Le stelle di Wolf-Rayet (abbreviazione: stelle W.R.) sono stelle massicce (almeno alla nascita) molto evolute, e molto calde rispetto alla media. Spesso sono stelle eruttive. Il colore è bianco-azzurro, e corrisponde a temperature superficiali comprese fra e .

Si tratta di stelle molto luminose, con una luminosità compresa fra centinaia di migliaia e milioni di volte quella del Sole, sebbene nella banda del visibile non siano eccezionalmente luminose, in quanto la maggior parte della radiazione viene emessa sotto forma di raggi ultravioletti e perfino di raggi X molli.

Stelle di questo tipo sono molto rare: ne sono conosciute poche centinaia in tutto il Gruppo Locale. La maggior parte di esse è stata scoperta negli anni 2000, in seguito a estese indagini fotometriche e spettroscopiche dedicate alla ricerca di tali oggetti nel piano galattico. A causa delle loro marcate linee di emissione, le WR sono individuabili anche in altre galassie.

Perdono massa a ritmi elevati per mezzo di venti stellari molto intensi e veloci (fino a oltre ). Le Wolf-Rayet perdono generalmente 10−5 M☉ ogni anno (un centomillesimo di volte la massa del Sole). Una tale perdita di massa causa l'espulsione del guscio di idrogeno che avvolge la stella scoprendo il nucleo di elio, che ha temperature molto elevate.

Le stelle visibili a occhio nudo e sono Wolf-Rayet, così come lo è la stella più massiccia attualmente conosciuta, R136a1 nella Nebulosa Tarantola.

Osservazioni storiche

Nel 1867 gli astronomi francesi Charles Wolf e Georges Rayet (da cui prende il nome questa classe stellare), utilizzando il telescopio Foucault da dell'Osservatorio di Parigi, scoprirono tre stelle nella costellazione del Cigno (HD 191765, HD 192103 e HD 192641, ora designate rispettivamente come WR 134, WR 135 e WR 137) che mostravano delle marcate bande di emissione in uno spettro altrimenti continuo. La gran parte delle stelle mostra nel proprio spettro delle linee di assorbimento, a causa degli elementi dell'atmosfera stellare che assorbono le radiazioni elettromagnetiche a specifiche lunghezze d'onda. Il numero di stelle con linee di emissione nel proprio spettro è molto esiguo, dunque si comprese quasi subito la particolarità di tali oggetti.

La causa delle bande di emissione degli spettri delle stelle di Wolf-Rayet rimase un mistero per alcuni decenni. Edward Pickering ipotizzò che le linee fossero causate da un'inusuale stato dell'idrogeno e si scoprì che la serie di linee spettrali che fu chiamata serie di Pickering ricalcava in maniera sostanziale la serie di Balmer, quando furono sostituiti i numeri quantici semi-interi. In seguito si vide che le linee erano causate dalla presenza dell'elio, gas nobile che fu scoperto nel 1868. Pickering notò le somiglianza fra gli spettri delle WR e quelli delle nebulose planetarie e ciò portò alla conclusione, poi rivelatasi errata, che tutte le WR sono stelle centrali di nebulose planetarie.

Nel 1929 alcuni astronomi attribuirono lo spessore delle bande di emissione all'effetto Doppler, ipotizzando dunque che il gas che circondava tali stelle doveva muoversi a velocità di 300–2400 km/s rispetto alla linea di vista. La conclusione fu che una stella di Wolf-Rayet espelle continuamente gas nello spazio, producendo un inviluppo nebuloso di gas. La forza che espelle i gas alle alte velocità osservate è la pressione di radiazione. Si scoprì inoltre che molte stelle con lo spettro delle WR non sono stelle centrali di nebulose planetarie e che quindi c'è una differenza sostanziale fra nebulose planetarie e WR.

Gli spettri delle stelle WR presentano linee di emissione, oltre che dell'elio, anche di carbonio, ossigeno e azoto. Nel 1938 l'Unione Astronomica Internazionale classificò gli spettri delle stelle WR nei tipi WN e WC, a seconda che le linee spettrali dominanti fossero rispettivamente quelle dell'azoto o quelle del carbonio-ossigeno.

Classificazione

Le stelle di Wolf-Rayet furono identificate sulla base della peculiarità dei loro spettri elettromagnetici, che presentano larghe e marcate linee di emissione, identificabili con le linee dell'elio, dell'azoto, del carbonio, del silicio e dell'ossigeno, mentre le linee dell'idrogeno sono deboli o assenti. Le linee di emissione esibiscono frequentemente un lobo di accentuato redshift, tipico dei profili P Cygni, che indica la presenza di materiale circumstellare.

I primi sistemi di classificazione dividevano le WR fra quelle i cui spettri erano dominati dalle linee dell'azoto ionizzato (NIII, NIV, e NV) e quelle nei cui spettri erano invece marcate le linee del carbonio ionizzato (CIII e CIV) e più raramente dell'ossigeno (OIII - OVI). Le due classi furono chiamate rispettivamente WN e WC. Esse furono successivamente divise ulteriormente nelle sequenze WN5-WN8 e WC6-WC8, sulla base della marcatezza delle linee 541,1 nm HeII e 587,5 nm HeI

La sequenza WN è stata poi espansa per includere le classi WN2-WN9, che sono state ridefinite sulla base della marcatezza delle linee NIII a 463,4-464,1 nm e 531.4 nm, NIV a 347,9-348,4 nm e 405,8 nm e NV a 460,3 nm, 461,9 nm, e 493,3-494,4 nm. Queste linee sono ben separate dalle aree dello spettro relative alle linee di emissione dell'elio e sono ben correlate con la temperatura superficiale. Infine le stelle con spettri intermedi fra le WN e le Ofpe vengono assegnate alle classi WN10 e WN11, sebbene questa nomenclatura non sia universalmente accettata.

+Classificazione degli spettri WN Classe spettrale Criteri Altre linee di emissione WN2 NV debole o assente HeII marcata WN2,5 NV presente, NIV assente WN3 NIV << NV, NIII debole o assente WN4 NIV ≈ NV, NIII debole o assente WN5 NIII ≈ NIV ≈ NV WN6 NIII ≈ NIV, NV debole WN7 NIII > NIV Debole profilo P-Cyg di HeI, 468,6 nm HeII > NIII WN8 NIII >> NIV Marcato profilo P-Cygn di HeI, 468,6 nm HeII ≈ NIII WN9 NIII > NII, NIV assente Profilo P-Cyg di HeI WN10 NIII ≈ NII Serie di Balmer, profilo P-Cyg di HeI WN11 NIII debole o assente, NII presente Serie di Balmer, profilo P-Cyg di HeI

Anche la sequenza WC è stata espansa in modo da includere le classi WC4-WC9, sebbene in qualche vecchia pubblicazione siano utilizzate anche le classi WC1-WC3. Invece, le WR eccezionalmente calde sono state raccolte nelle classi WO1-WO4: i loro spettri sono dominati dalle linee dell'ossigeno ionizzato anziché da quelle del carbonio ionizzato, sebbene le abbondanze dei singoli elementi siano probabilmente comparabili. Le linee principali utilizzate per distinguere le sottoclassi delle stelle WC sono CII a 426,7 nm, CIII a 569,6 nm, CIII/IV a 465,0 nm, CIV a 580,1-581,2 nm e OV a 557,2-559,8 nm. Per le stelle WO vengono invece utilizzate le linee CIV a 580,1 nm, OIV a 340,0 nm, OV a 557,2-559,8 nm, OVI a 381,1-383,4 nm, OVII a 567,0 nm e OVIII a 606,8 nm. La divisione fra gli spettri WC e WO viene effettuata mediante la presenza o l'assenza della linea CIII.

+Classificazione degli spettri WC Classe spettrale Criteri WC4 CIV marcata, CIII debole, OV molto evidente WC5 CIII << CIV, CIV < OV WC6 CIII << CIV, CIV > OV WC7 CIII < CIV, CIV >> OV WC8 CIII > CIV, CII assente, OV debole o assente WC9 CIII > CIV, CII presente, OV debole o assente+Classificazione degli spettri WO Classi spettrali Criteri WO1 OVII ≥ OV, OVIII presente WO2 OVII < OV, CIV < OVI WO3 OVII debole o assente, CIV ≈ OVI WO4 CIV > OIV

Gli studi dettagliati delle WR possono menzionare altre caratteristiche spettrali, indicate mediante suffissi aggiunti alla classe spettrale:

h righe di emissione dell'idrogeno; ha righe di emissione e assorbimento dell'idrogeno; w linee allargate; s linee sottili; d polveri (a volte vd, pd, o ed per polveri variabili, periodiche o episodiche).

La classificazione delle WR è complicata dal fatto che esse frequentemente sono circondate da una nebulosità densa o sono binarie. Il suffisso "+ abs" viene spesso utilizzato per segnalare la presenza di linee di assorbimento, probabilmente dovute alla presenza di una compagna non WR.

Come tutte le stelle, anche le WR vengono distinte in "tipi precoci" o E (in inglese: early types) e "tipi tardivi" o L (in inglese: late types) sulla base della credenza in voga all'inizio del XX secolo e non più ritenuta valida che le stelle si raffreddassero man mano durante la loro esistenza. WNE e WCE si riferiscono quindi alle prime e più calde sottoclassi delle stelle WN e WC mentre WNL e WCL alle ultime sottoclassi. Di solito la divisione fra tipi E e tipi L viene approssimativamente posta intorno alle sottoclassi 6 o 7. Nessuna distinzione del genere viene fatta per le stelle WO. Le stelle WNE sono solitamente più povere di idrogeno mentre quelle WNL presentano le linee di questo elemento.

Nomenclatura

Le prime tre WR identificate, casualmente aventi tutte e tre una compagna di tipo O, erano già presenti nel Catalogo Draper. Inizialmente, benché fossero riconosciute come Wolf-Rayet, non fu creata alcuna nomenclatura specifica per tali stelle, che continuarono a essere nominate mediante le loro sigle preesistenti. I primi tre cataloghi contenenti WR non erano specificatamente dedicati a esse e contenevano anche altri tipi di stelle. Nel 1962 fu creato uno specifico catalogo per le WR in cui esse erano numerate progressivamente in ordine di ascensione retta. Un secondo catalogo (il quinto, se si contano anche i primi tre non dedicati), pubblicato nel 1968, utilizzava gli stessi numeri del catalogo precedente con il prefisso MR (dall'autore del primo catalogo, Morton Roberts) più una sequenza addizionale di numeri con il prefisso LS per le nuove stelle scoperte (dall'autore del catalogo, Lindsey Smith). Nessuno di questi schemi di numerazione è ancora in uso. Un terzo catalogo dedicato alle Wolf-Rayet, risalente al 1981, introdusse la sigla WR seguita da un numero, che è la nomenclatura accettata ancora oggi. Esso numerava le stelle di Wolf-Rayet dalla WR 1 alla WR 158 in ordine di ascensione retta. Il quarto catalogo (il settimo, se si contano i primi tre) e le sue espansioni, pubblicato a partire dal 2001, ha mantenuto la stessa sequenza del catalogo precedente, inserendo le nuove WR scoperte mediante suffissi costituiti da lettere latine minuscole, ad esempio WR 102ka. Alcune indagini moderne condotte su ampie porzioni di cielo utilizzano propri schemi di numerazione per le nuove WR scoperte.

Le WR nelle galassie diverse dalla Via Lattea sono numerate secondo schemi differenti. Per quanto riguarda la Grande Nube di Magellano, la nomenclatura più diffusa e completa è quella del "Quarto Catalogo delle stelle Wolf-Rayet di popolazione I nella Grande Nube di Magellano" (1999), in cui il numero della stella è prefissato da BAT-99, ad esempio BAT-99 105. Molte WR di questa galassia sono elencate nel terzo catalogo con il prefisso "Brey", ad esempio Brey 77. Infine, viene usata anche una terza nomenclatura, che utilizza i numeri del RMC (Radcliffe Observatory Magellanic Cloud), a volte abbreviato semplicemente con R, come in R136a1.

Per le WR della Piccola Nube di Magellano viene utilizzato il catalogo di Azzopardi e Breysacher del 1979 e quindi i numeri vengono prefissati da AB, come ad esempio in AB7.

Distribuzione e proprietà fisiche