Stea Wolf-Rayet

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Nebuloasa M1-67 care înconjoară Steaua lui Merrill, văzută de la telescopul spațial Hubble .

Stelele Wolf-Rayet (abrevierea: stele WR ) sunt masive (cel puțin 20 M ⊙ la naștere) foarte evoluat și foarte fierbinte în comparație cu media. Sunt adesea stele eruptive . Culoarea este alb-albastru și corespunde temperaturilor de suprafață între 30 000 K e 200.000 K [1] .

Acestea sunt stele foarte luminoase , cu o luminozitate cuprinsă între sute de mii și milioane de ori cea a Soarelui, deși în banda vizibilă nu sunt excepțional de strălucitoare, deoarece cea mai mare parte a radiației este emisă sub formă de raze ultraviolete și chiar de raze X moi.

Stelele de acest tip sunt foarte rare, de fapt doar 4 au fost găsite în galaxia noastră și 10 în întregul univers. [2] [3] [4] . Cele mai multe dintre ele au fost descoperite în anii 2000 , în urma unor ample investigații fotometrice și spectroscopice dedicate cercetării unor astfel de obiecte în planul galactic [2] . Datorită liniilor de emisie marcate, WR sunt de asemenea detectabile în alte galaxii.

Ei pierd masă la ritmuri ridicate prin intermediul vânturilor stelare foarte intense și rapide (până dincolo 2 000 km / s ). Wolf-Rayets pierd în general 10 -5 M ☉ în fiecare an, o sută miimi din masa pierdută de Soare în fiecare an [2] . O astfel de pierdere de masă determină expulzarea cojii de hidrogen care înconjoară steaua, dezvăluind miezul heliului , care are temperaturi foarte ridicate.

Stelele vizibile cu ochiul liber γ Velorum și θ Muscae sunt Wolf-Rayet, la fel ca cea mai masivă stea cunoscută în prezent, R136a1 din nebuloasa Tarantula .

Observații istorice


În 1867 , astronomii francezi Charles Wolf și Georges Rayet (de la care această clasă stelară își ia numele [5] ), folosind telescopul Foucault de la La 40 cm de Observatorul de la Paris , au descoperit trei stele în constelația Cygnus ( HD 191765, HD 192103 și HD 192641, denumite acum respectiv WR 134 , WR 135 și WR 137) care prezintă benzi de emisie marcate într-un spectru altfel continuu . [6] . Majoritatea stelelor prezintă linii de absorbție în spectrul lor, datorită elementelor atmosferei stelare care absorb radiația electromagnetică la lungimi de undă specifice. Numărul de stele cu linii de emisie în spectrul lor este foarte mic, astfel încât particularitatea acestor obiecte a fost înțeleasă aproape imediat.

Cauza benzilor de emisie ale spectrelor stelare Wolf-Rayet a rămas un mister timp de câteva decenii. Edward Pickering a emis ipoteza că liniile au fost cauzate de o stare neobișnuită de hidrogen și s-a constatat că seria liniilor spectrale numită seria Pickering urma în mod substanțial seria Balmer când s - au înlocuit numerele cuantice semi-întregi . Mai târziu s-a văzut că liniile erau cauzate de prezența heliului , un gaz nobil care a fost descoperit în 1868 [7] . Pickering a remarcat asemănările dintre spectrele WR și cele ale nebuloaselor planetare și acest lucru a dus la concluzia, ulterior dovedită greșită, că toate WR sunt stele centrale ale nebuloaselor planetare [8] .

În 1929, unii astronomi au atribuit grosimea benzilor de emisie efectului Doppler , presupunând astfel că gazul care înconjoară aceste stele trebuie să se deplaseze la viteze de 300–2400 km / s în raport cu linia vizuală. Concluzia a fost că o stea Wolf-Rayet evacuează continuu gazul în spațiu , producând un înveliș nebulos de gaz. Forța care expulzează gazele la viteza mare observată este presiunea radiației [9] . De asemenea, s-a constatat că multe stele cu spectrul WR nu sunt stele centrale ale nebuloaselor planetare și că, prin urmare, există o diferență substanțială între nebuloasele planetare și WR [10] .

Spectrele stelelor WR prezintă linii de emisie, pe lângă heliu, și de carbon , oxigen și azot [11] . În 1938 , Uniunea Astronomică Internațională a clasificat spectrele stelelor WR în tipurile WN și WC, în funcție de dacă liniile spectrale dominante erau cele ale azotului, respectiv carbon-oxigenului [12] .

Clasificare

Spectrul WR137 , o stea din clasa WC7 [1] și una dintre primele trei stele WR identificate

Stelele Wolf-Rayet au fost identificate pe baza particularității spectrelor lor electromagnetice , care prezintă linii de emisie largi și marcate, identificabile cu liniile de heliu , azot , carbon , siliciu și oxigen , în timp ce liniile de hidrogen sunt slabe sau absente. Liniile de emisie prezintă frecvent un lob de redshift accentuat, tipic profilelor P Cygni , care indică prezența unui material circumstelar.

Primele sisteme de clasificare au împărțit WR între cei ale căror spectre erau dominate de liniile de azot ionizat (N III , N IV și N V ) și cele în ale căror spectre erau marcate liniile de carbon ionizate (C III și C IV ) și mai rar oxigen (O III - O VI ). Cele două clase au fost numite respectiv WN și WC [10] . Acestea au fost ulterior împărțite în secvențele WN5-WN8 și WC6-WC8, pe baza markedness de 541.1 nm El II și 587.5 nm liniile El I.

Secvența WN a fost apoi extinsă pentru a include clasele WN2-WN9, care au fost redefinite pe baza marcajului liniilor N III la 463,4-464,1 nm și 531,4 nm, N IV la 347,9-348,4 nm și 405,8 nm și N V la 460,3 nm, 461,9 nm și 493,3-494,4 nm [13] . Aceste linii sunt bine separate de zonele spectrului legate de liniile de emisie de heliu și sunt bine corelate cu temperatura suprafeței. În cele din urmă, stelele cu spectre intermediare între WN și Ofpe sunt atribuite claselor WN10 și WN11, deși această nomenclatură nu este acceptată universal.

Clasificarea spectrelor WN [3]
Clasa spectrală Criterii Alte linii de emisie
WN2 N V slab sau absent El II a marcat
WN2.5 N V prezent, N IV absent
WN3 N IV << N V , N III slab sau absent
WN4 N IV ≈ N V , N III slab sau absent
WN5 N III ≈ N IV ≈ N V
WN6 N III ≈ N IV , N V slab
WN7 N III > N IV Profil P-Cyg slab al lui He I , 468,6 nm He II > N III
WN8 N III >> N IV Profil P-Cygn marcat de He I , 468,6 nm He II ≈ N III
WN9 N III > N II , N IV absent Profilul lui He I P-Cyg
WN10 N III ≈ N II Seria Balmer , profilul He I P-Cyg
WN11 N III slab sau absent, N II prezent Seria Balmer, profilul He I P-Cyg

Secvența WC a fost, de asemenea, extinsă pentru a include clasele WC4-WC9, deși clasele WC1-WC3 sunt utilizate și în unele publicații mai vechi. În schimb, WR extrem de fierbinte au fost colectate în clasele WO1-WO4: spectrele lor sunt dominate mai degrabă de liniile de oxigen ionizat decât de cele ale carbonului ionizat, deși abundențele elementelor individuale sunt probabil comparabile. Principalele linii utilizate pentru a distinge subclasele stelelor WC sunt C II la 426,7 nm, C III la 569,6 nm, C III / IV la 465,0 nm, C IV la 580,1-581,2 nm și O V la 557,2-559,8 nm. Pentru stelele WO, liniile C IV la 580,1 nm, O IV la 340,0 nm, O V la 557,2-559,8 nm, O VI la 381,1-383,4 nm, O VII la 567,0 nm și O VIII la 606,8 nm [3] . Împărțirea dintre spectrele WC și WO se realizează prin prezența sau absența liniei C III .

Clasificarea spectrelor WC [3]
Clasa spectrală Criterii
WC4 C IV marcat, C III slab, O V foarte evident
WC5 C III << C IV , C IV <O V
WC6 C III << C IV , C IV > O V
WC7 C III <C IV , C IV >> O V
WC8 C III > C IV , C II absent, O V slab sau absent
WC9 C III > C IV , C II prezent, O V slab sau absent
Clasificarea spectrelor WO [3]
Clasele spectrale Criterii
WO1 O VII ≥ O V , O VIII prezent
WO2 O VII <O V , C IV <O VI
WO3 O VII slab sau absent, C IV ≈ O VI
WO4 C IV > O IV

Studiile WR detaliate pot menționa alte caracteristici spectrale, indicate prin sufixe adăugate la clasa spectrală:

  • h linii de emisie de hidrogen;
  • are linii de emisie și absorbție a hidrogenului;
  • w linii mărite;
  • s linii fine;
  • pulberi d (uneori vd, pd sau ed pentru pulberi variabile, periodice sau episodice).

Clasificarea WR este complicată de faptul că sunt frecvent înconjurați de nebulozitate densă sau sunt binare . Sufixul "+ abs" este adesea folosit pentru a semnaliza prezența liniilor de absorbție, probabil datorită prezenței unui însoțitor non-WR.

La fel ca toate stelele, WR este, de asemenea, împărțit în „tipuri timpurii” sau E (în engleză: tipuri timpurii ) și „tipuri târzii” sau L (în engleză: tipuri târzii ) pe baza credinței în vogă la începutul secolului al XX-lea și nu se mai consideră valabil ca stelele să se răcească așa cum au existat. WNE și WCE se referă, așadar, la prima și cea mai tare subclasă a stelelor WN și WC, în timp ce WNL și WCL la cele mai recente subclase. De obicei, împărțirea între tipurile E și tipurile L este aproximativ plasată în jurul subclaselor 6 sau 7. Nu se face o astfel de distincție pentru stelele WO. Stelele WNE sunt de obicei mai sărace în hidrogen, în timp ce stelele WNL au linii ale acestui element [3] [14] .

Nomenclatură

WR 22 în Nebuloasa Carina .

Primii trei WR identificați, toți trei având accidental un însoțitor de tip O , erau deja prezenți în catalogul Draper . Inițial, deși au fost recunoscuți ca Wolf-Rayet, nu a fost creată o nomenclatură specifică pentru aceste stele, care a continuat să fie denumită după acronimele lor preexistente. Primele trei cataloage care conțin WR nu le-au fost dedicate în mod specific și conțineau și alte tipuri de stele [15] [16] [17] . În 1962 a fost creat un catalog specific pentru WR în care au fost numerotate progresiv în ordinea ascensiunii drepte [18] . Un al doilea catalog (al cincilea, dacă numărați și primele trei nededicate), publicat în 1968, a folosit aceleași numere ca și catalogul anterior cu prefixul MR (de autorul primului catalog, Morton Roberts) plus un supliment secvență de numere cu prefixul LS pentru stelele nou descoperite (de autorul catalogului, Lindsey Smith) [19] . Niciunul dintre aceste scheme de numerotare nu este utilizat încă. Un al treilea catalog dedicat Wolf-Rayet, datând din 1981, a introdus inițialele WR urmate de un număr, care este nomenclatura acceptată și astăzi. Număra stelele Wolf-Rayet de la WR 1 la WR 158 în ordinea ascensiunii drepte [20] . Al patrulea catalog (al șaptelea, dacă se numără primele trei) și expansiunile sale, publicat din 2001, au păstrat aceeași succesiune ca și catalogul anterior, inserând noul WR descoperit prin sufixe constând din litere minuscule latine, de exemplu WR 102ka [3 ] [4] . Unele sondaje moderne efectuate pe porțiuni mari ale cerului utilizează propriile scheme de numerotare pentru WR nou descoperit [2] .

WR-urile din alte galaxii decât Calea Lactee sunt numerotate în funcție de diferite modele. În ceea ce privește Marele Nor Magellanic , cea mai răspândită și mai completă nomenclatură este cea din „Al patrulea Catalog de stele Wolf-Rayet din populația I din Marele Nor Magellanic” (1999), în care numărul stelei este prefixat de BAT- 99, de exemplu BAT-99 105 [21] . Multe WR ale acestei galaxii sunt listate în al treilea catalog cu prefixul "Brey", de exemplu Brey 77 [22] . În cele din urmă, este utilizată și o a treia nomenclatură, care folosește numerele RMC ( observatorul Radcliffe Cloud Magellanic Cloud), uneori prescurtat pur și simplu R, ca în R136a1 .

Pentru WR al Micului Nor Magellanic se folosește catalogul Azzopardi și Breysacher din 1979 și, prin urmare, numerele sunt prefixate de AB, ca de exemplu în AB7 [23] .

Distribuție și proprietăți fizice

AB7 este una dintre cele mai înalte nebuloase excitate din Nori Magellanici , două galaxii satelit ale Căii Lactee .

În Calea Lactee au fost identificate aproximativ 500 de raiți de lupi [2] [3] [4] . Cele mai multe dintre ele au fost descoperite în anii 2000 în urma unor ample investigații fotometrice și spectroscopice dedicate cercetării unor astfel de obiecte în planul galactic [2] . Datorită liniilor de emisie marcate, WR sunt de asemenea detectabile în alte galaxii. Un total de 134 WR au fost catalogate în Cloudul Magellanic Mare, majoritatea de tip WN, dar și trei de tipul WO rar [24] [25] . În Micul Nor Magellanic există în schimb doar 12 WR, datorită metalicității medii scăzute a galaxiei [26] [27] . 206 au fost identificate și în Galaxia Triunghiului [28] și 154 în Galaxia Andromeda [29] . Prin urmare, se presupune că există câteva mii de WR în grupul local . În afara grupului local, au fost identificate câteva mii de WR, mai ales frecvente în galaxiile cu explozie de stele . De exemplu, mai mult de o mie de WR, cu magnitudini cuprinse între 21 și 25, au fost observate în galaxia Pinwheel [30] .

WR au două caracteristici fizice foarte deosebite. Primul, după cum sa menționat, constă în prezența în spectrul lor de linii de emisie foarte marcate. Acestea se formează într-o regiune circumstelară caracterizată de un vânt stelar dens și foarte rapid, care este lovit de cantități mari de raze ultraviolete provenite din fotosfera stelei. Radiațiile ultraviolete sunt absorbite de gazele din jurul stelei și sunt reemise prin fluorescență făcând să apară liniile de emisie. A doua caracteristică fizică este temperatura de suprafață ridicată a WR (de la 30.000 la peste 100 000 K ), care este responsabil pentru emisia razelor UV și care îl face una dintre cele mai fierbinți stele cunoscute.

Cantitățile mari de vânt stelar emise provoacă pierderi de masă considerabile care descoperă mai întâi regiunile bogate în azot produse de ciclul CNO (stele din clasa WN) și apoi regiunile bogate în carbon și oxigen, produse prin cele trei procese alfa (clasa WC stele și WO) [31] . Pe măsură ce WR își pierde masa, temperatura suprafeței sale crește pe măsură ce sunt descoperite tot mai multe straturi în interior și mai aproape de miez. Aceasta corespunde unei scăderi a razei stelei și a luminozității acesteia. Cu toate acestea, invers, viteza vântului stelar emis crește. Pierderea de masă cauzată de vânt rămâne aproape constantă [14] [32] [33] . Deși cercetătorii sunt de acord cu caracteristicile generale ale acestui proces, detaliile diferă. Următoarele sunt proprietățile fizice atribuite tipului WR WN de Crowther (2007) [14] :

Proprietățile fizice ale stelelor WN ale populației I.
Tipul infricosator Temperatura efectivă (mii de kelvini ) Magnitudine absolută Pierderea masei
Log10 (M ☉ an −1 )		 Viteza vântului stelar
(km / s)
WN3 85 −3.1 −5.3 2.200
WN4 85 −4,0 −4,9 1.800
WN5 70 −4,0 −5.2 1.500
WN6 70 −4.1 −4,8 1.800
WN7 50 −5.4 −4,8 1.300
WN8 45 −5,5 −4,7 1.000
WN9 32 −6.7 −4,8 700

Următorul tabel raportează în schimb proprietățile fizice ale stelelor WC și WO, în general într-un stadiu evolutiv mai avansat decât cel al stelelor WN:

Proprietățile fizice ale stelelor WC / O [14]
Tipul infricosator Temperatura efectivă (1e3 K) Magnitudine absolută Pierderea masei
Log10 (M ☉ an −1 )		 Viteza vântului stelar
(km / s)
WO 150 −2,8 −5,0 4.100
WC4 90 −4,5 −4,6 2.750
WC5 85 −3.6 −4,9 2.200
WC6 80 −3.6 −4,9 2.200
WC7 75 −4,5 −4,7 2.200
WC8 65 −4,0 −5,0 1.700
WC9 50 −4,6 −5,0 1.200
HD 184738 , numită și vedeta lui Campbell. În realitate, este o nebuloasă planetară, iar steaua centrală nu este o WR tânără și masivă, ci o stea veche și nu foarte masivă care a atins etapele finale ale evoluției sale [34].

Unele WR, în special cele de tip WC aparținând ultimelor subclase, produc pulberi . Acest lucru se întâmplă mai ales la stelele care fac parte din sistemele binare, ca produs al coliziunii vânturilor stelare ale stelelor care formează perechea [3] , ca în cazul celebrului binar WR 104 ; totuși acest proces a fost observat și la stelele singure [1] .

Un procent mic (aproximativ o zecime) din stelele găsite în interiorul nebuloaselor planetare sunt foarte asemănătoare cu WR din punct de vedere observațional, adică prezintă linii largi de emisie în spectrele lor, în care elemente precum heliul sunt recunoscute., Carbon și oxigen . Cu toate acestea, spre deosebire de WR, acestea sunt stele cu masă mică (de obicei 0,6 M ☉ ), foarte vechi și au atins ultimele etape ale existenței lor, înainte de a evolua în pitici albi . Întrucât WR sunt stele tinere și masive, din populația I , este de preferat să le distingeți de nebuloasele planetare și să excludeți din WR stelele care se află în centrul acestor nebuloase [14] .

Evoluţie

WR sunt îndepărtate, rare și adesea ascunse de stelele de praf și gaze. Prin urmare, sunt dificil de studiat, iar teoriile despre evoluția lor au fost formulate mai târziu decât teoriile despre evoluția stelelor mai puțin extreme. Cu toate acestea, multe aspecte rămân neclare.

Primele ipoteze

WR 136 este o stea de clasă spectrală WN6 a cărei atmosferă pierdută în timpul fazei supergigante a fost lovită de vânturile rapide și fierbinți generate de WR. Șocul a produs nebuloasa de emisie NGC 6888 .

În anii 1960 și 1970, unii astronomi, inclusiv Rublev (1965) [35] și Conti (1976) [36] , au emis ipoteza că stelele de tip WR descindeau din stele masive din clasa O , în care vânturile puternice stelare caracteristice stelelor extrem de strălucitoare aveau a expulzat straturile de suprafață bogate în hidrogen. Această idee sa dovedit a fi în esență corectă, deși procesele care conduc de la stele de tip O la WR s-au dovedit a fi foarte complexe.

Primele modele de evoluție stelară nu au fost compatibile cu această imagine, deoarece au prezis că stelele masive nu au evoluat în WR, ci în supergigante roșii . În loc să își mărească temperatura suprafeței, ar fi trebuit să o scadă. Conform acestor modele, supergigantele roșii sunt doar puțin mai strălucitoare decât stelele de tip O din care au evoluat și devin din ce în ce mai instabile pe măsură ce nucleele lor cresc în temperatură și pe măsură ce atmosferele lor se extind. Procesele de fuziune din interiorul nucleilor lor îi determină să producă elemente chimice din ce în ce mai grele până când explodează în supernove , devenind astfel niciodată WR.

Mai târziu, modele mai precise au arătat că există o limită superioară a strălucirii stelelor, dincolo de care steaua pierde rapid masa. În consecință, stelele suficient de masive nu devin niciodată supergigante roșii, ci rămân supergigantele albastre expulzând cantități mari de masă prin vânturi stelare foarte intense. Prin urmare, pot deveni WR dacă atmosferele lor bogate în hidrogen sunt complet expulzate. Prin urmare, sunt stele care devin mai mici și mai fierbinți cu cât își pierd straturile exterioare [37] [38] .

Ipoteze actuale

Steaua Wolf-Rayet WR 31a luminează gazele pe care le expulză singure.

În prezent, se crede că majoritatea WR-urilor sunt evoluția naturală a celor mai masive stele existente fie după trecerea prin faza roșie supergigantă, fie după faza supergigantă albastră sau direct după finalizarea fazei secvenței principale [39] . Modelele actuale prezic că super-giganții roșii au coborât din stele cu o masă inițială mai mică de 20 M ⊙ explodează în supernove de tip II , adică supernove care au linii de hidrogen în spectrele lor. Prin urmare, progenitorii lor nu au pierdut straturile superioare bogate în acest element. În schimb, super-giganții roșii au coborât din stele de masă între 20 și 45 M ⊙ , datorită vânturilor lor stelare intense, își expulză atmosferele și își pierd stratul superficial de hidrogen. Unele dintre ele pot exploda în supernove după ce au redevenit supergigante galbene , dar altele pot deveni și mai fierbinți și pot evolua în WR [40] [41] .

Chiar și stele secvenței principale mai masive (cu masa inițială mai mare de 45 M ⊙ ) dezvoltă nuclee convective extrem de calde și masive care amestecă produsele ciclului CNO în întreaga stea. Amestecul poate fi accentuat de rotația stelei , care se manifestă adesea sub formă de rotație diferențială , unde miezul se rotește mai repede decât suprafața. Având în vedere amestecarea elementelor, aceste stele prezintă prezența azotului la suprafață încă de la o vârstă fragedă. Această particularitate este semnalată prin atribuirea acestora la clasa Of sau Of *, unde „f” indică prezența liniilor de azot. Pe măsură ce azotul de la suprafață crește, acestea evoluează în stele de clasă WNh, adică stele de tip WN care conțin încă cantități de hidrogen (h) la suprafață. Părăsind secvența principală aceste stele masive evoluează mai departe fie în stele LBV sau, dacă amestecarea elementelor datorită rotației rapide, a fost suficient de eficientă, direct în stele WN, cu absența hidrogenului la suprafață. Conform unui model alternativ, fazele WNh și LBV ar fi inversate, iar faza LBV ar corespunde ultimei etape de fuziune a hidrogenului în nucleu, în timp ce faza WNh ar fi primele etape ale procesului de fuziune cu heliu în nucleu [42 ] . În orice caz, aceste stele deosebit de masive nu trec niciodată prin stadiul roșu supergigant din cauza pierderilor de masă evidente datorită vânturilor lor stelare intense și amestecării elementelor datorită rotației lor rapide [40] [41] .

Stelele WNh sunt spectroscopice similare cu stelele WR, dar mai puțin evoluate, deoarece abia au început să-și scoată atmosfera și, prin urmare, sunt încă foarte masive. Cele mai masive stele cunoscute sunt mai degrabă de tipul WNh decât de tipul O, ceea ce nu este neașteptat dat fiind că astfel de stele masive rămân în secvența principală câteva sute de mii de ani după formarea lor. O explicație alternativă este că astfel de stele masive nu se pot forma ca stele de secvență principală, ci doar prin fuziunea a două stele mai puțin extreme [43] .

Statutul stelelor WO nu este foarte clar. Acestea sunt extrem de rare și toate exemplele cunoscute sunt mai masive și mai strălucitoare decât cele mai comune stele de tip WC. Prin urmare, datele nu susțin ipoteza că stelele WO sunt stadiul evolutiv normal urmând cel al stelelor WC mai comune [44] . S-a emis ipoteza că stelele WO se formează doar din cele mai masive stele de secvență principală [1] sau că acestea corespund unei faze extrem de scurte, care durează câteva sute de mii de ani imediat înainte de explozia supernova lor, unde stelele WC ar corespunde fazei de fuziune a heliului în nucleu, în timp ce stelele WO ar corespunde fazelor de fuziune ulterioare [39]

Reprezentarea prăbușirii unei stele masive într-un colapsar și formarea consecventă a unei explozii de raze gamma .

Deși WR evoluează din stele excepțional de masive, acestea nu au mase foarte mari, deoarece se formează ca urmare a pierderii straturilor de suprafață ale stelei. De exemplu, γ 2 Velorum A s-a format dintr-o stea având o masă inițială de 40 M ⊙ , dar are în prezent o masă de 9 M ⊙ [45] .

Deoarece WR sunt formate din stele foarte masive și pentru că stelele foarte masive sunt foarte rare atât pentru că se formează mai rar decât stele mai puțin masive, cât și pentru că au o viață relativ scurtă, WR sunt, de asemenea, stele foarte rare.

Supernove

Aproximativ un sfert din supernove observate sunt de tip Ib , adică provin din stele progenitoare care și-au pierdut aproape tot hidrogenul de la suprafață sau sunt de tip Ic , adică provin din stele care au pierdut hidrogen și un o bună parte din heliu. Aceste două tipuri de supernove corespund, prin urmare, destul de bine stelelor de tip WC și, respectiv, WO. Acest lucru face plauzibil faptul că aceste stele își vor încheia existența în supernove, mai degrabă decât să devină pitici albi . În consecință, orice stea care își începe existența cu o masă de cel puțin 8-10 M ☉ este destinată să o termine într-o supernovă [14] [39] [46] .

Deși teza conform căreia progenitorii supernovelor Ibc sunt WR este larg acceptată, nu a fost încă posibil să se producă nicio verificare experimentală convingătoare a acestei ipoteze [47] . Stelele WR sunt foarte strălucitoare, având în vedere temperaturile lor ridicate, dar sunt vizuale slabe, deoarece emit o mare parte din radiația lor în ultraviolet, sunt rare și sunt îndepărtate. Teoria sugerează că progenitorul WR al supernovelor Ibc este prea slab pentru a fi detectat chiar de cele mai puternice instrumente actuale. O posibilă excepție este cea a supernovai SN Ib iPTF13bvn, al cărei progenitor pare a fi un WR cu o masă inițială de aproximativ 30 M ⊙ și care la momentul exploziei avea o masă de aproximativ 11 M ⊙ [48] . De asemenea, este posibil ca unii WR să-și încheie existența în colapsar , dacă nu au pierdut suficientă masă în timpul evoluției lor. În acest caz, steaua se prăbușește direct într-o gaură neagră , fără a exploda într-o supernovă. Se crede că colapsarele sunt sursa exploziilor de raze gamma , datorită expulzării la viteze relativiste a unei părți a materiei discului de acumulare care se formează în jurul găurii negre nou-născute.

Tabelul următor ilustrează fazele evolutive pe care stele cu masa mai mare de 8 M ⊙ [40] [41] :

Schema evoluției stelelor masive (având metalicitate solară)
Masa inițială (M ☉ ) Secvență evolutivă Ca tine supernova
Peste 60 de ani O → Of → WNLh ↔ LBV → [WNL] IIn
45-60 O → WNLh → LBV / WNE? → WO Ib / c
20–45 O → RSG → WNE → WC Ib
15-20 O → RSG ↔ (YHG) ↔ BSG (buclă) II-L (sau IIb)
8-15 O → RSG II-P

Legendă:

Exemple notabile

Stea Wolf-Rayet WR 104 văzută din telescopul Keck .

Cea mai strălucitoare WR văzută de pe Pământ este Gamma 2 Velorum [3] , cea mai strălucitoare stea din constelația Sails . Are o magnitudine aparentă de 1,83 și este vizibilă doar pentru cei aflați la sud de paralela 40 N [49] . Este de fapt un sistem multiplu în care cele două componente principale sunt un WR din clasa spectrală WC8 și un supergigant albastru din clasa O7,5 [49] . Il sistema dista circa 850 al [3] : si tratta probabilmente della WR più vicina alla Terra.

La seconda WR più brillante vista dalla Terra è θ Muscae , una stella di magnitudine 5,53, visibile solo più a sud del tropico del Cancro . Si tratta anche in questo caso di un sistema multiplo nel quale una WR di classe WC5 è accompagnata da altre stelle massicce [50] . Dista circa 7 500 al [3] .

Alcune delle stelle più massicce conosciute sono delle WR, in particolare della classe WNh. Fra queste vi è anche R136a1 , una stella visibile nella costellazione del Dorado e appartenente alla Grande Nube di Magellano , che è considerata la stella più massiccia attualmente conosciuta, con una massa stimata di circa 270 M ⊙ [51] .

Un altro esempio notevole di WR è la stella binaria WR 104 , i cui venti stellari generano una spettacolare quanto rarissima nube a spirale la cui estensione potrebbe coprire una distanza pari a 20 volte il nostro Sistema Solare [52] .

Note

  1. ^ a b c d A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt, The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence , in Astronomy & Astrophysics , vol. 540, 2012, pp. id. A144, DOI : 10.1051/0004-6361/201117830 . URL consultato il 6 gennaio 2015 .
  2. ^ a b c d e f MM Shara et al. , A Near-infrared Survey of the Inner Galactic Plane for Wolf-Rayet Stars. II. Going Fainter: 71 More New WR Stars , in The Astronomical Journal , vol. 143, n. 6, 2012, pp. id. 149, DOI : 10.1088/0004-6256/143/6/149 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  3. ^ a b c d e f g h i j k l Karel van der Hucht, The VIIth catalogue of galactic Wolf-Rayet stars , in New Astronomy Reviews , vol. 45, n. 3, 2001, pp. 135-232, DOI : 10.1016/S1387-6473(00)00112-3 . URL consultato il 3 dicembre 2014 .
  4. ^ a b c KA van der Hucht, New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates. An annex to The VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 458, n. 2, 2006, pp. 453-459, DOI : 10.1051/0004-6361:20065819 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  5. ^ P. Murdin, Wolf, Charles JE (1827-1918) in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Bristol, Institute of Physics Publishing, 2001, DOI : 10.1888/0333750888/4101 .
  6. ^ William Huggins, On Wolf and Rayet's Bright-Line Stars in Cygnus , in Proceedings of the Royal Society of London , vol. 49, 1890-1, pp. 33–46, DOI : 10.1098/rspl.1890.0063 . URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  7. ^ A. Fowler, Hydrogen, Spectrum of, Observations of the principal and other series of lines in the , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 73, 1912, pp. 62–105. URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  8. ^ Wright, WH, The relation between the Wolf-Rayet stars and the planetary nebulae , in Astrophysical Journal , vol. 40, 1914, pp. 466-472, DOI : 10.1086/142138 . URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  9. ^ CS Beals, On the nature of Wolf-Rayet emission , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 90, 1929, pp. 202–212. URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  10. ^ a b CS Beals, On the Physical Characteristics of the Wolf Rayet Stars and their Relation to Other Objects of Early Type (with Plates VIII, IX) , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 34, n. 5, 1934, pp. 169-197. URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  11. ^ CS Beals, Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars , in The Observatory , vol. 56, 1933, pp. 196–197. URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  12. ^ P. Swings, The Spectra of Wolf-Rayet Stars and Related Objects , in Astrophysical Journal , vol. 95, 1942, pp. 112–133, DOI : 10.1086/144379 . URL consultato il 5 gennaio 2015 .
  13. ^ Lindsey F. Smith, A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf-Rayet stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 138, 1968, pp. 109-121. URL consultato il 30 novembre 2014 .
  14. ^ a b c d e f PA Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars , in Annual Review of Astronomy & Astrophysics , vol. 45, n. 1, 2007, pp. 177-219, DOI : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . URL consultato il 13 dicembre 2014 .
  15. ^ WW Campbell, Stars whose spectra contain both bright and dark hydrogen lines , in Astrophysical Journal , vol. 2, 1895, pp. 177-183, DOI : 10.1086/140127 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  16. ^ W. Fleming, E. Pickering, Stars having peculiar spectra , in Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College , vol. 56, n. 6, 1912, pp. 165-226. URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  17. ^ Cecilia Payne Gaposchkin, The stars of high luminosity , New York and London, McGraw-Hill, 1930.
  18. ^ MS Roberts, The galactic distribution of the Wolf-Rayet stars , in Astronomical Journal , vol. 67, 1962, pp. 79-85, DOI : 10.1086/108603 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  19. ^ Lindsey Smith, A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf-Rayet stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 138, 1968, pp. 109-121. URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  20. ^ KA van der Hucht et al. , The Sixth Catalogue of galactic Wolf-Rayet stars, their past and present , in Space Science Reviews , vol. 28, n. 3, 1981, pp. 227-306, DOI : 10.1007/BF00173260 . URL consultato il 9 dicembre 2014 .
  21. ^ J. Breysacher, M. Azzopardi, G. Testor, The fourth catalogue of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud , in Astronomy and Astrophysics Supplement, , vol. 137, 1999, pp. 117-145, DOI : 10.1051/aas:1999240 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  22. ^ J. Breysacher, Spectral Classification of Wolf-Rayet Stars in the Large Magellanic Cloud , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 43, 1981, pp. 203-207. URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  23. ^ M. Azzopardi, J. Breysacher, A search for new Wolf-Rayet stars in the Small Magellanic Cloud , in Astronomy and Astrophysics , vol. 75, n. 1-2, 1979, pp. 120-126. URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  24. ^ R. Hainich et al. , The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud. A comprehensive analysis of the WN class , in Astronomy & Astrophysics , vol. 565, 2014, pp. id. A27, DOI : 10.1051/0004-6361/201322696 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  25. ^ P. Massey et al. , A Modern Search for Wolf-Rayet Stars in the Magellanic Clouds: First Results , in The Astrophysical Journal , vol. 788, n. 1, 2014, pp. id. 83, DOI : 10.1088/0004-637X/788/1/83 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  26. ^ P. Massey, KA Olsen; J. Parker, The Discovery of a 12th Wolf-Rayet Star in the Small Magellanic Cloud , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 115, n. 813, 2003, pp. 1265-1268, DOI : 10.1086/379024 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  27. ^ AZ Bonanos et al. , Spitzer SAGE-SMC Infrared Photometry of Massive Stars in the Small Magellanic Cloud , in The Astronomical Journal , vol. 140, n. 2, 2010, pp. 416-429, DOI : 10.1088/0004-6256/140/2/416 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  28. ^ K. Neugent, P. Massey, The Wolf-Rayet Content of M33 , in The Astrophysical Journal , vol. 733, n. 2, 2011, pp. id. 123, DOI : 10.1088/0004-637X/733/2/123 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  29. ^ KF Neugent, P. Massey, C. Georgy, The Wolf-Rayet Content of M31 , in The Astrophysical Journal , vol. 759, n. 1, 2012, pp. id. 11, DOI : 10.1088/0004-637X/759/1/11 . URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  30. ^ MM Shara et al. , The Vast Population of Wolf-Rayet and Red Supergiant Stars in M101: I. Motivation and First Results , su arXiv.org , Cornell University. URL consultato il 10 dicembre 2014 .
  31. ^ MJ Barlow, DG Hummer, The WO Wolf-Rayet stars , Wolf-Rayet stars: Observations, physics, evolution; Cozumel, Messico, 18-22 settembre 1981 , Dordrecht, Reidel Publishing, 1982, pp. 387-392, DOI : 10.1007/978-94-009-7910-9_51 , ISBN 978-90-277-1470-1 . URL consultato il 13 dicembre 2014 .
  32. ^ W.-R. Hamann, G. Gräfener, A. Liermann, The Galactic WN stars. Spectral analyses with line-blanketed model atmospheres versus stellar evolution models with and without rotation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 457, n. 3, 2006, pp. 1015-1031, DOI : 10.1051/0004-6361:20065052 . URL consultato il 13 dicembre 2014 .
  33. ^ A. Barniske, W.-R. Hamann, G. Gräfener, Wolf-Rayet stars of the carbon sequence , Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss, Explosions, Cosmology, Tartu, Estonia, 15-19 agosto 2005 , Astronomical Society of Pacific, 2006, pp. 243-244, ISBN 978-1-58381-221-1 . URL consultato il 13 dicembre 2014 .
  34. ^ A giant, smouldering star , su spacetelescope.org , ESA/Hubble &NASA. URL consultato il 16 dicembre 2014 .
  35. ^ SV Rublev, Dynamic State of the Atmospheres of Wolf-Rayet Stars , in Soviet Astronomy , vol. 8, 1965, pp. 848-852. URL consultato il 21 dicembre 2014 .
  36. ^ PS Conti, Mémoires de la Société royale des sciences de Liège , vol. 9, 1976, pp. 193–212.
  37. ^ AFJ Moffat, L. Drissen, C. Robert, Observational Connections Between LBV'S and Other Stars, With Emphasis On Wolf-Rayet Stars , Physics of Luminous Blue Variables. 113th Colloquium of the International Astronomical Union, Val Morin, Quebec Province, Canada, 15–18 agosto 1988 , Springer, 1989, pp. 229-240, DOI : 10.1007/978-94-009-1031-7_27 , ISBN 978-0-7923-0443-2 . URL consultato il 23 dicembre 2014 .
  38. ^ RM Humphreys, The Wolf-Rayet Connection - Luminous Blue Variables and Evolved Supergiants (review) , Wolf-Rayet Stars and Interrelations with Other Massive Stars in Galaxies. 143rd Symposium of the International Astronomical Union, Sanur, Bali, Indonesia, 18-22 giugno 1990 , Dordrecht, Kluwer, 1991, pp. 495-498, Bibcode : 1991IAUS..143..485H . URL consultato il 23 dicembre 2014 .
  39. ^ a b c Jose H. Groh et al. , Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death , 2013, arXiv : 1308.4681v1 . URL consultato il 23 dicembre 2014 .
  40. ^ a b c Onno Pols, Pre-supernova evolution of massive stars ( PDF ), su Stellar structure and evolution , Radboud Universiteit Nijmegen. URL consultato il 9 gennaio 2015 .
  41. ^ a b c M. Limongi, A. Chieffi, Presupernova Evolution and Explosive Nucleosynthesis of Zero Metal Massive Stars , in The Astrophysical Journal Supplement , vol. 199, n. 2, 2012, pp. id. 38, DOI : 10.1088/0067-0049/199/2/38 . URL consultato il 9 gennaio 2015 .
  42. ^ J. Groh et al. , The evolution of massive stars and their spectra I. A non-rotating 60 Msun star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage , arXiv : 1401.7322 . URL consultato il 10 gennaio 2015 .
  43. ^ N. Smith, PS Conti, On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback , in The Astrophysical Journal , vol. 679, n. 2, 2008, pp. 1467-1477, DOI : 10.1086/586885 . URL consultato il 9 gennaio 2015 .
  44. ^ F. Tramper et al. , On the nature of the WO3 star DR1 in IC 1613 ( PDF ), 2013, arXiv : 1312.1555v1 . URL consultato il 2 gennaio 2015 .
  45. ^ U. Oberlack et al. , COMPTEL limits on 26Al 1.809 MeV line emission from gamma2 Velorum , in Astronomy and Astrophysics , vol. 353, 2000, pp. 715-721. URL consultato il 2 gennaio 2015 .
  46. ^ Georges Meynet et al. , Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective , in Société Royale des Sciences de Liège , vol. 80, n. 39, 2011, pp. 266–278. URL consultato il 1º gennaio 2015 .
  47. ^ JJ Eldridge et al. , The death of massive stars - II. Observational constraints on the progenitors of Type Ibc supernovae , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 436, n. 1, 2013, pp. 774-795, DOI : 10.1093/mnras/stt1612 . URL consultato il 3 gennaio 2015 .
  48. ^ JH Groh, C. Georgy, S. Ekström, Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn , in Astronomy & Astrophysics , vol. 558, 2013, pp. id. L1, DOI : 10.1051/0004-6361/201322369 . URL consultato il 3 gennaio 2015 .
  49. ^ a b gam02 Vel , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 4 gennaio 2015 .
  50. ^ tet Mus , su SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 4 gennaio 2015 .
  51. ^ PA Crowther, The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150Msolar stellar mass limit , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 408, n. 2, 2010, pp. 731-751, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . URL consultato il 4 gennaio 2015 .
  52. ^ PG Tuthill, The Prototype Colliding‐Wind Pinwheel WR 104 , in The Astrophysical Journal , vol. 675, n. 1, 2008, pp. 675-698, DOI : 10.1086/527286 . URL consultato il 4 gennaio 2015 .

Bibliografia

  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) John Gribbin e Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85147219 · GND ( DE ) 4190236-1
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella_di_Wolf-Rayet&oldid=119261219 "