Estrela de Wolf-Rayet

Estrela de Wolf-Rayet 124 i M1-67

Les estreles de Wolf-Rayet o estreles Wolf-Rayet (abreviades freqüentment com WR o W-R) són estrelas massives (en més de 20-30 masses solars), calentes i evolucionades que sofrixen grans pèrdues de massa per intensos vents estelars.

Característiques i classificació

Este tipo d'estreles tenen temperatures superficials d'entre 35 000 i 50 000 K (en alguns casos inclús més), elevades lluminositat, i són molt blaves, en el seu pico d'emissió situat en l'ultravioleta. Els seus espectres mostren bandes d'emissió lluentes corresponents a hidrogen o heli ionizado que es presenten com halos lluents —els quals són relativament escassos—. La superfície estelar també presenta llínees d'emissió amples de carbono, nitrogen i oxigen. Constituïxen el tipo espectral W, el qual es dividix a la seua volta en tres tipos: WN (si abunda el nitrogen, que s'explica per la presència en la superfície estelar d'elements que han intervingut en el cicle CNO), i WC i WO (si abunda el carbono i si abunda l'oxigen respectivament; el segon és molt més rar i en abdós casos, la presència de dits elements s'interpreta com la presència en la fotosfera de productes del procés triple alfa). Les estreles Wolf-Rayet més lluentes són del primer tipo.

A sovint solen formar part de sistemes binarios en els quals l'atra estrela sol ser també una estrela massiva de tipo espectral O i B, o be, en uns pocs casos, un objecte colapsat com una estrela de neutrons o un forat negre.

L'estrela més lluenta d'este tipo és Gamma-2 Velorum, de magnitut aparent 1,9 i situada en la constelació de Vés-la.

Les galàxies de Wolf-Rayet són galàxias en un elevat número d'estreles de tipo WR, com per eixemple NGC 4214.

Història de l'observació

WR 136, una estrela WN6 en la que l'atmòsfera despresa durant la fase de supergigante roja ha segut sacsada pels vents calents i ràpits de la WR per a formar una nebulosa de bombetes visible.

Varen ser descobertes pels astrònoms francesos Charles Wolf i Georges Rayet, els qui varen identificar en la constelació del Cisne tres estreles peculiars en bandes d'emissió lluentes i colors grocs. Les estreles WR s'identifiquen per mig de les inicials WR i un número (per eixemple WR 104). El procés ha segut el següent:

En 1867, utilisant el telescopi de Foucault de 40 cm del Observatori de París, els astrònoms Charles Wolf i Georges Rayet varen descobrir tres estreles en la constelació Cygnus (HD 191765, HD 192103 i HD 192641, ara designades com WR 134, WR 135 i WR 137 respectivament) que mostraven bandes d'emissió amples en un espectre per lo demés continu. La majoria de les estreles només mostren llínea d'absorció o bandas en els seus espectres, com a resultat d'elements superposts que absorbixen l'energia de la llum en freqüències específiques, per lo que estos eren clarament objectes inusuals.

La naturalea de les bandes d'emissió en l'espectre d'una estrela Wolf-Rayet va ser un misteri durant vàries décades. E. C. Pickering teorizó que les llínees estaven causades per un estat inusual del hidrogen, i es va descobrir que esta «série Pickering» de llínees seguia un patró similar a la série Balmer, quan se substituïen per números quàntics semienteros. Més vesprada es va demostrar que estes llínees eren el resultat de la presència d'heli, element químic que acabava de ser descobert en 1868.

Pickering va observar similituts entre els espectres de Wolf-Rayet i els espectres nebulares, i esta similitut va dur a la conclusió de que algunes, o totes les estreles Wolf-Rayet, eren les estreles centrals de les nebuloses planetàries.

Cap a 1929, l'esgambi de les bandes d'emissió s'atribuïa al eixamplada Doppler, i per tant, a que el gas que rodejava a estes estreles devia moure's en velocitats de 300-2400 km/s a lo llarc de la llínea de visió. La conclusió va ser que una estrela Wolf-Rayet expulsa contínuament gas a l'espai, produint una envoltura de gas nebuloso en expansió. La força que expulsa el gas a les altes velocitats observades és la pressió de radiació. Era ben sabut que moltes estreles en espectres de tipo Wolf-Rayet eren les estreles centrals de nebuloses planetàries, pero també que moltes no estaven associades a una nebulosa planetària òbvia, ni a cap nebulositat visible en absolut.

Ademés del heli, Carlyle Smith Beals va identificar llínees d'emissió de carbono, oxigen i nitrogen en els espectres de les estreles Wolf-Rayet. En 1938, l'Unió Astronòmica Internacional va classificar els espectres de les estreles Wolf-Rayet en els tipos WN i WC, depenent de si l'espectre estava dominat per llínees de nitrogen o de carbono-oxigen, respectivament.

En 1969, vàries CSPNe en fortes llínees d'emissió d'OPlantilla:ThinspVI es varen agrupar baix una nova «seqüència OPlantilla:ThinspVI», o simplement de tipo OVI. Posteriorment, es varen denominar estreles [WO]. Poc despuix es varen descriure estreles similars no associades a nebuloses planetàries i la classificació WO es va adoptar finalment també per a les estreles WR de població I.

La comprensió de que certes estreles WN tardanes, i a voltes no tan tardanes, en llínees de hidrogens en els seus espectres, es troben en una etapa d'evolució diferent de les estreles WR lliures de hidrogen, ha dut a l'introducció del terme WNh per a distinguir estes estreles en general d'atres estreles WN. Anteriorment es denominaven estreles WNL, encara que hi ha estreles WN de tipo tardà sense hidrogen, aixina com estreles WR en hidrogen tan primerenques com la WN5.

Vore també

• Catàlec d'estreles de Wolf-Rayet galàctiques
• Classificació estelar
• Variable lluminosa blava
• WR 124 i WR 136, eixemples d'estreles de Wolf-Rayet