Estrela Wolf – Rayet - Wolf–Rayet star

Imagem do telescópio espacial Hubble da nebulosa M1-67 em torno da estrela WR 124 de Wolf-Rayet .

Estrelas Wolf-Rayet , freqüentemente abreviadas como estrelas WR , são um conjunto heterogêneo raro de estrelas com espectros incomuns mostrando linhas de emissão largas proeminentes de hélio ionizado e nitrogênio ou carbono altamente ionizado . Os espectros indicam um aumento de superfície muito alto de elementos pesados , esgotamento de hidrogênio e fortes ventos estelares . As temperaturas da superfície das estrelas Wolf-Rayet conhecidas variam de 20.000 K a cerca de 210.000 K, mais quente do que quase todos os outros tipos de estrelas. Elas eram anteriormente chamadas de estrelas do tipo W, referindo-se à sua classificação espectral.

As estrelas Wolf-Rayet clássicas (ou População I ) são estrelas evoluídas e massivas que perderam completamente o hidrogênio externo e estão fundindo hélio ou elementos mais pesados ​​no núcleo. Um subconjunto de estrelas WR da população I mostra linhas de hidrogênio em seus espectros e são conhecidas como estrelas WNh; são estrelas jovens extremamente massivas que ainda fundem hidrogênio no núcleo, com hélio e nitrogênio expostos na superfície por forte mistura e perda de massa por radiação. Um grupo separado de estrelas com espectros WR são as estrelas centrais das nebulosas planetárias (CSPNe), estrelas com ramificações gigantes pós- assintóticas que eram semelhantes ao Sol na sequência principal, mas agora cessaram a fusão e mudaram suas atmosferas para revelar um núcleo de carbono-oxigênio.

Todas as estrelas Wolf-Rayet são objetos altamente luminosos devido às suas altas temperaturas - milhares de vezes a luminosidade bolométrica do Sol ( L _☉ ) para o CSPNe, centenas de milhares  L _☉ para as estrelas População I WR, a mais de um milhão de  L _☉ para as estrelas WNh - embora não excepcionalmente brilhantes visualmente, uma vez que a maior parte de sua emissão de radiação está no ultravioleta .

As estrelas a olho nu Gamma Velorum e Theta Muscae , bem como uma das estrelas conhecidas de maior massa , R136a1 em 30 Doradus , são todas estrelas Wolf-Rayet.

História de observação

WR 136 é uma estrela WN6 onde a atmosfera derramada durante a fase supergigante vermelha foi chocada pelos ventos quentes e rápidos de WR para formar uma nebulosa de bolha visível .

Em 1867, usando o telescópio Foucault de 40 cm no Observatório de Paris , os astrônomos Charles Wolf e Georges Rayet descobriram três estrelas na constelação de Cygnus (HD 191765, HD 192103 e HD 192641, agora designadas como WR 134 , WR 135 e WR 137, respectivamente ) que exibiu amplas bandas de emissão em um espectro de outra forma contínuo. A maioria das estrelas exibe apenas linhas ou bandas de absorção em seus espectros, como resultado de elementos sobrejacentes absorvendo energia luminosa em frequências específicas, então esses eram objetos claramente incomuns.

A natureza das bandas de emissão no espectro de uma estrela Wolf-Rayet permaneceu um mistério por várias décadas. Edward C. Pickering teorizou que as linhas eram causadas por um estado incomum de hidrogênio , e foi descoberto que essa "série de linhas de Pickering" seguia um padrão semelhante à série de Balmer , quando números quânticos meio-inteiros eram substituídos. Posteriormente, foi demonstrado que essas linhas resultavam da presença de hélio ; um elemento químico que foi descoberto em 1868. Pickering notou semelhanças entre os espectros Wolf-Rayet e os espectros nebulares, e essa semelhança levou à conclusão de que algumas ou todas as estrelas Wolf-Rayet eram as estrelas centrais das nebulosas planetárias .

Em 1929, a largura das bandas de emissão foi atribuída ao alargamento Doppler e, portanto, o gás em torno dessas estrelas deve estar se movendo a velocidades de 300–2400 km / s ao longo da linha de visão. A conclusão foi que uma estrela Wolf-Rayet está continuamente ejetando gás no espaço, produzindo um envelope em expansão de gás nebuloso. A força que ejeta o gás nas altas velocidades observadas é a pressão de radiação . Era bem sabido que muitas estrelas com espectros do tipo Wolf-Rayet eram as estrelas centrais das nebulosas planetárias, mas também que muitas não estavam associadas a uma nebulosa planetária óbvia ou a qualquer nebulosidade visível.

Além do hélio, Carlyle Smith Beals identificou linhas de emissão de carbono, oxigênio e nitrogênio no espectro das estrelas Wolf-Rayet. Em 1938, a União Astronômica Internacional classificou os espectros de estrelas Wolf-Rayet nos tipos WN e WC, dependendo se o espectro era dominado por linhas de nitrogênio ou carbono-oxigênio, respectivamente.

Em 1969, vários CSPNe com fortes linhas de emissão O  VI foram agrupados sob uma nova " sequência O  VI ", ou apenas tipo OVI. Estas foram posteriormente referidas como estrelas [WO]. Estrelas semelhantes não associadas a nebulosas planetárias foram descritas logo depois e a classificação WO foi eventualmente adotada para estrelas WR de população I.

O entendimento de que certas estrelas WN tardias, e às vezes não tão tardias, com linhas de hidrogênio em seus espectros estão em um estágio de evolução diferente das estrelas WR livres de hidrogênio levou à introdução do termo WNh para distinguir essas estrelas em geral de outras estrelas WN. Elas eram anteriormente chamadas de estrelas WNL, embora existam estrelas WN do tipo tardio sem hidrogênio, bem como estrelas WR com hidrogênio já em WN5.

Classificação

Espectro de WR 137 , uma estrela WC7 e uma das três estrelas WR originais (eixo horizontal: comprimento de onda em Å).

Estrelas Wolf-Rayet foram nomeadas com base nas fortes linhas de emissão em seus espectros, identificadas com hélio , nitrogênio , carbono , silício e oxigênio , mas com linhas de hidrogênio geralmente fracas ou ausentes. O primeiro sistema de classificação as divide em estrelas com linhas dominantes de nitrogênio ionizado (N  III , N  IV e N  V ) e aquelas com linhas dominantes de carbono ionizado (C  III e C  IV ) e às vezes de oxigênio (O  III - O  VI ), referidos como WN e WC, respectivamente. As duas classes WN e WC foram posteriormente divididas em sequências de temperatura WN5 – WN8 e WC6 – WC8 com base nas forças relativas das linhas de He II de 541,1 nm e He I de 587,5 nm . As linhas de emissão Wolf – Rayet freqüentemente têm uma asa de absorção alargada ( perfil P Cygni ) sugerindo material circunstelar. Uma sequência WO também foi separada da sequência WC para estrelas ainda mais quentes, onde a emissão de oxigênio ionizado domina a de carbono ionizado, embora as proporções reais desses elementos nas estrelas sejam provavelmente comparáveis. Os espectros de WC e WO são formalmente distinguidos com base na presença ou ausência de emissão de C III . Os espectros WC geralmente também carecem das linhas O VI que são fortes nos espectros WO.     

A sequência espectral WN foi expandida para incluir WN2-WN9, e as definições refinadas com base nas forças relativas das linhas N  III em 463,4-464,1 nm e 531,4 nm, as linhas N  IV em 347,9-348,4 nm e 405,8 nm, e o N  V linhas em 460,3 nm, 461,9 nm e 493,3-494,4 nm. Essas linhas estão bem separadas das áreas de emissão de He forte e variável e as intensidades das linhas estão bem correlacionadas com a temperatura. Estrelas com espectros intermediários entre WN e Ofpe foram classificadas como WN10 e WN11, embora essa nomenclatura não seja universalmente aceita.

O tipo WN1 foi proposto para estrelas sem linhas N  IV nem N  V , para acomodar Brey 1 e Brey 66 que pareciam ser intermediários entre WN2 e WN2.5. As intensidades e larguras das linhas relativas para cada subclasse WN foram posteriormente quantificadas, e a razão entre as linhas He  II de 541,1 nm e 587,5m, He  I foi introduzida como o indicador primário do nível de ionização e, portanto, da subclasse espectral . A necessidade de WN1 desapareceu e tanto o Brey 1 quanto o Brey 66 agora são classificados como WN3b. As classes WN2.5 e WN4.5 um tanto obscuras foram descartadas.

A sequência espectral WC foi expandida para incluir WC4 – WC11, embora alguns artigos mais antigos também tenham usado WC1 – WC3. As linhas de emissão primárias usadas para distinguir os subtipos de WC são C  II 426,7 nm, C  III em 569,6 nm, C  III / IV 465,0 nm, C  IV em 580,1–581,2 nm e a mistura de O  V (e O  III ) em 557,2–559,8 nm. A sequência foi estendida para incluir WC10 e WC11, e os critérios da subclasse foram quantificados com base principalmente nas forças relativas das linhas de carbono para depender de fatores de ionização, mesmo se houvesse variações de abundância entre carbono e oxigênio.

Para estrelas do tipo WO, as linhas principais usadas são C  IV a 580,1 nm, O  IV a 340,0 nm, O  V (e O  III ) se misturam a 557,2-559,8 nm, O  VI a 381,1-383,4 nm, O  VII a 567,0 nm, e O  VIII a 606,8 nm. A sequência foi expandida para incluir WO5 e quantificada com base nas forças relativas das linhas O  VI / C  IV e O  VI / O  V. Um esquema posterior, projetado para consistência entre estrelas WR clássicas e CSPNe, retornou à sequência de WO1 a WO4 e ajustou as divisões.

Estudos modernos detalhados de estrelas Wolf-Rayet podem identificar características espectrais adicionais, indicadas por sufixos para a classificação espectral principal:

• h para emissão de hidrogênio;
• ha para emissão e absorção de hidrogênio;
• o para nenhuma emissão de hidrogênio;
• w para linhas fracas;
• s para linhas fortes;
• b para linhas fortes largas;
• d para poeira (ocasionalmente vd, pd ou ed para poeira variável, periódica ou episódica).

A classificação dos espectros Wolf-Rayet é complicada pela associação frequente das estrelas com nebulosidade densa, nuvens de poeira ou companheiros binários. Um sufixo "+ OB" é usado para indicar a presença de linhas de absorção no espectro provavelmente associadas a uma estrela companheira mais normal, ou "+ abs" para linhas de absorção de origem desconhecida.

As subclasses espectrais WR mais quentes são descritas como iniciais e as mais frias como tardias, consistentes com outros tipos espectrais. WNE e WCE referem-se a espectros de tipo inicial, enquanto WNL e WCL referem-se a espectros de tipo tardio, com a linha divisória aproximadamente na subclasse seis ou sete. Não existe uma estrela do tipo WO tardia. Há uma forte tendência para as estrelas WNE serem pobres em hidrogênio, enquanto os espectros das estrelas WNL frequentemente incluem linhas de hidrogênio.

Os tipos espectrais das estrelas centrais das nebulosas planetárias são qualificados circundando-as com colchetes (por exemplo, [WC4]). Eles são quase todos da sequência WC com as estrelas [WO] conhecidas representando a extensão quente da sequência de carbono. Há também um pequeno número de tipos [WN] e [WC / WN], descobertos apenas recentemente. Seu mecanismo de formação ainda não está claro.

As temperaturas das estrelas centrais das nebulosas planetárias tendem a extremos quando comparadas às estrelas da população I WR, então [WC2] e [WC3] são comuns e a sequência foi estendida para [WC12]. Os tipos [WC11] e [WC12] têm espectros distintos com linhas de emissão estreitas e sem linhas He  II e C  IV .

GK Persei (Nova Persei 1901), que mostrou características do Wolf – Rayet em seu espectro.

Certas supernovas observadas antes de seu brilho máximo mostram espectros WR. Isso se deve à natureza da supernova neste ponto: um material ejetado rico em hélio em rápida expansão, semelhante a um vento extremo do Wolf-Rayet. Os recursos espectrais WR duram apenas algumas horas, os recursos de alta ionização desbotam ao máximo para deixar apenas uma emissão neutra de hidrogênio e hélio, antes de serem substituídos por um espectro de supernova tradicional. Foi proposto rotular esses tipos espectrais com um "X", por exemplo XWN5 (h). Da mesma forma, as novas clássicas desenvolvem espectros que consistem em amplas bandas de emissão semelhantes a uma estrela Wolf-Rayet. Isso é causado pelo mesmo mecanismo físico: rápida expansão de gases densos em torno de uma fonte central extremamente quente.

Estrelas cortantes

A separação de estrelas Wolf-Rayet de estrelas espectrais de classe O de temperatura semelhante depende da existência de fortes linhas de emissão de hélio ionizado, nitrogênio, carbono e oxigênio, mas há um número de estrelas com características espectrais intermediárias ou confusas. Por exemplo, estrelas O de alta luminosidade podem desenvolver hélio e nitrogênio em seus espectros com algumas linhas de emissão, enquanto algumas estrelas WR têm linhas de hidrogênio, emissão fraca e até mesmo componentes de absorção. Essas estrelas receberam tipos espectrais como O3If ^∗ / WN6 e são chamadas de estrelas de barra.

Supergigantes de classe O podem desenvolver linhas de emissão de hélio e nitrogênio, ou componentes de emissão para algumas linhas de absorção. Eles são indicados por códigos de sufixo de peculiaridade espectral específicos para este tipo de estrela:

• f para emissão de N  iii e He  ii
• f ^* para emissão de N e He com N  iv mais forte do que N  iii
• f ⁺ para emissão em Si  iv , além de N e He
• parênteses indicando linhas de absorção de He  ii em vez de emissão, por exemplo (f)
• parênteses duplos indicando forte absorção de He  ii e emissão de N  iii diluída, por exemplo ((f ⁺ ))

Esses códigos também podem ser combinados com qualificadores de tipo espectral mais gerais, como p ou a. As combinações comuns incluem OIafpe e OIf ^* e Ofpe. Na década de 1970, foi reconhecido que havia um continuum de espectros da classe de absorção pura O para tipos WR inequívocos, e não estava claro se algumas estrelas intermediárias deveriam receber um tipo espectral como O8Iafpe ou WN8-a. A notação de barra foi proposta para lidar com essas situações e a estrela Sk-67 ° 22 foi atribuída ao tipo espectral O3If ^* / WN6-A. Os critérios para distinguir estrelas OIf ^* , OIf ^* / WN e WN foram refinados para consistência. As classificações de estrela de barra são usadas quando a linha H _β tem um perfil P Cygni; esta é uma linha de absorção em supergigantes O e uma linha de emissão em estrelas WN. Os critérios para os seguintes tipos espectrais de estrela de barra são dados, usando as linhas de emissão de nitrogênio em 463,4-464,1 nm, 405,8 nm e 460,3-462,0 nm, junto com uma estrela padrão para cada tipo:

Outro conjunto de tipos espectrais de estrela de barra está em uso para estrelas Ofpe / WN. Essas estrelas têm espectros de supergigantes O mais emissão de nitrogênio e hélio e perfis de P Cygni. Alternativamente, elas podem ser consideradas estrelas WN com níveis de ionização e hidrogênio incomumente baixos. A notação de barra para essas estrelas era controversa e uma alternativa era estender a sequência de nitrogênio WR para WN10 e WN11. Outros autores preferiram usar a notação WNha, por exemplo WN9ha para WR 108 . Uma recomendação recente é usar um tipo espectral O, como O8Iaf, se a linha He  i de 447,1 nm estiver em absorção e uma classe WR de WN9h ou WN9ha se a linha tiver um perfil P Cygni. No entanto, a notação de barra Ofpe / WN, bem como as classificações WN10 e WN11, continuam a ser amplamente utilizadas.

Um terceiro grupo de estrelas com espectros contendo características de estrelas da classe O e estrelas WR foi identificado. Nove estrelas na Grande Nuvem de Magalhães têm espectros que contêm recursos WN3 e O3V, mas não parecem ser binários. Muitas das estrelas WR na Pequena Nuvem de Magalhães também têm espectros WN muito iniciais, além de características de alta absorção de excitação. Foi sugerido que estes poderiam ser um elo perdido levando às estrelas WN clássicas ou o resultado da redução da maré por uma companheira de baixa massa.

Nomenclatura

WR 22 na Nebulosa Carina

As três primeiras estrelas Wolf-Rayet a serem identificadas, coincidentemente todas com companheiros O quentes, já haviam sido numeradas no catálogo HD . Estas estrelas e outras foram referidas como estrelas Wolf-Rayet desde sua descoberta inicial, mas as convenções de nomenclatura específicas para elas não seriam criadas até 1962 no "quarto" catálogo de estrelas Wolf-Rayet galácticas. Os primeiros três catálogos não eram especificamente listas de estrelas Wolf-Rayet e usavam apenas a nomenclatura existente. O quarto catálogo numerou as estrelas Wolf-Rayet sequencialmente em ordem de ascensão reta . O quinto catálogo usou os mesmos números prefixados com MR após o autor do quarto catálogo, mais uma sequência adicional de números prefixados com LS para novas descobertas. Nenhum desses esquemas de numeração é de uso comum.

O sexto Catálogo de estrelas Galactic Wolf-Rayet foi o primeiro a realmente ter esse nome, bem como a descrever os cinco catálogos anteriores com esse nome. Ele também introduziu os números WR amplamente usados ​​desde então para estrelas WR galácticas. Estas são novamente uma sequência numérica de WR 1 a WR 158 em ordem de ascensão reta. O sétimo catálogo e seu anexo usam o mesmo esquema de numeração e inserem novas estrelas na sequência usando sufixos de letras minúsculas, por exemplo WR 102ka para uma das numerosas estrelas WR descobertas no centro galáctico. Pesquisas modernas de identificação de alto volume usam seus próprios esquemas de numeração para o grande número de novas descobertas. Um grupo de trabalho IAU aceitou recomendações para expandir o sistema de numeração do Catálogo de estrelas Galactic Wolf-Rayet para que descobertas adicionais recebam o número WR existente mais próximo mais um sufixo numérico em ordem de descoberta. Isso se aplica a todas as descobertas desde o anexo de 2006, embora algumas delas já tenham sido nomeadas com a nomenclatura anterior; assim, WR 42e agora é numerado WR 42-1.

Estrelas Wolf-Rayet em galáxias externas são numeradas usando esquemas diferentes. Na Grande Nuvem de Magalhães , a nomenclatura mais ampla e completa para estrelas WR é de "O Quarto Catálogo de População I Wolf-Rayet estrelas na Grande Nuvem de Magalhães" prefixada por BAT-99 , por exemplo BAT-99 105 . Muitas dessas estrelas também são referidas por seu terceiro número de catálogo, por exemplo, Brey 77 . Em 2018, 154 estrelas WR estão catalogadas no LMC, principalmente WN, mas incluindo cerca de vinte e três WCs, bem como três da classe WO extremamente rara. Muitas dessas estrelas são freqüentemente chamadas de seus números RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud), freqüentemente abreviado para apenas R, por exemplo R136a1 .

Na Pequena Nuvem de Magalhães, números SMC WR são usados, geralmente referidos como números AB, por exemplo AB7 . Existem apenas doze estrelas WR conhecidas no SMC, um número muito baixo que se acredita ser devido à baixa metalicidade dessa galáxia.

Propriedades

Estrelas Wolf-Rayet são um estágio normal na evolução de estrelas muito massivas, nas quais fortes e amplas linhas de emissão de hélio e nitrogênio (sequência "WN"), carbono (sequência "WC") e oxigênio (sequência "WO") são visíveis. Devido às suas fortes linhas de emissão, eles podem ser identificados em galáxias próximas. Cerca de 500 Wolf-Rayets estão catalogados em nossa própria Via Láctea . Esse número mudou drasticamente durante os últimos anos, como resultado de pesquisas fotométricas e espectroscópicas no infravermelho próximo, dedicadas a descobrir esse tipo de objeto no plano galáctico . Espera-se que existam menos de 1.000 estrelas WR no resto das galáxias do Grupo Local , com cerca de 166 conhecidas nas Nuvens de Magalhães , 206 em M33 e 154 em M31 . Fora do grupo local, pesquisas de galáxias inteiras encontraram milhares de estrelas WR e candidatas. Por exemplo, mais de mil estrelas WR foram detectadas em M101, de magnitude 21 a 25. Espera-se que estrelas WR sejam particularmente comuns em galáxias estelares e especialmente galáxias Wolf-Rayet .

As linhas de emissão características são formadas na região extensa e densa do vento de alta velocidade que envolve a fotosfera estelar muito quente , que produz uma inundação de radiação ultravioleta que causa fluorescência na região do vento formadora da linha. Este processo de ejeção descobre em sucessão, primeiro os produtos ricos em nitrogênio da queima do hidrogênio no ciclo CNO (estrelas WN), e depois a camada rica em carbono devido à queima de He (estrelas WC e tipo WO).

Pode-se ver que as estrelas WNh são objetos completamente diferentes das estrelas WN sem hidrogênio. Apesar dos espectros semelhantes, eles são muito mais massivos, muito maiores e algumas das estrelas mais luminosas conhecidas. Eles foram detectados já em WN5h nas nuvens de Magalhães . O nitrogênio visto no espectro das estrelas WNh ainda é o produto da fusão do ciclo CNO no núcleo, mas aparece na superfície das estrelas mais massivas devido à mistura rotacional e convecional enquanto ainda está na fase de queima de hidrogênio do núcleo, em vez de depois o envelope externo é perdido durante a fusão do núcleo do hélio.

Algumas estrelas Wolf-Rayet da sequência do carbono ("WC"), especialmente aquelas pertencentes aos tipos mais recentes, são perceptíveis devido à sua produção de poeira . Normalmente isso ocorre naqueles pertencentes a sistemas binários como produto da colisão dos ventos estelares que formam o par, como é o caso do famoso binário WR 104 ; no entanto, esse processo ocorre em unidades individuais também.

Algumas (aproximadamente 10%) das estrelas centrais das nebulosas planetárias são, apesar de suas massas muito mais baixas (tipicamente ~ 0,6 solares), também observacionalmente do tipo WR; ou seja, eles mostram espectros de linha de emissão com linhas largas de hélio, carbono e oxigênio. Denotados [WR], eles são objetos muito mais antigos descendentes de estrelas evoluídas de baixa massa e estão intimamente relacionados com as anãs brancas , em vez das estrelas muito jovens e massivas da população I que constituem a maior parte da classe WR. Estas agora são geralmente excluídas da classe denotada como estrelas Wolf-Rayet, ou referidas como estrelas do tipo Wolf-Rayet.

Metalicidade

Os números e propriedades das estrelas Wolf-Rayet variam com a composição química de suas estrelas progenitoras. O principal fator para essa diferença é a taxa de perda de massa em diferentes níveis de metalicidade. Maior metalicidade leva a grande perda de massa, o que afeta a evolução de estrelas massivas e também as propriedades das estrelas Wolf-Rayet. Níveis mais altos de perda de massa fazem com que as estrelas percam suas camadas externas antes que um núcleo de ferro se desenvolva e entre em colapso, de modo que as supergigantes vermelhas mais massivas evoluem de volta para temperaturas mais altas antes de explodir como uma supernova, e as estrelas mais massivas nunca se tornam supergigantes vermelhas. No estágio Wolf-Rayet, maior perda de massa leva ao esgotamento mais forte das camadas fora do núcleo convectivo, menor abundância de hidrogênio na superfície e mais rápida remoção de hélio para produzir um espectro WC.

Essas tendências podem ser observadas nas várias galáxias do grupo local, onde a metalicidade varia de níveis quase solares na Via Láctea, um pouco mais baixo em M31, mais baixo ainda na Grande Nuvem de Magalhães e muito mais baixo na Pequena Nuvem de Magalhães. Fortes variações de metalicidade são vistas em galáxias individuais, com M33 e a Via Láctea mostrando maior metalicidade mais perto do centro, e M31 mostrando maior metalicidade no disco do que no halo. Assim, o SMC é visto como tendo poucas estrelas WR em comparação com sua taxa de formação estelar e nenhuma estrela WC (uma estrela tem um tipo espectral WO), a Via Láctea tem números aproximadamente iguais de estrelas WN e WC e um grande número total de Estrelas WR e as outras galáxias principais têm um pouco menos estrelas WR e mais WN do que os tipos WC. LMC, e especialmente SMC, Wolf – Rayets têm emissão mais fraca e uma tendência a maiores frações de hidrogênio atmosférico. As estrelas SMC WR mostram quase universalmente algum hidrogênio e até mesmo linhas de absorção, mesmo nos primeiros tipos espectrais, devido aos ventos mais fracos que não mascaram totalmente a fotosfera.

A massa máxima de uma estrela da sequência principal que pode evoluir através de uma fase supergigante vermelha e de volta a uma estrela WNL é calculada em cerca de 20  M _☉ na Via Láctea, 32  M _☉ no LMC e mais de 50  M _☉ no SMC. Os estágios WNE e WC mais evoluídos são alcançados apenas por estrelas com massa inicial acima de 25  M _☉ na metalicidade próxima à solar, acima de 60  M _☉ no LMC. Não se espera que a evolução normal de estrela única produza qualquer estrela WNE ou WC na metalicidade SMC.

Rotação

Ilustração artística do disco de gás em torno do enorme WR 122 rico em hidrogênio

A perda de massa é influenciada pela taxa de rotação de uma estrela, especialmente fortemente em baixa metalicidade. A rotação rápida contribui para a mistura dos produtos de fusão do núcleo através do resto da estrela, aumentando a abundância de elementos pesados ​​na superfície e conduzindo à perda de massa. A rotação faz com que as estrelas permaneçam na sequência principal por mais tempo do que estrelas não rotativas, evoluam mais rapidamente longe da fase supergigante vermelha ou mesmo evoluem diretamente da sequência principal para temperaturas mais quentes para massas muito altas, alta metalicidade ou rotação muito rápida.

A perda de massa estelar produz uma perda de momento angular e isso rapidamente freia a rotação de estrelas massivas. Estrelas muito massivas em metalicidade quase solar devem ser travadas quase até a paralisação enquanto ainda estão na sequência principal, enquanto na metalicidade SMC elas podem continuar a girar rapidamente mesmo nas massas mais altas observadas. A rotação rápida de estrelas massivas pode ser responsável pelas propriedades inesperadas e pelo número de estrelas SMC WR, por exemplo, suas temperaturas e luminosidades relativamente altas.

Binários

Estrelas massivas em sistemas binários podem se desenvolver em estrelas Wolf-Rayet devido ao descascamento por uma companheira, ao invés da perda de massa inerente devido a um vento estelar. Este processo é relativamente insensível à metalicidade ou rotação das estrelas individuais e espera-se que produza um conjunto consistente de estrelas WR em todas as galáxias do grupo local. Como resultado, a fração de estrelas WR produzidas através do canal binário e, portanto, o número de estrelas WR observadas em binários, deve ser maior em ambientes de baixa metalicidade. Os cálculos sugerem que a fração binária de estrelas WR observadas no SMC deve ser tão alta quanto 98%, embora menos da metade seja realmente observada como tendo uma companheira massiva. A fração binária da Via Láctea gira em torno de 20%, em linha com cálculos teóricos.

Nebulosas

AB7 produz uma das nebulosas de maior excitação nas Nuvens de Magalhães .

Uma proporção significativa de estrelas WR está rodeada por nebulosidade associada diretamente à estrela, não apenas a nebulosidade de fundo normal associada a qualquer região massiva de formação de estrelas, e não uma nebulosa planetária formada por uma estrela pós- AGB . A nebulosidade apresenta uma variedade de formas e a classificação tem sido difícil. Muitas foram originalmente catalogadas como nebulosas planetárias e às vezes apenas um estudo cuidadoso de vários comprimentos de onda pode distinguir uma nebulosa planetária em torno de uma estrela pós-AGB de baixa massa de uma nebulosa de formato semelhante em torno de uma estrela queimadora de hélio com núcleo mais massivo.

Galáxias Wolf-Rayet

Uma galáxia Wolf-Rayet é um tipo de galáxia estelar onde existe um número suficiente de estrelas WR para que seus espectros de linha de emissão característicos se tornem visíveis no espectro geral da galáxia. Especificamente, uma característica de emissão ampla devido ao He  ii de 468,6 nm e linhas espectrais próximas é a característica definidora de uma galáxia Wolf – Rayet. A vida relativamente curta das estrelas WR significa que as explosões estelares nessas galáxias devem ter durado menos de um milhão de anos e ocorrido nos últimos milhões de anos, ou então a emissão WR seria inundada por um grande número de outras estrelas luminosas.

Evolução

As teorias sobre como as estrelas WR se formam, se desenvolvem e morrem têm demorado para se formar em comparação com a explicação de uma evolução estelar menos extrema . Eles são raros, distantes e frequentemente obscuros, e mesmo no século 21 muitos aspectos de suas vidas não são claros.

História

Embora as estrelas Wolf-Rayet tenham sido claramente identificadas como uma classe incomum e distinta de estrelas desde o século 19, a natureza dessas estrelas era incerta até o final do século 20. Antes da década de 1960, mesmo a classificação das estrelas WR era altamente incerta, e sua natureza e evolução eram essencialmente desconhecidas. A aparência muito semelhante das estrelas centrais das nebulosas planetárias (CSPNe) e as estrelas WR clássicas muito mais luminosas contribuíram para a incerteza.

Por volta de 1960, a distinção entre CSPNe e estrelas WR clássicas luminosas massivas era mais clara. Estudos mostraram que eram pequenas estrelas densas cercadas por extenso material circunstelar, mas ainda não está claro se o material foi expulso da estrela ou se contraiu sobre ela. As abundâncias incomuns de nitrogênio, carbono e oxigênio, bem como a falta de hidrogênio, foram reconhecidas, mas as razões permaneceram obscuras. Foi reconhecido que as estrelas de WR eram muito jovens e muito raras, mas ainda estava aberto o debate se elas estavam evoluindo para ou longe da seqüência principal.

Na década de 1980, estrelas WR foram aceitas como descendentes de estrelas massivas OB, embora seu estado evolutivo exato em relação à sequência principal e outras estrelas massivas evoluídas ainda fosse desconhecido. As teorias de que a preponderância de estrelas WR em binários massivos e sua falta de hidrogênio poderia ser devido à redução gravitacional foram amplamente ignoradas ou abandonadas. Estrelas WR estavam sendo propostas como possíveis progenitoras de supernovas, e particularmente das recém-descobertas supernovas do tipo Ib, sem hidrogênio, mas aparentemente associadas a jovens estrelas massivas.

No início do século 21, as estrelas WR eram amplamente aceitas como estrelas massivas que haviam exaurido o hidrogênio do núcleo, deixado a sequência principal e expelido a maior parte de suas atmosferas, deixando para trás um pequeno núcleo quente de hélio e produtos de fusão mais pesados.

Modelos atuais

WR 31a é cercada por uma nebulosa de bolha azul criada por um poderoso vento estelar impactando o material expelido durante os primeiros estágios da vida da estrela (ESA / Hubble e NASA Agradecimentos: Judy Schmidt)

A maioria das estrelas WR, a população clássica tipo I, são agora entendidas como sendo um estágio natural na evolução das estrelas mais massivas (sem contar as estrelas centrais das nebulosas planetárias menos comuns), seja após um período como uma supergigante vermelha, após um período como uma supergigante azul ou diretamente das estrelas mais massivas da sequência principal. Espera-se que apenas as supergigantes vermelhas de menor massa explodam como uma supernova nesse estágio, enquanto as supergigantes vermelhas mais massivas voltam para temperaturas mais altas à medida que expelem suas atmosferas. Algumas explodem enquanto estão no estágio hipergigante amarelo ou LBV, mas muitas se tornam estrelas Wolf-Rayet. Eles perderam ou queimaram quase todo o seu hidrogênio e agora estão fundindo hélio em seus núcleos, ou elementos mais pesados, por um breve período no final de suas vidas.

Estrelas de sequência principal massivas criam um núcleo muito quente que funde o hidrogênio muito rapidamente por meio do processo CNO e resulta em forte convecção em toda a estrela. Isso causa a mistura de hélio na superfície, um processo que é aprimorado pela rotação, possivelmente pela rotação diferencial, onde o núcleo é girado para uma rotação mais rápida do que a superfície. Essas estrelas também mostram aumento de nitrogênio na superfície em uma idade muito jovem, causado por mudanças nas proporções de carbono e nitrogênio devido ao ciclo CNO. O aumento de elementos pesados ​​na atmosfera, assim como o aumento da luminosidade, criam fortes ventos estelares que são a fonte dos espectros da linha de emissão. Essas estrelas desenvolvem um espectro Of, Of * se forem suficientemente quentes, que se desenvolve em um espectro WNh conforme os ventos estelares aumentam ainda mais. Isso explica a alta massa e luminosidade das estrelas WNh, que ainda estão queimando hidrogênio no núcleo e perderam pouco de sua massa inicial. Estes irão eventualmente se expandir em supergigantes azuis (LBVs?) Conforme o hidrogênio no núcleo se esgota, ou se a mistura for eficiente o suficiente (por exemplo, através de rotação rápida), eles podem progredir diretamente para estrelas WN sem hidrogênio.

É provável que as estrelas do WR acabem com suas vidas violentamente, em vez de se transformarem em uma anã branca. Assim, toda estrela com massa inicial superior a cerca de 9 vezes a do Sol resultaria inevitavelmente em uma explosão de supernova, muitas delas do estágio WR.

Uma simples progressão de estrelas WR de temperaturas baixas a altas, resultando finalmente em estrelas do tipo WO, não é suportada pela observação. Estrelas do tipo WO são extremamente raras e todos os exemplos conhecidos são mais luminosos e mais massivos do que as estrelas WC relativamente comuns. Teorias alternativas sugerem que as estrelas do tipo WO são formadas apenas a partir das estrelas de sequência principal mais massivas e / ou que formam um estágio final de vida extremamente curta de apenas alguns milhares de anos antes de explodir, com a fase WC correspondendo a a fase de queima de hélio do núcleo e a fase de WO para estágios de queima nuclear além. Ainda não está claro se o espectro de WO é puramente o resultado de efeitos de ionização em temperaturas muito altas, reflete uma diferença real de abundância química ou se ambos os efeitos ocorrem em vários graus.

Chave:

• O: estrela de sequência principal tipo O
• Of: tipo O evoluído mostrando emissão de N e He
• BSG: supergigante azul
• RSG: supergigante vermelho
• YHG: hipergigante amarelo
• LBV: variável azul luminoso
• WNh: WN mais linhas de hidrogênio
• WNL: estrela Wolf – Rayet "tardia" da classe WN (cerca de WN6 a WN11)
• WNE: estrela Wolf – Rayet "precoce" da classe WN (cerca de WN2 a WN6)
• WN / WC: Transicional (transição de WN para WC) Estrela Wolf – Rayet (pode ser WN # / WCE ou WC # / WN)
• WC: estrela Wolf – Rayet da classe WC
• WO: estrela Wolf – Rayet da classe WO

As estrelas Wolf-Rayet se formam a partir de estrelas massivas, embora a população evoluída I de estrelas tenha perdido metade ou mais de suas massas iniciais no momento em que mostram uma aparência WR. Por exemplo, γ ² Velorum A atualmente tem uma massa em torno de 9 vezes a do Sol, mas começou com uma massa de pelo menos 40 vezes a do Sol. Estrelas de grande massa são muito raras, porque se formam com menos frequência e porque têm vida curta. Isso significa que as próprias estrelas Wolf-Rayet são extremamente raras porque se formam apenas a partir das estrelas da sequência principal mais massivas e porque são uma fase de vida relativamente curta na vida dessas estrelas. Isso também explica por que as supernovas do tipo Ibc são menos comuns do que o tipo II, uma vez que resultam de estrelas de maior massa.

Estrelas WNh, espectroscopicamente semelhantes, mas na verdade uma estrela muito menos evoluída que apenas começou a expelir sua atmosfera, são uma exceção e ainda retêm muito de sua massa inicial. As estrelas mais massivas atualmente conhecidas são todas estrelas WNh em vez de estrelas da sequência principal do tipo O, uma situação esperada porque tais estrelas mostram hélio e nitrogênio na superfície apenas alguns milhares de anos depois de se formarem, possivelmente antes de se tornarem visíveis ao redor nuvem de gás. Uma explicação alternativa é que essas estrelas são tão massivas que não poderiam se formar como estrelas normais da sequência principal, sendo, em vez disso, o resultado de fusões de estrelas menos extremas.

As dificuldades de modelar os números e tipos observados de estrelas Wolf-Rayet por meio da evolução de uma única estrela levaram a teorias de que elas se formam por meio de interações binárias que podem acelerar a perda das camadas externas de uma estrela por meio de troca de massa. WR 122 é um exemplo potencial que tem um disco plano de gás circundando a estrela, com quase 2 trilhões de milhas de largura, e pode ter uma estrela companheira que retirou seu envelope externo.

Supernovas

É amplamente suspeito que muitos progenitores de supernova tipo Ib e tipo Ic são estrelas WR, embora nenhuma identificação conclusiva tenha sido feita de tal progenitor.

As supernovas do tipo Ib não possuem linhas de hidrogênio em seus espectros. A supernova do tipo Ic mais comum não tem linhas de hidrogênio e hélio em seus espectros. Os progenitores esperados para tais supernovas são estrelas massivas que, respectivamente, carecem de hidrogênio em suas camadas externas, ou carecem de hidrogênio e hélio. Estrelas WR são exatamente esses objetos. Todas as estrelas WR carecem de hidrogênio e em algumas estrelas WR, mais notavelmente o grupo WO, o hélio também está fortemente esgotado. Espera-se que as estrelas WR experimentem o colapso do núcleo quando gerarem um núcleo de ferro, e as explosões de supernova resultantes seriam do tipo Ib ou Ic. Em alguns casos, é possível que o colapso direto do núcleo em um buraco negro não produza uma explosão visível.

As estrelas WR são muito luminosas devido às suas altas temperaturas, mas não são visualmente brilhantes, especialmente os exemplos mais quentes que se espera compõem a maioria dos progenitores de supernova. A teoria sugere que os progenitores de supernovas do tipo Ibc observados até agora não seriam brilhantes o suficiente para serem detectados, embora eles colocem restrições nas propriedades desses progenitores. Uma possível estrela progenitora que desapareceu na localização da supernova iPTF13bvn pode ser uma única estrela WR, embora outras análises favoreçam um sistema binário menos massivo com uma estrela despojada ou gigante de hélio. O único outro progenitor de supernova WR possível é para SN 2017ein , e novamente é incerto se o progenitor é uma única estrela WR massiva ou sistema binário.

Exemplos

De longe, o exemplo mais visível de uma estrela Wolf-Rayet é γ ² Velorum (WR 11), que é uma estrela brilhante a olho nu para aqueles localizados ao sul de 40 graus de latitude norte , embora a maior parte da luz venha de uma gigante O7.5 companheiro. Devido à natureza exótica de seu espectro ( linhas de emissão brilhantes em vez de linhas de absorção escuras ), ele é apelidado de "Jóia Espectral dos Céus do Sul". A única outra estrela Wolf-Rayet mais brilhante que magnitude 6 é θ Muscae (WR 48), uma estrela tripla com duas companheiras de classe O. Ambos são estrelas do WC. A "ex" estrela WR WR 79a ( HR 6272 ) é mais brilhante do que magnitude 6, mas agora é considerada uma supergigante O8 peculiar com forte emissão. O próximo mais brilhante com magnitude 6,4 é o WR 22 , um binário massivo com um primário WN7h.

A estrela mais massiva e luminosa atualmente conhecida, R136a1 , também é uma estrela Wolf-Rayet do tipo WNh que ainda está fundindo hidrogênio em seu núcleo. Este tipo de estrela, que inclui muitas das estrelas mais luminosas e massivas , é muito jovem e geralmente encontrado apenas no centro dos aglomerados de estrelas mais densos. Ocasionalmente, uma estrela WNh em fuga, como VFTS 682, é encontrada fora de tais aglomerados, provavelmente tendo sido ejetada de um sistema múltiplo ou pela interação com outras estrelas.

Um exemplo de um sistema estelar triplo contendo um binário Wolf – Rayet é o Apep . Ele libera grandes quantidades de pó de carbono impulsionado por seus ventos estelares extremos. Conforme as duas estrelas orbitam uma a outra, a poeira se envolve em uma cauda brilhante e fuliginosa.

Todas as estrelas não degeneradas mais quentes (as poucas mais quentes) são estrelas Wolf-Rayet, a mais quente das quais sendo WR 102 , que parece ser tão quente quanto 210.000 K, seguida por WR 142 que tem cerca de 200.000 K de temperatura. LMC195-1 , localizado na Grande Nuvem de Magalhães , deveria ter uma temperatura semelhante, mas no momento esta temperatura é desconhecida.

HD 184738 , também conhecido como Estrela de Campbell. Esta é na verdade uma nebulosa planetária e a estrela central é uma velha estrela de baixa massa, ao contrário da classe principal de estrelas Wolf-Rayet massivas.

Apenas uma minoria de nebulosas planetárias tem estrelas centrais do tipo WR, mas um número considerável de nebulosas planetárias bem conhecidas as tem.

Veja também

• Markarian 50

Referências

Leitura adicional

• Tuthill, Peter G .; Monnier, John D .; Danchi, William C .; Turner, Nils H. (2003). "Imagens de infravermelho próximo de alta resolução dos ambientes WCd (+ OB): Cataventos". Anais do 212º Simpósio da União Internacional de Astronomia . 212 . p. 121. Bibcode : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD; Tuthill, PG; Danchi, WC (1999). "Nebulosa Catavento em torno de WR 98 [CLC] a [/ CLC]". The Astrophysical Journal . 525 (2): L97 – L100. arXiv : astro-ph / 9909282 . Bibcode : 1999ApJ ... 525L..97M . doi : 10.1086 / 312352 . PMID  10525463 . S2CID  2811347 .
• Dougherty, SM; Beasley, AJ; Claussen, MJ; Zauderer, BA; Bolingbroke, NJ (2005). "Observações de rádio de alta resolução do binário de vento colidindo WR 140". The Astrophysical Journal . 623 (1): 447–459. arXiv : astro-ph / 0501391 . Bibcode : 2005ApJ ... 623..447D . doi : 10.1086 / 428494 . S2CID  17035675 .

links externos

• The Twisted Tale of Wolf-Rayet 104
• Página de Perry Berlind sobre classificações espectrais Wolf – Rayet
• Catálogo online de estrelas galácticas Wolf – Rayet
• Grandes estrelas velhas não morrem sozinhas (NASA)
• Hubble observa Nasty 1