Estrella deficiente en hidrógeno
Una estrella deficiente en hidrógeno es un tipo de estrella que tiene poco o nada de hidrógeno en su atmósfera. [2] La deficiencia de hidrógeno es inusual en una estrella, ya que el hidrógeno es típicamente el elemento más común en una atmósfera estelar. A pesar de ser poco común, existe una variedad de tipos de estrellas que muestran una deficiencia de hidrógeno.
Las estrellas deficientes en hidrógeno se habían observado antes del descubrimiento de su deficiencia de hidrógeno. En 1797, Edward Pigott notó la profunda variación en la magnitud estelar de R Coronae Borealis (R CrB). [2] [3] En 1867, Charles Wolf y Georges Rayet descubrieron una estructura inusual de líneas de emisión en las estrellas Wolf-Rayet .
La deficiencia de hidrógeno en una estrella fue descubierta por primera vez en 1891 por Willina Fleming , [2] donde afirmó que “el espectro de υ Sgr es notable ya que las líneas de hidrógeno son muy tenues y de la misma intensidad que las líneas oscuras adicionales”. [4] En 1906, Hans Ludendorff descubrió que las líneas espectrales de Hγ Balmer estaban ausentes en R CrB. [2] [5]
En ese momento, se creía ampliamente que todas las atmósferas estelares contienen hidrógeno, por lo que estas observaciones se descartaron. No fue hasta que las mediciones espectrales cuantitativas estuvieron disponibles en 1935-1940 cuando los astrónomos comenzaron a aceptar que las estrellas como R CrB y υ Sgr eran deficientes en hidrógeno. [2] En 1970, se conocían relativamente pocas de estas estrellas. Los estudios estelares a gran escala desde entonces han aumentado considerablemente el número y la variedad de estrellas conocidas con deficiencia de hidrógeno. En 2008, se conocían alrededor de 2.000 estrellas deficientes en hidrógeno. [2]
A pesar de ser relativamente raro, hay muchos tipos diferentes de estrellas deficientes en hidrógeno. Se pueden agrupar en cinco clases generales: estrellas masivas o de la secuencia principal superior, supergigantes de baja masa, estrellas subenanas calientes, estrellas centrales de nebulosas planetarias y enanas blancas. [2] Ha habido otros esquemas de clasificación, como uno basado en el contenido de carbono. [6]
Las estrellas Wolf-Rayet muestran bandas brillantes en espectros continuos que provienen de átomos ionizados como el helio. Aunque hubo cierta controversia, estas fueron aceptadas como estrellas deficientes en hidrógeno en la década de 1980. [2] Las estrellas B ricas en helio , como σ Orionis E , son estrellas espectrales B u OB de secuencia principal químicamente inusuales que muestran fuertes líneas neutrales de helio. Las binarias deficientes en hidrógeno , como υ Sgr, tienen líneas de helio en un espectro metálico y muestran grandes velocidades radiales que se cree que son el resultado de las estrellas de Población I que orbitan el centro galáctico . Supernovas de tipo Ib e Icno muestran líneas de absorción de hidrógeno y están asociadas con estrellas que han perdido su envoltura de hidrógeno debido al colapso del núcleo de una supernova .
