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También en los confines de la Vía Láctea el rosado es sinónimo de nacimiento estelar.

Nebulosa NGC 7380. Crédito: Kris Sandburg and Peter Jacobs/Adam Block/NOAO/AURA/NSF

Esta nueva fotografía muestra una típica región de formación estelar en el brazo espiral de nuestra galaxia Vía Láctea, a unos 7.000 años luz de distancia.

Esta región es definida como una nebulosa, y se la denomina NGC 7380. La fotografía fue tomada por los observadores aficionados Kris Sandburg y Peter Jacobs con el apoyo del astrónomo Adan Block, en un programa de observación en el Observatorio de Kitt Peak que procura ayudar a los que recién comienzan en su aprendizaje sobre la astrofotografía.

“Este campo contiene a muchas estrellas energéticas jóvenes que hacen que el gas natal que las rodea resplandezca en un intenso color rojo-rosado”, explicó Bock.

Observatorio Nacional de Kitt Peak. Crédito: NOAO

La mayoría de las estrellas que cincelan e iluminan la nebulosa están fuera de la imagen, hacia la parte superior izquierda.

“Sus vientos y su radiación esculpen las nubes de gas y polvo creando las cordilleras montañosas que aquí vemos”, dijo Block vía correo electrónico. “Las partes más oscuras de esta imagen son nubes de polvo en primer plano lo suficientemente espesas como para ocultar la luz que está más allá de ellas”.

La estrella brillante a la izquierda del centro se encuentra dentro de una azulada burbuja de gas. Podría pertenecer una clase especial de estrellas conocidas como Wolf-Rayet, que está comenzando a expulsar una burbuja espacial.

NGC 7380 fue descubierta en 1787 por Caroline Herschel, quien trabajaba con su hermano William, un astrónomo que creó un catálogo de tales objetos. William Herschel clasificó a éste como H.VII.77.

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Estrellas Wolf-Rayet (WR):

Estrella Wolf-Rayet HD56925 (WN5) en la Nebulosa NGC 2359. Para una imagen mayor, cliquee aquí. Crédito: P. Berlind & P. Challis / CfA

Las estrellas Wolf-Rayet forman parte de un muy pequeño grupo de estrellas extremadamente luminosas y calientes. Son también muy masivas, superando a menudo las 40 masas solares, y alcanzan temperaturas que oscilan entre los 25.000 y los 50.000ºK, pero que pueden llegar hasta los 90.000ºK.

Emiten fuertemente en las longitudes correspondientes a los átomos ionizados de helio, carbono, oxígeno y nitrógeno, por lo que se utilizan estas líneas de emisión para caracterizarlas. Así, las que exhiben las líneas de carbono y helio son llamadas WC, y las que emiten helio-nitrógeno y helio-oxígeno (muy escasas) son denominadas respectivamente WN y WO. En general muestran muy poca abundancia de hidrógeno.

Observadas por primera vez en 1867 por los astrónomos franceses Charles Wolf (1827-1918) y Georges Rayet (1839-1906), hasta la fecha han sido descubiertas apenas unas 200 en la Vía Láctea y en las galaxias vecinas. Con un número tan pequeño, todavía no se ha sido posible descifrar muchos de sus secretos.

Si bien a menudo parecen haber evolucionado como miembros de un sistema binario con una compañera tipo “O” o “B”, se han encontrado algunas solitarias. Por lo tanto, su ciclo vital es incierto, puede pueden formarse de múltiples maneras.

En sí misma, una estrella WR es el centro de una estrella “O” que ha sido despojada de sus capas exteriores de hidrógeno, dejando detrás únicamente el núcleo de helio. Cuando se las encuentra en un sistema binario, se piensa que de alguna forma el tirón gravitatorio entre las dos estrellas tuvo algo que ver con la pérdida de las capas exteriores de la WR. Sin embargo, la gravedad no puede ser la única responsable, ya que existen algunas solitarias. Por esta razón, se piensa que la presión de radiación juega un papel dominante en el proceso.

Estrella Wolf-Rayet WR124 en la Nebulosa M1-67. Para una imagen mayor, cliquee aquí. Crédito: Hubble

A menudo, el gas desprendido puede verse como una nebulosa anillada a su alrededor. Las estrellas Wolf-Rayet exhiben grandes tasas de pérdida de masa, de aproximadamente 0,0001 masas solares al año. Las mediciones realizadas muestran que tienen una atmósfera en rápida expansión, con velocidades de alejamiento de hasta 3.000 kilómetros por segundo. Las pérdidas de masa correspondientes son tan altas que se calcula que podrían perder toda su atmósfera exterior en apenas 100.000 años. Así, estas estrellas constituyen las breves fases finales de la evolución de las estrellas masivas, y están destinadas a desaparecer en explosiones supernova tipos Ib o Ic.

Las galaxias Wolf-Rayet son aquellas que muestran una gran población de este tipo de estrellas.

Existe otra clase de estrellas, la así llamadas Variables Azules Luminosas, que son similares a las WR y que están muy posiblemente relacionadas en términos de evolución estelar, si bien esta relación es todavía materia de estudio.

Estrellas Variables Azules Luminosas (LBV):

Eta Carinae. Para una imagen mayor, cliquee aquí. Crédito: Hubble

Las Variables Azules Luminosas o LBV (Luminous Blue Variable) son muy parecidas a las Wolf-Rayet. Como su nombre lo sugiere, son muy masivas, muy luminosas, muy calientes (de ahí su color azul), y exhiben alguna clase de variabilidad. Las LBV, como las WR, se caracterizan por sus enormes eyecciones de masa.

Una de las características principales de las LVB es su variabilidad, presente en los cambios y variaciones en la apariencia de la estrella causados por sus eyecciones. Precisamente, una de las diferencias entre las LVB y las WR es la forma en que pierden masa. Mientras que en las WR hay una rápida expansión, en las LVB la masa se expande discontinuamente, en estallidos irregulares, con vientos rápidos y lentos alternativamente.

Las variaciones que así se producen en la apariencia de la estrella pueden ocurrir en diferentes formas y con escalas de tiempo diferentes. Las más atractivas son los estallidos masivos. Cuando ocurren, grandes cantidades de material son eyectados súbitamente hacia el área que rodea a la estrella. Visualmente, pueden aparecer como enormes flujos bipolares que crean imágenes increíbles. La más conocida de estas grandes erupciones es la que muestra la famosa Eta Carinae. Su estallido de 1837-1860 lanzó al espacio alrededor de 3 masas solares, y todavía sigue eyectando material..

Aunque Eta Carinae resulte impresionante, es un ejemplo raro. No hemos visto ninguna otra como ella, y la mayoría de las LBVs muestran variaciones menores (de 0,5 a 2 masas solares) y de menos duración (de unas pocas decenas de años). De cualquier manera, todas ellas vuelven luego a un estado “relajado” donde hay muy poca o ninguna variación. Parecerían entonces de alguna manera estar acumulando energía, para liberarla luego en forma súbita y violenta.

LBV 1806-20 comparada con el Sol (representación artística). Para una imagen mayor, cliquee aquí. Crédito: University of Florida/Meghan Kennedy

Otra de sus variaciones se muestra en su espectro y en su luminosidad.. Cuando se encuentran en su fase relajada, su luminosidad es mínima y su espectro es parecido al de una súpergigante caliente (similar al de una WR). Durante los períodos de estallido, su luminosidad es máxima y su espectro luce como el de una súpergigante más fría (estrellas de tipo “A” o “F”).

Correspondientemente con lo anterior, también muestran fluctuaciones de temperatura. En la fase calma llega a sus máximos valores, alcanzando los 15.000 o 20.000ºK, pero durante los períodos de actividad de pérdida de masa, la temperatura cae hasta alrededor de los 8.000ºK.

La estrella más grande conocida hasta la fecha es LBV 1806-20. Se encuentra a 45.000 años luz de distancia, es por lo menos 150 veces más masiva que el Sol y 5 millones de veces más luminosa. En la representación artística de más arriba se la ve comparada con el Sol (el puntito amarillo debajo y a la izquierda).

Heber Rizzo

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Web Site: Space.com
Artículo: “ That Natal Glow ”
Autor:Robert Roy Britt
Fecha: Setiembre 15, 2004

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Para Astroseti.org: Heber Rizzo Baladán

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