tres

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Esa fue su presentación oficial y, como dirán más adelante los autores:

Efectivamente, las tres mencionadas en el artículo están muy próximas y tenemos la suerte de encontrarlas en nuestra imagen de portada.

Charles Wolf y Georges Rayet habían encontrado tres estrellas que presentaban unos espectros peculiares. Era 1867. El telescopio que lo hizo posible había sido inventado pocos años antes en el mismo Observatorio de París donde ellos trabajaban por Jean Bernard Léon Foucault, el mismo que había demostrado la rotación de la Tierra con un péndulo de casi 70 metros de altura y el mismo que había calculado una velocidad de la luz de 298.000 km/s.

Foucault había sustituido el espejo metálico por uno de vidrio bañado en sal de plata.

Vale la pena pararse un momento a leer cómo describían los autores del artículo su utilización para conseguir los espectros:

Son las tres estrellas que inauguraron la clase Wolf-Rayet.

No es la primera vez que este tipo de estrellas aparece en el blog (p.e. ver Sssingular o Lo pendiente) y, aunque siguen siendo raras-raras, son objeto de atención especial en las investigaciones astronómicas, por ellas mismas y por ser precursoras de supernovas.

¿Qué tienen de especial estas W-R?

Para sus descubridores, demasiadas líneas brillantes en su espectro y carencia de líneas de absorción. Ahora se sabe que se muestran deficitarias en hidrógeno y más ricas en helio, carbono, nitrógeno u oxígeno.

¿Fácil? ¿acaso no he aprendido que en astronomía abundan las individualidades y que cualquier esquema que puedas entender está para saltárselo? … pues eso.

Aquí tenemos tres y cada una íntimamente distinta de las otras. La que ocupa el centro de la imagen es WR 134, oficialmente HD 191765, una WN6-s sin compañera. La siguiente hacia el este (izquierda) es WR 135, con nombre oficial HD 192103, binaria WC8+OB. Por último WR 137, HD 192641, también acompañada, WC7pd+O9V.—

¿Y WR 136 o HD 192163 o, más popular aún, Crescent Nebula? (no está aceptado este nombre en Simbad).

Otra curiosidad sobre el mundo de los catálogos: este de estrellas Wolf-Rayet, etiquetado WR, se ordena con número secuencial de menor a mayor AR. Incluso los nuevos descubrimientos se van incluyendo en el mismo orden con una letra minúscula identificativa. Un ejemplo: WR 30a (entre WR 30 y WR 31).

¿Por qué no comprobarlo?

WR 136 queda un poco más al oeste de WR 137 pero más al norte, fuera de nuestra imagen.

Todo aparentemente controlable, al fin y al cabo son escasas.

¡ja!

lo eran hasta que se empezaron a inspeccionar los cúmulos y ya es un no-parar, así que se utilizan cadenas de letras (también números) que van incluyéndose entre las catalogadas. Podemos también verlo con las encontradas entre WR 101d y WR 101e:

A falta de que las nuevas candidatas sean confirmadas, la imagen anterior corresponde a la última ampliación del catálogo que he podido comprobar de 2001, elaborada en 2006 (van der Hucht), recogidas en VizieR en 2001 y 2019, respectivamente. Total 298 desde aquellas 159 iniciales (van der Hucht, 1981).

HD 191765, la más vistosa de las tres y un poco, casi, apenas.

Una WN6-s; es decir, con dominio de líneas de emisión del nitrógeno en su espectro. La -s-, por su parte, anuncia líneas de absorción (afiladas, estrechas pero no muy estrechas).

Trato de averiguar qué elemento puede ser el que marca esas líneas de absorción y encuentro que algunas WN presentan líneas de absorción del hidrógeno (Hillier, 1996) y que la presencia de hidrógeno es mayor en las WNL (L de late) que en las WNE (E de early). (Crowther, Smith y Hillier, 1993).

¡Tate¡ debe tratarse de hidrógeno, solo que el que sea WN6 la coloca en un estadio intermedio entre las ‘late’ (de WN7 a WN9) y las ‘early’ (de WN2 a WN5) … ni fu, ni fa, podríamos decir.

¿Doy por hecho, entonces, que se trata de hidrógeno? … no está tan claro. Puede que sí o puede que no, porque me encuentro que WR 136, la Crescent Nebula para entendernos, es una WN6(h)-s, categoría aceptada y estudiada separadamente (Martins, 2023) … todo todo igualito menos que en ella sí está comprobada la presencia de hidrógeno … parece pues que no está claro que sea hidrógeno, ¿o sí?

Masaje neuronal … Reactivar la neurona.

Las W-R son raras ya antes de estar en esa fase. Parece que proceden de las de tipo O y, en el caso de las WN, de las otras raras-raras Of. Estas, por su parte, ya muestran una abundancia de nitrógeno.

Al evolucionar hacia las WN lo hacen comenzando por un tipo espectral tardío, WN9 y luego evolucionan a otros más tempranos, hasta WN2 (¿por qué el 2? … qui le sait?). Seguro que tiene su explicación pero a mí me parece poco o nada intuitivo empezar por ‘lo tardío’ y todavía tengo el nudo en la neurona.

Más tarde se convertirán en LBV … ¿siempre? … ¡pues no! … era de esperar (Smith y Conti, 2008).

Es hora de un recordatorio porque-si-no-me-pierdo y porque-si-no-desesperaría-por-no-entender-tanta-excepción:

• cada estrella es un mundo, vista sincrónicamente
• la coincidencia de estrellas en el mismo estado (sincronía) permite pensar en una evolución similar en condiciones similares (diacronía)
• la masa es un condicionante esencial en la evolución estelar (también el medio que interviene en su composición)
• las masivas en origen son las que, por el momento, mayores sorpresas nos van mostrando (¿las razones?, quizás porque, abriéndose paso entre sus coetáneas y derrochando energía en forma de vientos que enturbian visualmente su entorno, se necesitan mejores ‘ojos’ para saber lo que pasa en su interior … no sé)
• lo interesante de las W-R, pertenecientes a estas gordotas, reside en que señalan un estadio del que aún se sabe muy poco (¿por eso muchas observaciones parecen contradecirse?)

HD 191765, ¿es de verdad la más vistosa?

Antes de que terminen en supernovas, las estrellas masivas van desprendiéndose de masa lanzando a grandes velocidades capas de hidrógeno .

Nuevo recordatorio para no perderme: el hidrógeno es la materia prima de las estrellas aunque, por la nube molecular progenitora, presenten otros elementos. Si este hidrógeno prende (momento-ZAMS) se puede hablar de estrella y estará teóricamente predestinada a seguir una evolución determinada (secuencia principal). Lo que ocurre en algunos casos de estrellas muy masivas (p.e. W-R) es que, en lugar de ir quemando tranquilamente hidrógeno-que se va convirtiendo en helio-que se va convirtiendo en otros elementos, se saltan este protocolo y sus elementos se van formando y expeliendo a tandas (?). Estas expulsiones de masa forman nebulosas a su alrededor que enmascaran sus espectros. Así parece que, no es que no haya hidrógeno, sino que lo que es difícil es detectarlo debido a la velocidad a la que salen disparadas esas expulsiones de masa mostrando solo líneas de emisión.

Se puede ver en nuestra estrella central esa nube expansiva. ¿Por qué en las otras dos no? ¿quizás porque están más lejos?

Sus distancias: HD 191765 a 1905.851 ±64.29 pc, HD 192103 a 2423.655 ±121.59 pc y HD 192641 a 2041.650 ±71.69.

Bueno, pues a pesar de las apariencias, alguien ha planteado alguna duda sobre si la burbuja de Hα, formada a su alrededor, la ha generado ella misma o HD 192103 (Sitnik y Lozinskaya, 2009). No he podido comprobar si la burbuja a la que hacen referencia los autores coincide con la azulada que vemos en la imagen.

Más dudas

De las tres, HD 191765 esta catalogada como estrella simple, pero también parece que hay dudas sobre ello y podría tener una compañera de baja masa tipo K-M (Rustamov y Cherepashchuk, 2012). Ya se había barajado esta posibilidad años antes dado que presenta una variabilidad periódica que, junto con la presencia de una emisión de rayos X, podría querer mostrar la presencia de una estrella colapsada (de neutrones o agujero negro) (Morel et al., 1999).

Hay que destacar aquí un exhaustivo estudio de su variabilidad llevado a cabo, con la colaboración de personal aficionado, en el Observatorio del Teide del IAC-Instituto de Astrofísica de Canarias (Aldoretta et al., 2016).

Si no fuera tan cotilla, me quedaría aquí … pero, no.

Me encuentro leyendo en el artículo que puede que esas variaciones se deban a distintas velocidades de las corrientes de salida del propio viento estelar. Las regiones donde interactúan esas corrientes rápidas con las más lentas se llaman regiones de interacción corrotante, o CIR.

Se trata de estudiar las consecuencias de las llamaradas que se producen en el normal (¿pacífico? ¿más regular?) proceso de emisión de viento estelar … como pasa en nuestro Sol.

¡Plaf!, ¡plof!, ¡pum! … es mi neurona.

Tengo que alejarme un poco de nuestra estrella.

En la entrada anterior, (ver ¿una …?) comentaba la conciencia de pertenecer a una galaxia espiral similar a las que se observan, pero ¿por qué espiral?

Intentando aclararme con eso de las CIR, me he encontrado con un artículo que me ha resultado muy interesante. Estudiando las corrientes y campos magnéticos de nuestro Sol y como el conjunto de todas ellas, unidas a una inclinación del eje dipolo (magnético) respecto al eje de rotación explican una configuración espiral que puede aplicarse a la de las galaxias espirales (Akasofu y Hakamada, 1982).

No he podido acceder a posteriores artículos de estos autores así que lo dejo aquí con la esperanza de poder hacerlo más adelante.

Lo que vienen a decir todos estos estudios es que no está nada claro que se trate de una estrella binaria.

Las Wolf-Rayet tipo WC

Las estrellas masivas (O y OB) pueden evolucionar hacia estrellas W-R que, según los distintos modelos, pasarán por la fase de WN y, cuando en ella haya poca presencia de hidrógeno, podrán transformarse en una WC; es decir, con predominio de carbono.

Se recogen estas primeras investigaciones y modelos de estrellas W-R en las referencias, desde esa inicial clasificación del canadiense Carlyle Smith Beals (1938) (en Brooks y Whitehorne, 1992). A raíz del estudio del estadounidense Morton S. Roberts (1962) sobre la distribución galáctica de las estrellas W-R, la astrónoma australiana Linsey Fairfield Smith revisaría esa clasificación (1968). También se recoge en las referencias la amplia serie realizada por el grupo encabezado por el británico Paul Crowther.

El propio Crowther establece un periodo breve, del orden de 10.000 años, para la transición de WN a WC.

Las dos estrellas restantes, HD 192103 y HD 192641, ya se ha dicho, son de este tipo y ambas son binarias, registradas por Linsey F. Smith (1968):

Sin embargo, estos datos no son definitivos.

En el caso de HD 192103, no parece estar clara su binaridad (Marchenko, 1988) (van der Hucht, 2001) aunque se ha mantenido como tal en Simbad, así como los tipos que aparecen asignados a sus dos estrellas en la tabla anterior.

¿La más interesante?

Algo más estudiada parece HD 192641, tipo WC7pd+O9V.

¿Que de dónde viene eso de pd? ¿por peculiar quizás? ¿y la -d-?

Pues ni idea y eso después de unas 300 veces pasando del no-quiero-saber-nunca-más-nada-sobre-espectros a ánimo-un-último-intento. Pues bien, parece que por primera vez aparece en la lista de van der Hucht (2001) pero me ha sido imposible acceder al texto del artículo explicativos del catálogo.

Lo más aproximado que he encontrado es que pueda referirse a ‘periodic dust’ (van der Hucht, K. Y Hidayat, 2001)

Y a eso me agarro porque el polvo de esta WR 137 ha sido objeto de muchos estudios.

Una de las razones por las que las estrellas W-R pueden dispersar polvo es que se trate de estrellas binarias: el polvo se producirá en el periastro. Durante los años 1997 y 1998, el Hubble tomó imágenes de ese momento y podemos ver los datos de la evolución y de la orientación (Marchenko, Moffat y Grosdidier, 1999).

En 2005 (Lefèvre, L. et al.) se le calculó un periodo de 13,05 ±0,18 años para una masa de la W-R de 4,4 ±1,5 Mʘ y de 20 ±2.

Por suerte, para completar esas primeras imágenes del polvo observadas por el Hubble, están las obtenidas por el JWST que nos permiten echar un vistazo a ese rastro de polvo. Se trata de la interpretación con distintos softwares, a dos escalas distintas, de los primeros datos obtenidos por distintos instrumentos del telescopio (Lau et al., 2024):

Epílogo

Después de no-sé-cuántos-días bloqueada, me llega la confirmación: -pd- SÍ quiere decir ‘periodic dust’ (Rajagopal, 2010).

¡menos mal!.

Lo dejo aquí. Hay otros objetos interesantes que comentar en la próxima entrada.

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a propósito …

De uno en uno

El universo tiembla y nos manda señales, aunque sean minúsculas. Se detecta un neutrino, UNO, y se activan las alarmas, se examina si se ha registrado alguna señal de algún evento altamente energético al que se le pueda asociar, se calcula la probabilidad de que se correspondan … ¿y?

Pues que me deja sin palabras.

Me llamó la atención un vídeo recuperado como APOD/NASA. Se trataba de una animación sobre la forma en la que pudo emitirse un neutrino detectado por el IceCube.

Hace unos años había estado informándome sobre esas macroinstalaciones que agujereaban nuestro planeta para capturar esas partículas esquivas, así que me he puesto a curiosear.

Lo que encuentro más interesante es el desfase entre la identificación del neutrino (o neutrinos) y el evento al que se asocia: el neutrino llega antes que las otras manifestaciones del mismo evento, sean fotones, sean ondas gravitacionales, sean rayos gamma, etc.

Confirmada una relación evento-neutrino, mismo evento-fotón, etc. ¿qué se persigue? ¿tablas de equivalencia? ¿precisión de distancias?

… ni idea … seguiré husmeando.

Laboratorio

Pensar en un neutrino que atraviesa en línea recta el espacio intergaláctico me hace pensar en otra imagen semanal recientemente publicada por ESA/Hubble:

Se trata del sistema múltiple FS Tau y vista así, da la impresión de ser un experimento de laboratorio. Ahí lo que se podría contar no son neutrinos, sino fotones … naturalmente, los que se dejen contar. Me sugiere los muchos y distintos obstáculos con los que se encuentra la luz para llegar hasta nosotros.

Estas son las condiciones que se ha encontrado el Hubble para obtener esta imagen.

Entre chorros anda el juego

¿Quién se puede resistir?

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Organismos

Centre de Données astronomiques de Strasbourg [https://cds.u-strasbg.fr/]

ESA [https://cosmos.esa.int/]

NASA [https://www.nasa.gov/]

Bases de datos

Aladin Sky Atlas [https://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/]

Cornell University- ArXiv [https://arxiv.org/]

ESASky: https://sky.esa.int

IRSA https://irsa.ipac.caltech.edu/

SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) [https://ui.adsabs.harvard.edu/]

SIMBAD Astronomic Database [http://simbad.cds.unistra.fr/simbad/]

NED (NASA/IPAC Extragalactic Database) [http://ned.ipac.caltech.edu/]

Otros recursos

Cartes du ciel [https://www.ap-i.net/skychart//es/start]

IATE-European Union terminology [https://iate.europa.eu/]

SEA- Sociedad Española de Astronomía [https://www.sea-astronomia.es/glosario]

Wikipedia [https://es.wikipedia.org/]

Referencias

Akasofu, S.-I. and Hakamada, K., “Magnetic field configuration of the heliosphere and spiral galaxies”, The Astrophysical Journal, vol. 253, IOP, pp. 552–555, 1982. doi:10.1086/159657.

Aldoretta, E. J., “An extensive spectroscopic time series of three Wolf-Rayet stars – I. The lifetime of large-scale structures in the wind of WR 134”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 460, no. 3, OUP, pp. 3407–3417, 2016. doi:10.1093/mnras/stw1188.

Beals, C. S., “The classification of Wolf-Rayet spectra”, in Publications of the American Astronomical Society, 1933, vol. 7, p. 212. [texto no accesible]

Brooks, R. C. and Whitehorne, M. L., “Interpretation of Wolf-Rayet stars : CS. Beals’s contribution.”, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 86, pp. 228–247, 1992.

Crowther, P. A., Hillier, D. J., and Smith, L. J., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. I. Ofpe/WN9 stars.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 293, pp. 172–197, 1995.

Crowther, P. A., Hillier, D. J., and Smith, L. J., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. II. Tailored analyses of Galactic WNL stars.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 293, pp. 403–426, 1995.

Crowther, P. A. and Smith, L. J., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. VI. Large Magellanic Cloud WNL stars.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 320, pp. 500–524, 1997.

Crowther, P. A., Smith, L. J., and Hillier, D. J., “Tailored analyses of 24 Galactic WN stars”, Space Science Reviews, vol. 66, no. 1–4, pp. 271–275, 1993. doi:10.1007/BF00771076.

Crowther, P. A., Smith, L. J., and Hillier, D. J., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. IV. Weak-lined WNE stars.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 302, p. 457, 1995.

Crowther, P. A., Smith, L. J., Hillier, D. J., and Schmutz, W., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. III. The evolutionary status of WNL stars.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 293, pp. 427–445, 1995.

Crowther, P. A., Smith, L. J., and Willis, A. J., “Fundamental parameters of Wolf-Rayet stars. V. The nature of the WN/C star WR 8.”, Astronomy and Astrophysics, vol. 304, p. 269, 1995.

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Lefèvre, L., “Spectroscopic study of the long-period dust-producing WC7pd+O9 binary HD 192641”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 360, no. 1, OUP, pp. 141–152, 2005. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09017.x.

Marchenko, S. V., “Spectral variability of Wolf-Rayet stars. III. Supposed single stars HD 192103, HD 192641 and the eclipsing binary HD 193576.”, Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel, vol. 4, pp. 36–42, 1988.

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