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Ojos de rayos X sobre una nebulosa Wolf-Rayet

Título del artículo original: Hot Gas in the Wolf-Rayet Nebula NGC 3199
Autores:  J.A. Toalá, A.P. Marston, M.A. Guerrero, Y.-H. Chu, R.A. Gruendl
Institución del primer autor: Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica (ASIAA).
Estado de la publicación: Aceptado en “the Astrophysical Journal”
Astrobite original: X-ray eyes on a Wolf-Rayet nebula por 

A medida que las estrellas masivas evolucionan fuera de la secuencia principal, a veces pierden más de la mitad de su masa inicial a través de vientos densos y lentos. Los núcleos de las estrellas calientes se ponen al descubierto, emitiendo copiosos fotones ultravioleta que ionizan el material expulsado, el cual forma una nebulosa en forma de burbuja ópticamente brillante. El núcleo caliente expuesto se conoce como una estrella Wolf-Rayet (WR), mientras que las capas externas expulsadas que la rodean forman lo que se conoce como una nebulosa Wolf-Rayet. Estos objetos reciben el nombre de un par de astrónomos franceses que las descubrieron por primera vez a través de espectros inusuales, con características de  líneas de emisión anchas que sobresalen por encima del continuo. Aunque las estrellas WR son fácilmente detectables (incluso fuera en galaxias cercanas) debido a su espectros de líneas de emisión inusuales, el origen de la nebulosidad circundante es más difícil de identificar debido a su estrecha semejanza con otros tipos de nebulosas de emisión, especialmente las nebulosas planetarias, y  la interacción del material expulsado con el medio interestelar.

Las teorías sugieren que las nebulosas WR deberían emitir en rayos X. Después de que una estrella pierde sus capas más externas y se transforma en una estrella WR, sus vientos estelares se aceleran a ~ 1500 Km/s – más de diez veces su ritmo anterior. Estos vientos más rápidos chocan con el material previamente expulsado que se propaga en el medio interestelar. Este proceso debe generar una burbuja difusa de material chocado que debe emitir en rayos X, pero esta predicción de la emisión de rayos X ha resultado elusiva; sólo algunas pocas nebulosas WR se han detectado en rayos X. En este artículo, los autores utilizan imágenes ópticas de banda estrecha e imágenes de rayos X y espectros para investigar las propiedades del área que rodea a WR 18, una estrella Wolf-Rayet estrechamente asociada con la nebulosa de emisión NGC 3199. Las imágenes ópticas de banda estrecha en la Figura 1 muestra el arco brillante de la nebulosa de emisión que se curva alrededor de WR 18.

 

Figura 1. Izquierda: imagen óptica en falso color de NGC 3199. WR 18 en cículo rojo al este del arco brillante. Derecha: un mapa de la razón de [O III] y H-alfa. Las dos mediciones del movimiento propio de la estrella están indicando con las flechas de colores. (Figura 1 del artículo original).

Figura 2.- Imagen de rayos X en falso color de NGC 3199. El lado occidental (derecho) emite significativamente más en el rango de 11 a 25 keV que el lado oriental (izquierda). (Figura 2 del artículo original).

Los autores presentan observaciones de rayos X de la nebulosa por XMM-Newton y revelan por primera vez una emisión difusa en rayos X que cubre a NGC 3199, aparentemente ligada a la emisión de [O III] en el borde suroeste. (Aquí, los corchetes indican la emisión a través de una transición “prohibida” —una que no es inducida por el mecanismo más común y por lo tanto raramente ocurre en un entorno de laboratorio.) Este descubrimiento cimenta el estado de NGC 3199 como una nebulosa WR—solo la cuarta nebulosa de este tipo que es observada en rayos X. De las imágenes en falso color de rayos X en la Figura 2 a la derecha, podemos ver las variaciones espaciales en la emisión de rayos X. Los autores encuentran que el lado occidental (derecho) emite más en el rango  de 1.1 – 2.5 keV que el lado oriental (izquierdo). Ellos utilizan el ajuste espectral para extraer las propiedades globales y locales de la nebulosa. Lo más importante es que encuentran que mientras más cercano al arco ópticamente brillante, el material está más enriquecido en metales de los fuertes vientos estelares. Mientras que el material opuesto al arco parece ser una mezcla de supervientos estelares y el medio interestelar. Esto implica que el material nebular de NGC 3199 está siendo activamente enriquecido por los vientos estelares de WR 18.

 WR 18: ¿Una hogareña confundida con una fugitiva?

Los autores también consideran los orígenes del arco ópticamente brillante mostrado en la Figura 1. Se pensó primero que era un arco de choque formado debido al rápido desplazamiento de la WR 18 en el medio interestelar circundante, que se amontona como nieve antes de una quitanieves. Esto a veces sucede en el caso de estrellas fugitivas—estrellas expulsadas de sus cúmulos de origen a altas velocidades, navegando a través del espacio con grandes movimientos propios; la formación del arco de choque requiere que la estrella esté viajando a una velocidad muy alta (mayor que la velocidad del sonido en el material que rodea a la estrella). Sin embargo, aunque el arco óptico brillante es ciertamente sugerente de un choque, los autores extienden a una explicación alternativa. Debido a que el movimiento propio de la estrella es casi perpendicular a la dirección del movimiento que sugiere el choque y porque los autores no encuentran evidencia de que la velocidad de la estrella sea especialmente grande, postulan que la morfología del arco brillante proviene simplemente de la interacción del viento estelar rápido de la estrella con una región densa del medio interestelar.

La morfología de NGC 3199 revelada por observaciones de rayos X (es decir, la burbuja de emisión difusa de rayos X ligada a la emisión óptica brillante de [O III]) es común en las cuatro nebulosas WR observadas en rayos X. Este resultado muestra que la configuración del medio interestelar local afecta fuertemente la estructura de los supervientos estelares. Las futuras observaciones de rayos X de las nebulosas del WR pueden ayudarnos a entender cómo las estrellas masivas enriquecen el medio interestelar y cómo el medio interestelar puede formar los supervientos de estas estrellas.


Crédito de la imagén de portada: Ken Crawford.

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