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Estrellas masivas!, detrás de la incógnita en la evolución de envolturas comunes: el caso de la nebulosa Wolf-Rayet M 1-67

Título: 3D mapping of the Wolf-Rayet nebula M 1-67: clues for post-common envelope evolution in massive stars
Autores: S. Zavala, J.A. Toalá E. Santamaría, G. Ramos-Larios, L. Sabin, J.A. Quino-Mendoza, G. Rubio and M.A. Guerrero
Institución del primer autor: Tecnológico Nacional de México / I. T. Ensenada, Depto. Ingeneria Eléctrica y Electrónica, C.P. 22780 Ensenada, B.C., México
Estado del artículo: Publicado en MNRAS. Libre acceso en arXiv.

Nebulosas tipo WR

Las nebulosas de tipo Wolf-Rayet (WR) se forman debido a pérdida de masa durante la evolución de estrellas masivas. Es comúnmente aceptado que una sola estrella pierda su envolvente, rica en hidrógeno (H), durante su etapa de supergigante roja o durante su etapa de variable luminosa azul. En el caso de sistemas binarios, esta pérdida de la envoltura rica en H puede ser producida por la interacción con su estrella huésped a través del fenómeno de envoltura común. Sin embargo, sin importar la manera en la que las estrellas pierdan su envolvente rica en H el resultado es una estrella deficiente en H y helio (He). Durante el proceso de pérdida de masa, los vientos expulsados de las estrellas WR barren y comprimen el gas, formando estructuras tipo anillo. Éste gas es finalmente ionizado cuando la temperatura efectiva de la estrella progenitora (la estrella anfitriona, en el caso de sistemas binarios) es suficientemente alta (>30000 K), creando la nebulosa tipo WR. 

Se ha demostrado, a través de simulaciones numéricas, que dichas interacciones pueden producir nebulosas jóvenes de tipo anillo que con el tiempo pueden experimentar inestabilidades hidrodinámicas, destruyendo la forma anillada y creando grumos y filamentos en el gas. Observacionalmente, las nebulosas tipo WR presentan estructuras de doble cascarón cuando se observan en longitudes de onda en el óptico. La mayoría de la emisión se detecta en las bandas de y [N II], que trazan la forma central de la WR, mientras que en línea de [O III] se trazan los choques exteriores con el medio interestelar.

El caso de M 1-67

Las imágenes sin precedentes obtenidas en bandas angostas por el HST (ej., Hα+[N II] y [O III]) sugieren que M1-67 contiene nudos de alta velocidad que se expanden, así como grumos y filamentos que son el resultado de las inestabilidades (Figura 1). Una inspección más detallada de la imagen nos muestra que los grumos se expanden en diferentes ángulos de posición formando estructuras con forma V. Así mismo, de estudios previos, es han ajustado modelos morfológicos que sugieren que es una nebulosa bipolar, con parte de su estructura destruida, lo que les lleva a sugerir la presencia de un núcleo binario.

M1-67
Figura 1. Imagen del HST de la nebulosa M 1-67 rodeando a la estrella WR 124. Sobrepuesto se encuentran las rendijas que se tomaron con el espectrógrafo Manchester Echelle. La linea blanca horizontal representa la escala de 20″. Crédito de la Figura a los autores.

El artículo presenta un mapeo 3D de la nebulosa Wolf-Rayet (WR) M 1-67 alrededor de WR 124. Los autores obtuvieron observaciones de alta resolución del espectrógrafo Manchester Echelle Spectrograph (MES) de San Pedro Mártir (SPM) a lo largo de 17 posiciones usando una rendija larga que cubren todas las características morfológicas en M 1-67 (ver Figura 1). Este tipo de observaciones permite a los autores realizar un modelo morfológico y cinemático tridimensional de M 1-67 utilizando un programa astrofísico llamado ShapeX. Al utilizar un espectrógrafo de alta dispersión y alta resolución permite a los usuarios obtener espectros únicos, donde las velocidades pueden ser medidas mediante el desdoblamiento de las líneas de emisión, lo que permite, aplicando el efecto Doppler, medir las velocidades de expansión de diferentes estructuras en la nebulosa. Las diferentes posiciones permiten hacer un mapeo de la estructura de la nebulosa, y en conjunto con las imágenes, se puede utilizar ShapeX para el ajuste de diferentes estructuras geométricas que puedan reproducir los espectros observados (ver Figura 2).

Modelo 3D con ShapeX.
Figura 2. Diferentes estructuras utilizadas en el modelo básico ShapeX de M 1-67. Las estructuras internas, intermedias y externas se muestran con diferentes colores. La parte superior muestra las estructuras en el plano del cielo, mientras que la fila inferior muestra un ángulo de visión seleccionado al azar para una mayor ilustración. Las flechas de color muestran el sistema de coordenadas ShapeX. Las figuras más a la derecha muestran la combinación de las diferentes estructuras. Crédito de la figura a los autores.

Los autores encontraron que la nebulosa WR M 1-67 es una nebulosa bipolar con una estructura compleja y asimétrica. También descubrieron que la nebulosa tiene una forma de “8” con dos lóbulos simétricos. Los autores sugieren que la nebulosa se formó a partir de una estrella binaria que pasó por la fase de envoltura común.

Además, los autores encontraron que la nebulosa tiene una velocidad radial sistemática en el rango de -50 a -30 km/s. También descubrieron que la velocidad radial del lóbulo norte es más negativa que la del lóbulo sur. Los autores sugieren que esta asimetría puede ser causada por el efecto Doppler debido a la interacción entre los vientos estelares y el medio interestelar. Así mismo, dado los modelos morfológicos y cinemáticos, los autores encuentran que la nebulosa tiene una edad cinemática de 11800 años.

En resumen, el artículo presenta un mapeo 3D detallado de la nebulosa Wolf-Rayet M 1-67 alrededor de WR 124. Los autores encontraron que la nebulosa es bipolar y tiene una estructura compleja y asimétrica. También descubrieron que la nebulosa tiene una forma de “8” con dos lóbulos simétricos. Los autores sugieren que la nebulosa se formó a partir de una estrella binaria después de la fase de envoltura común, y que tiene una edad de aproximadamente 11800 años.

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