Espectros BR: estrellas Wolf-Rayet, de carbono, simbióticas y nebulosa Orión

 

En esta ocasión desde el observatorio Starlight de Villaralto el pasado 2 de noviembre, dediqué la noche a probar por segunda vez la configuración del espectrógrafo StarEx en baja resolución, dispuesto a obtener los espectros de una amplia variedad de objetos estelares:

 

–            Estrellas Wof-Rayet: WR136 y WR140.

–            Estrella de Carbono: V460 Cyg y TT Cyg.

–            Estrellas Variables Simbióticas: Omi Cet y R Aqr.

–            Nebulosa de emisión: M42 (Nebulosa de Orión).

 

Todos los espectros representados han sido corregidos (tanto por el efecto de la distorsión atmosférica como de la respuesta instrumental) y calibrados (mediante lámpara de neón, modo de calibración 2 con SpecInti).

 

 

Estrellas Wolf-Rayet

 

Las Wolf-Rayet son estrellas muy enérgicas que expulsan grandes cantidades de materia. Su espectro se caracteriza habitualmente por la presencia de líneas espectrales de emisión muy amplias e intensas de helio, nitrógeno, carbono y oxigeno, además del hidrógeno. Las WR son estrellas muy calientes y masivas.

 

El espectro de las WR permite dividirlas en las siguientes categorías:

• WN cuyas emisiones dominantes son líneas del He I, He II, N III, N IV y N IV.
• WC de emisiones dominantes en el He I, He II, C II, C III, C IV, O III, O IV y O .
• WO cuyo espectro se caracteriza por líneas muy intensas del O VI.

 

WR136 (mag: 7.48, T: 73.000 K)

WR136 se encuentra en el corazón de la nebulosa creciente:

 

El espectro de WR136 ya corregido y calibrado es el siguiente:

 

Sobre el mismo pueden apreciarse, además de las líneas de emisión de la serie de Balmer del hidrógeno, varias líneas muy intensas del He y del N, por lo que parece claro que se trata de una WR del tipo WN, concretamente tipo WN6.

 

 

WR140 (mag: 6.78, T: 70.000 K)

 

Su espectro corregido y calibrado es el siguiente:

 

En este caso a diferencia de WR136, se hace notable ahora la presencia de líneas de emisión muy intensas del carbono (C III, y CIV), lo que denota que WR140 es del tipo WC, concretamente tipo WC7.

 

 

Estrella de Carbono: V460 Cyg (mag: 5.98, T: 3.650 K)

 

Las estrellas de carbono (tipo C) representan estrellas gigantes en las últimas etapas de su evolución. Son estrellas muy frías (aún más que las del tipo espectral M) y resultan peculiares debido a su alta proporción de carbono frente al oxígeno y a la presencia de elementos pesados que son sintetizados debido a un proceso de captura de neutrones. Estas estrellas encuentran finalmente su camino de regreso al espacio interestelar a través de una nebulosa planetaria. En las estrellas de carbono, las bandas moleculares del oxido de titanio (TiO) características de las predecesoras tipo M desaparecen, y en su lugar como el carbono empieza a ser dominante frente al oxígeno, empiezan a detectarse bandas moleculares de CO y otros muchos compuestos de carbono tales como C2, C3, CN, CH, etc. El espectro, por tanto, está dominado por las bandas de Swan del carbono. También se pueden llegar detectarse trazas de las líneas del Ca I y Na I.

 

 

Sobre el espectro pueden apreciarse claramente las bandas de Swan del carbono (C2), así como las líneas de absorción del Ca I y del Na I.

 

Estrellas Variables Simbióticas Omi Cet y R Aqr

Las simbióticas son sistemas binarios cuyas componentes interactúan entre sí, por lo general una gigante roja que es fría y tiene una gran envolvente de gas, y una estrella más caliente y compacta, normalmente una enana blanca. La gigante roja pierde masa debido a su fuerte viento estelar, y parte de este material es capturado por la enana blanca, formando un disco de acreción alrededor de esta última. El espectro de estas estrellas sugiere que existen tres zonas que emiten radiación: las dos estrellas individualmente y la nebulosidad que las rodea.

Por lo general, el espectro de una variable simbiótica muestra una combinación de características de ambas estrellas y del gas circundante a la enana blanca. En concreto:

• Líneas de emisión fuertes de la serie de Balmer del hidrógeno y de otros elementos (helio, oxígeno, nitrógeno, hierro), que son consecuencia de la ionización del gas circundante. Además, este gas ionizado alrededor de la enana blanca puede emitir líneas prohibidas, tales como las del [O III], [N II] y [Ne III].
• Líneas y/o bandas de absorción de la gigante roja, especialmente las del óxido de titanio característico de estrellas frías del tipo M. En cuanto al continuo, se impone claramente el correspondiente a la estrella gigante.

 

Omi Cet (mag: 6.47)

 

Su espectro ya corregido y calibrado es el siguiente:

 

Donde pueden apreciarse aparte de las bandas moleculares del TiO características de la gigante (tipo M); así como líneas de emisión del hidrógeno (Hα y Hβ), del Fe I y del He I, y líneas prohibidas como las del [O III] y [N II], todas que caracterizan la envolvente de gas (disco de acreción) entorno a la gigante.

 

 

R Aqr (mag: 8.47)

 

Su espectro corregido y calibrado es el siguiente:

 

En este caso, la simbiótica R Aqr muestra en su espectro líneas de emisión aún más intensas que las de Omi Cet. De hecho, en su espectro ahora aparecen adicionalmente también líneas de emisión del hidrógeno Hγ y Hδ, así como una línea de emisión más intensa del [O III].

 

 

Nebulosa de emisión:  M42

 

La Gran Nebulosa de Orión es una nebulosa de emisión dado que su luz proviene de la radiación electromagnética emitida por el gas ionizado en su interior, lo cual sucede por la presencia de estrellas jóvenes y masivas, y por tanto muy calientes, que emiten intensas cantidades de radiación ultravioleta. Esta radiación ultravioleta excita los átomos presentes en el gas ionizándolos. Luego los electrones libres vuelven a recombinarse, lo que genera esas características líneas de emisión en longitudes de onda muy específicas al liberarse los correspondientes fotones.

 

La imagen siguiente, tomada con la cámara de guiado, muestra M42 centrada en la rendija del espectrógrafo:

 

Esta es una de las capturas (imagen 2D) del espectro:

 

 

La línea horizontal muestra el espectro de la estrella más brillante del trapecio Theta Ori C. Igualmente, se puede ya apreciar claramente las trazas verticales que son las líneas de emisión de los distintos elementos químicos presentes en la nube de gas.

 

Finalmente, el espectro un vez corregido y calibrado es el siguiente:

 

Sobre el espectro destacan las líneas de emisión muy intensas del [O III]: 4.959 Å y 5.007 Å), así como la línea del Hα, rodeada por las líneas del [N II]: 6.548 Å y 6.584 Å. También, aunque con menor intensidad aparecen la línea de emisión de Hβ, así como líneas del He I: 5.876 Å 6.678 Å y 7.065 Å, y del [Ar III]: 7.136 Å.

 

 

Equipo:

–       Montura EQ6-Pro.

–       Tubo Mak127.

–       Espectrógrafo Star’Ex LR-VIS (300 l/mm, 1µm, slit 19 µm, 80 x 80 mm).

–       Cámara guía: QHY5L-ii.

–       Cámara principal (captura de espectros): ASI294mm.

–       Cámara para resolución de campo (astrometría): ASI178mm.

–       Sistema de calibración espectral con lámpara de neón (modo de calibración 2).

 

Software:

–       Planetario: Cartes du Ciel.

–       Software para captura de espectros y resolución de placas: NINA.

–       Guiado: PHD2 Guiding.

–       Procesado: Spec Inti v2.5.1.

 

Tomas de calibración darks (20), offsets (30) y flats (30).

 

Jose M. Aumente.

 

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