Wolf-Rayet Star

Uma estrela Wolf-Rayet (frequentemente abreviada como estrela WR ) é uma estrela quente de várias dezenas de massas solares , que durante uma fase relativamente curta (da ordem de um milhão de anos) seguindo sua sequência principal , começa a expelir a matéria ao seu redor núcleo na forma de ventos estelares de alta velocidade, deixando-o descoberto, antes de explodir em uma supernova .

Eles foram descobertos em 1867 por Charles Wolf e Georges Rayet , do Observatório de Paris . Wolf e Rayet haviam observado, em três estrelas da constelação de Cygnus , estranhas linhas de emissão de origem então desconhecida. Hoje acredita-se que as estrelas Wolf-Rayet são descendentes de estrelas espectrais do tipo O ou B , ou seja, as estrelas mais massivas em populações estelares (que têm uma massa entre 9 e 80 a 315  massas solares ).

Fala-se de uma "estrela Wolf-Rayet" para dizer uma estrela "Wolf-Rayet" em vez de uma "Estrela de Wolf-Rayet" (como se fala da "  Estrela de Barnard  ").

As estrelas Wolf-Rayet, em sua maioria, não estão mais na sequência principal , ou seja, a combustão em seu coração não é mais a do hidrogênio , mas a de outros elementos, a saber, em estágios, hélio , então carbono , oxigênio ,  etc. Portanto, às vezes falamos do "estágio Wolf-Rayet (evolucionário)" ou de uma estrela apresentando características de Wolf-Rayet. Outra característica dessas estrelas é o vento estelar tão forte que se torna opticamente espesso, não permitindo mais a percepção do espectro da própria estrela. Não podemos, então, falar de superfície (hidrostática), ao contrário de estrelas "normais" de menor massa, como o sol .

Os cientistas agora estimam que existam cerca de 6.000 das 200 a 400 bilhões de estrelas na Via Láctea. O mais massivo já observado, R136a1 , atinge uma massa de 315 M☉ e está localizado na constelação de Dorade .

Descoberta

MILÍMETROS. Wolf e Rayet descrevem sua descoberta da seguinte forma:

“  Entre as muitas estrelas cuja luz foi estudada por meio de um prisma, apenas uma é conhecida, a Gama de Cassiopeia, cujo espectro oferece constantemente linhas brilhantes. Temos a honra de relatar à Academia a existência de linhas semelhantes em três estrelas da constelação de Cygnus… Seu espectro consiste em um fundo iluminado cujas cores são pouco visíveis. Todos os três apresentam uma série de linhas brilhantes. A identificação das linhas luminosas destas estrelas com as dos espectros de gases incandescentes era impossível para nós…  ”

(Comentários da Academia de Ciências , 1867, vol 65, p. 292)

A presença destas linhas de emissão há muito tempo permaneceu misteriosa, especialmente como descobrimos no início do XX °  século sua enorme largura. Na década de 1960, estrelas WR foram identificadas por sua vez com estrelas em formação (chamadas de pré-sequência principal), estrelas instáveis, o resultado de interações em binários, e estrelas evoluídas tendo perdido uma massa conseqüente. Esta última hipótese é a que reuniu mais votos, sendo o cenário de evolução então apelidado de 'cenário Conti' em homenagem ao trabalho de Peter Conti e seus colegas, embora ele não tenha sido o primeiro a propor (cf. trabalho de Rublev em 1965).

principais características

As estrelas WR ejetam muita matéria por meio de um vento estelar. Este é muito mais forte do que o vento solar  : a perda de massa de fato atinge uma taxa de 10-5 massa solar por ano para o WR contra 10-14 para o Sol; a velocidade do vento também é muito maior, com cerca de 2.000  km / s para os WRs.

É neste vento que nascem as largas linhas de emissão: o espectro estelar não revela a superfície da estrela, como é o caso do Sol, mas sim as camadas de nuvem que a rodeiam. Tendo a perda de massa trazido para a superfície áreas enriquecidas em elementos pesados ​​por reações nucleares internas, o espectro é claramente enriquecido em metais ( alta metalicidade ). Se as linhas dominantes vêm do nitrogênio, falamos de uma estrela WN; para carbono estrela WC e para oxigênio estrela WO.

Essas estrelas WR são bastante raras: atualmente conhecemos 298 em nossa Galáxia e cem nas Nuvens de Magalhães.

A frequência dos binários nas Nuvens de Magalhães

As Nuvens de Magalhães são duas galáxias anãs irregulares nas proximidades de nossa Via Láctea . Têm a particularidade de apresentarem uma metalicidade inferior à da vizinhança solar (que serve de valor de referência e se nota ). A metalicidade tem um efeito direto na taxa de perda de massa e, portanto, na capacidade das estrelas massivas de se tornarem estrelas Wolf-Rayet. Na década de 1990, estudos de populações de estrelas Wolf-Rayet mostraram que era necessário em modelos duplicar artificialmente a taxa de perda de massa para explicar o número de estrelas Wolf-Rayet nas Nuvens de Magalhães. Bem cientes de que a solução para dobrar a taxa de perda de massa era ad hoc , foi proposto que a frequência de estrelas Wolf-Rayet binárias de curto período seja maior em baixa metalicidade. Nesse caso, a estrela massiva viu seu potencial gravitacional diminuído pela presença de uma companheira próxima, que lhe permitiria perder mais material do que durante a evolução de uma única estrela.

No entanto, estudos subsequentes de quase todas as 12 estrelas Wolf-Rayet da Pequena Nuvem de Magalhães e 134 da Grande Nuvem de Magalhães mostraram que apenas 30-40% das estrelas eram de fato binários de vida curta, como as outras. Estrelas e semelhantes em nossa própria galáxia. Em outras palavras, outra explicação precisava ser encontrada.

A explicação dada hoje ainda não está completa, mas é baseada em dois ingredientes: uma maior velocidade de rotação com baixa metalicidade e um vento estruturado ( grumoso ou “poroso”).

Classificação espectral

Diz-se que uma estrela é Wolf-Rayet se mostra certas características espectrais precisas, a mais importante das quais é a presença de largas linhas de emissão principalmente de hélio, mas também de nitrogênio e, às vezes, de carbono e oxigênio. A força relativa e a presença ou ausência de certas linhas tornam possível classificar a estrela Wolf-Rayet. A classificação das estrelas Wolf-Rayet é sempre um ponto delicado, pois as características espectrais observáveis ​​são um reflexo do estado do vento estelar, e não diretamente da “superfície” da estrela ou do seu coração, que é inacessível.

Existem três classes principais de estrelas Wolf-Rayet: estrelas “WN”, ricas em nitrogênio (N)  ; as estrelas "WC", ricas em carbono (C)  ; e as estrelas "WO" para as quais a razão entre oxigênio (O) e carbono (C) é estritamente inferior a um. Além disso, ainda distinguimos estrelas WN em duas subclasses: estrelas WNL (para WN tardia em inglês, ou seja, tardia) e estrelas WNE (para precoces em inglês, isto é - digamos precoce). Esta distinção também é válida para estrelas WC, mas muito pouco usada. Para ser completo, vamos especificar que a classificação precisa das estrelas Wolf-Rayet é dividida em 10 subtipos WN: de WN11 a WN2, e 7 subtipos WC: de WC9 a WC2 (mas estrelas WC são principalmente WC9 ou WC4). A classificação precisa depende da medida precisa das resistências relativas de certas linhas, conforme definido no sistema de classificação de Smith, Shara e Moffat (1996, MNRAS , 281, 163). Finalmente, as estrelas WN11 a WN6 são consideradas WNLs, e as estrelas WN5 a WN2 são consideradas WNEs.

Isso pode parecer desnecessariamente complicado, mas é na verdade consequência, como costuma acontecer na astronomia , de razões "históricas". Na maioria das vezes, os astrônomos classificam antes de entender. Podemos usar essa classificação para falar sobre caminhos evolutivos. Globalmente, o caminho evolutivo de uma estrela massiva é escrito da seguinte forma:

O → RSG / LBV → WNL → WNE → WC → SN

onde O designa uma estrela do tipo O, RSG ( Red Supergiant ) designa uma estrela supergigante vermelha , LBV ( Luminous Blue Variable ) designa uma estrela do tipo LBV e SN designa uma supernova . Nem todas as estrelas massivas passam por todas as fases. Depende de três parâmetros iniciais: massa , metalicidade e velocidade de rotação .

Evolução

Estrelas Wolf-Rayet têm como progenitoras as estrelas inicialmente mais massivas, estrelas O. Estrelas menos massivas não formam estrelas Wolf-Rayet. Embora a massa inicial mínima para formar uma estrela Wolf-Rayet seja conhecida (cerca de 15 a 25 massas solares - isso depende da metalicidade ambiente), não se sabe de todo o quão alto o limite superior a massa inicial pode ir, s 'Há é um. Completada a combustão do hidrogênio (final da seqüência principal), o coração se contrai, o envelope se expande e a estrela passa por um estágio intermediário que pode ser estável (RSG - supergigante vermelha) ou instável (LBV). A combustão em camadas do hidrogênio pode ocorrer durante este estágio.

Então, se a estrela tiver massa suficiente, o derretimento do hélio no núcleo começa. Como essa combustão é muito mais potente que a do hidrogênio, ela libera muito mais energia e está na origem de um vento opaco e denso. Como o vento é opaco (ou opticamente espesso), não é mais possível distinguir a superfície, e a estrela é uma Wolf-Rayet. O vento de um Wolf-Rayet é tão forte (até 10 -5 massa solar por ano) que remove gradualmente todas as camadas superiores (ricas em hidrogênio) da estrela. Enquanto a estrela ainda tiver hidrogênio no vento, ela aparecerá como um WNL. Assim que o hidrogênio acaba, ele se torna um WNE.

Os produtos da fusão do hélio são principalmente carbono e oxigênio . À medida que as camadas superiores da estrela desaparecem, o carbono se torna visível e a estrela se torna um WC. Uma vez que o derretimento do hélio no núcleo esteja completo, começa o derretimento do carbono , cujo produto é principalmente o oxigênio. Em seguida, segue-se a fusão do oxigênio em silício e assim por diante, até o ferro. A estabilidade do ferro é tal que, uma vez atingido o núcleo de ferro, a temperatura no núcleo da estrela não é suficiente para iniciar a fusão deste elemento. A estrela, portanto, colapsa sobre si mesma e explode como uma supernova .

As estrelas mais massivas?

As estrelas mais massivas do universo são encontradas entre as estrelas Wolf-Rayet. Isso pode parecer paradoxal, porque se essas são estrelas evoluídas que perderam muita massa, elas deveriam ter massas bastante baixas. No entanto, você deve saber que uma estrela é classificada como WR apenas com base no aspecto de seu espectro: qualquer estrela com linhas de emissão largas é, portanto, classificada como WR. Entre esses objetos, entram “falsas” WRs, estrelas muito brilhantes, mas sempre na sequência principal - portanto, não são estrelas evoluídas. É o caso dos registros WR 20a , no cluster Westerlund 2 , bem como NGC 3603 A1 , no cluster NGC 3603 .

Microquasares, rajadas de raios gama

As estrelas Wolf-Rayet podem dar origem a uma infinidade de objetos astrofísicos interessantes. Isso torna seu estudo ainda mais importante. Podemos distinguir duas categorias principais: os resultados da evolução de uma única estrela e os da evolução de uma estrela binária .

Uma estrela Wolf-Rayet que explode como uma supernova pode dar origem a uma estrela de nêutrons ou a um buraco negro . O aparecimento de um ou de outro depende da quantidade de material que não é ejetado pela explosão. Se a massa do objeto central após a explosão for maior que 1,4 massa solar, o resultado será uma estrela de nêutrons. Se for maior que três massas solares, o resultado será um buraco negro. Também é possível que a explosão destrua completamente a estrela e que toda a matéria seja ejetada para o meio interestelar .

Embora a questão da necessidade ou não de uma estrela binária ainda não tenha sido resolvida, acredita-se que as estrelas Wolf-Rayet sejam as progenitoras das famosas explosões de raios gama . O modelo mais aceito no momento é o modelo “colapsar” (do verbo colapsar , colapsar em inglês ). Ele descreve como o colapso da estrela em um buraco negro durante a supernova cria um jato de energia muito alta e produz raios gama .

Os resultados da evolução de uma estrela binária Wolf-Rayet, ou seja, pelo menos uma das duas estrelas é uma Wolf-Rayet, são talvez ainda mais interessantes, uma vez que ainda mais variados. Quando a estrela Wolf-Rayet explode em uma supernova, existem duas possibilidades para o sistema binário. Ou ele se solta ou permanece preso. Quando o sistema se desconecta, ele produz uma estrela de nêutrons ou um buraco negro em alta velocidade, que vai vagar no espaço interestelar. A segunda estrela vai na direção oposta. Estudos recentes conseguiram reconstruir a trajetória de uma estrela de nêutrons de alta velocidade e de uma estrela massiva. Eles mostraram que os dois objetos tinham a mesma origem espacial e que com certeza haviam sido formados no aglomerado de estrelas que estava entre os dois. Isso também foi feito para um buraco negro, embora seja muito mais difícil estudar um buraco negro isolado no espaço.

Se o sistema permanecer interligado, certamente adquire grande velocidade espacial devido à explosão. No entanto, acabamos com um sistema de curto período contendo uma estrela de nêutrons ou um buraco negro, com uma estrela secundária. Se a estrela secundária é uma estrela de baixa massa (algumas massas solares), sua matéria é sugada na direção do buraco negro ou da estrela de nêutrons. Isso cria um disco de acreção que gira em torno do objeto compacto e produz muitos raios - x . Quando o objeto compacto é uma estrela de nêutrons, ele é conhecido como binário de raios-X de alta massa ou HMXB. Quando o objeto compacto é um buraco negro, falamos de um microquasar . Microquasares são o equivalente em escala estelar dos quasares em galáxias ativas . No último, um toro de poeira e gás envolve um buraco negro de vários milhões de massas solares.

Ainda mais estranho: quando a estrela secundária é uma estrela relativamente massiva, ela naturalmente evolui para o estágio de estrela gigante vermelha . Seu raio aumenta incrivelmente (mais de um fator de 100) e pode então absorver a estrela de nêutrons. É a fase de evolução com um envelope comum. A estrela de nêutrons então forma uma espiral dentro da estrela gigante vermelha. Com base no gradiente de densidade do envelope da gigante vermelha, os modelos prevêem que é possível que a estrela de nêutrons permaneça presa em seu interior. O resultado seria que a estrela de nêutrons ocupasse o lugar do núcleo da estrela. Em seguida, falamos de objetos Thorne-Żytkow , nomes dos dois primeiros que teorizaram a existência de tais objetos: Kip Thorne e Ana Zytkow .

Embora outros modelos mostrem que este tipo de objeto não é estável devido à perda de energia pelos neutrinos (o que faria com que o objeto colapsasse completamente em um buraco negro), programas d Observações foram lançados para descobrir se os objetos Thorne-Zytkow realmente existir. Foi proposto na literatura que estrelas do tipo WN8 Wolf-Rayet são precisamente objetos Thorne-Zytkow. Na verdade, o WN8 são caracterizados pelo fato de que nenhum deles é aparentemente uma estrela binária, que são muitas vezes grupos de fora ou associações, que têm uma alta velocidade de espaço, e que eles mostram sistematicamente uma taxa muito elevada de estocástica variabilidade bem em fotometria como em polarimetria ou em espectroscopia .

Até o momento, nenhuma evidência observacional soube se os objetos Thorne-Żytkow existiram e se foram encontrados entre as estrelas Wolf-Rayet do tipo WN8.

Referências

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