WR 31a

WR 31a , comúnmente conocida como Hen 3-519 , es una estrella Wolf-Rayet (WR) en la constelación austral de Carina , rodeada por una nebulosa Wolf-Rayet en expansión . No se trata de una estrella WR clásica con envoltura despojada, sino de una estrella joven y masiva que aún conserva hidrógeno en su atmósfera.

WR 31a se publicó por primera vez en 1952 como una de seis estrellas con líneas de emisión peculiares , pero no se le asignó una designación en ese momento. Se describió como poseedora de numerosas líneas de tipo P Cygni con componentes de emisión inusualmente anchas. ^{[ 10 ]} Un año después, se la incluyó en la lista asociada a una nebulosidad, que en ese momento se creía que era una nebulosa planetaria. ^{[ 11 ]}

En 1976, se incluyó en un catálogo de estrellas con líneas de emisión australes, el tercer catálogo de objetos de emisión compilado por Karl Gordon Henize . La designación Hen 3-519 , a veces He 3-519 , se adoptó como el identificador más común para esta estrella. ^{[ 12 ]} En 2001, se incluyó en el Séptimo Catálogo de estrellas Wolf-Rayet Galácticas como entrada 31a, ^{[ 4 ]} pero todavía se la denomina frecuentemente Hen 3-519 . ^{[ 7 ] [ 6 ]}

En 1994, WR 31a fue descrita por primera vez como una candidata a variable azul luminosa (cLBV) después de un estudio espectrográfico detallado con el Telescopio Anglo-Australiano . ^{[ 8 ]}

Las mediciones de su paralaje , publicadas en 2017 como resultado de la misión Gaia , sugirieron una distancia mucho más cercana (6500 años luz ; 2000 pársecs ) a WR 31a , así como a su vecina, la luminosa variable azul AG Carinae . Se pensó que, si esta distancia se confirmaba con la segunda publicación de datos de Gaia ( DR2) en 2018, esto significaría que ambas estrellas eran mucho menos luminosas de lo que se pensaba anteriormente, y que ambas podrían ser en cambio antiguas estrellas supergigantes rojas . ^{[ 13 ]} Sin embargo, la publicación de datos 2 de Gaia arrojó un paralaje de0,0418 ± 0,0299 mas  ; utilizando inferencia bayesiana , Smith et al. (2018) calcularon que su distancia es31.200 +8.500 −6.000 años luz  (9.570 +2.600 −1.850 pc  ). ^{[ 14 ]} La versión 3 de los datos de Gaia enumera una paralaje de0,1152 ± 0,0156  mas , lo que nuevamente indica una gran distancia. ^{[ 2 ]} Un análisis estadístico conduce a una distancia de7.315 +993 −935 pc  . ^{[ 15 ]}

WR 31a está rodeada por una capa de gas ionizado de casi ocho años luz (2,5 pc) de ancho. El Telescopio Espacial Hubble (HST) ha capturado una imagen impactante de la nebulosa, que la representa como una delgada burbuja azul. En esta imagen de falso color, los colores azules representan la luz visible roja (605 nm), mientras que los colores rojo anaranjado representan la radiación infrarroja cercana a 814 nm. ^{[ 16 ]} Algunos medios de comunicación han afirmado erróneamente que este objeto de cielo profundo fue descubierto recientemente por el HST, ^{[ 17 ]} pero esta nebulosa fue descubierta originalmente por Ellen Dorrit Hoffleit en 1953 y designada como la nebulosa planetaria Hf 39. [ ^{11 ] Otros} nombres de catálogos de nebulosas planetarias incluyen ESO 128-18 y Wray 15-682. ^{[ 11 ]}   

Desde 2013, la nebulosa se ha considerado no como una nebulosa planetaria, sino como una envoltura de gas en expansión mucho mayor, clasificada formalmente como una nebulosa de Wolf-Rayet o nebulosa WR. ^{[ 18 ]} Su velocidad de expansión observada es de 365 km/s (227 mi/s) y se estima que tiene unos 2,4 pársecs (7,8 años luz) de diámetro. ^{[ 19 ]} La edad dinámica de la nebulosa se estima en 18 000 años y la masa total de gas ionizado ^en 2–3 M☉ . ^[ ₈ ^]    

WR 31a, la estrella central altamente luminosa de la nebulosa, es invisible a simple vista con una magnitud de 10,85V. Tiene una clasificación espectral WN11h, que indica una estrella WR con fuerte emisión de N ii pero sin emisión de N iii , y con características de hidrógeno visibles en el espectro. ^{[ 19 ]} La clasificación espectral WN11 se creó para esta estrella y AG Carinae ya que no encajaban en ningún tipo espectral existente y parecían constituir una extensión de la secuencia de nitrógeno WR a temperaturas más frías. ^{[ 8 ]} Se estima que la masa de la estrella progenitora de la estrella central fue aproximadamente 45 veces la del Sol, ^{[ 7 ]} y es probable que esta estrella masiva explote como una supernova en el futuro. ^{[ 20 ]}

El espectro de WR 31a muestra perfiles P Cygni , más pronunciados en las líneas dominantes H i , He i y N ii . Estos perfiles pueden experimentar cambios drásticos en una escala de tiempo de semanas, llegando incluso a desaparecer por completo los componentes de absorción de las líneas. ^{[ 8 ]}

No se han detectado cambios significativos de brillo en WR 31a, pero se ha catalogado como una posible variable azul luminosa debido a sus propiedades de luminosidad, temperatura y pérdida de masa. ^{[ 8 ]} Van Genderen la catalogó como una variable azul latente o ex-LBV debido a la falta de variaciones características de las LBV. ^{[ 9 ]} Se han observado posibles pequeños cambios de brillo en los datos del Sondeo Automatizado de Todo el Cielo (ASAS), ^{[ 22 ]} WR 31a está incluida como estrella variable en el Índice Internacional de Estrellas Variables, ^{[ 23 ]} aunque no en el Catálogo General de Estrellas Variables . ^{[ 24 ]}