Estrelas Wolf-Rayet, frequentemente abreviadas como estrelas WR, são um tipo heterogêneo de estrelas com espectros anormais apresentando linhas de emissão intensas e largas de hélio e nitrogênio (subtipo WN) ou hélio, carbono e oxigênio (subtipos WC e WO), no lugar das linhas de absorção típicas de estrelas normais. Esta classe de estrelas foi descoberta em 1867 pelos astrônomos franceses Charles Wolf e Georges Rayet, que identificaram três estrelas com essa aparência espectral na constelação de Cygnus.

Estrelas Wolf–Rayet clássicas (ou de população I) são estrelas massivas e evoluídas que perderam toda sua camada externa de hidrogênio e estão fundindo hélio ou elementos mais pesados no núcleo. Um subtipo das estrelas WR de população I apresentam linhas de hidrogênio em seus espectros e são conhecidas como estrelas WNh; elas são estrelas jovens e extremamente massivas que ainda estão fundindo hidrogênio no núcleo, com hélio e nitrogênio expostos na superfície por processos de convecção. Um grupo separado de estrelas com espectro WR (população II) é formado por estrelas centrais de nebulosas planetárias, que são estrelas pós-AGB muito menos massivas e luminosas.

As intensas linhas de emissão nos espectros das estrelas Wolf-Rayet são causadas por ventos estelares muito fortes, com velocidades superiores a 2000 km/s, suficientemente densos para bloquear a luz da fotosfera da estrela e formar uma região de emissão estendida. A composição anômala das estrelas WR é resultado de materiais produzidos por fusão no núcleo serem expostos na superfície devido à perda das camadas externas da estrela, com os subtipos WN e WC mostrando os produtos do ciclo CNO e do processo triplo-alfa respectivamente. O espectro único das estrelas WR permite sua identificação em galáxias próximas, com cerca de 150 conhecidas na Grande Nuvem de Magalhães e 12 na Pequena Nuvem de Magalhães.

As estrelas WR clássicas são descendentes de estrelas de classe O da sequência principal com massa inicial de mais 25 massas solares, e representam um estágio normal na evolução dessas estrelas. Elas têm temperaturas efetivas de 30 000 a até cerca de 200 000 K, mais quentes que praticamente todas as outras estrelas, e por isso são extremamente luminosas, com luminosidades bolométricas de centenas de milhares a até milhões de vezes a solar, mas não são muito brilhantes visualmente pois emitem a maior parte dessa radiação no ultravioleta. Exemplos notáveis de estrelas WR incluem γ2 Velorum, uma das poucas visíveis a olho nu e de longe a mais brilhante no céu, e R136a1, a estrela mais massiva conhecida.

História de observação

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, atualmente designadas WR 134, WR 135 e WR 137 respectivamente) que mostravam largas bandas de emissão em um espectro em outros aspectos contínuo. O espectro da maioria das estrelas apresenta apenas linhas ou bandas de absorção, como resultado de elementos na fotosfera absorvendo luz em frequências específicas, então esses claramente eram objetos anormais.

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 anormal de hidrogênio, e foi achado que essa "série de Pickering" de linhas seguia um padrão similar à série de Balmer, quando números quânticos meio inteiros eram substituídos. Foi mais tarde mostrado que as linhas resultavam da presença do elemento hélio, que tinha sido descoberto em 1868. Pickering notou similaridades entre espectros Wolf–Rayet e espectros de nebulosas, o que o levou a concluir que algumas ou todas as estrelas Wolf–Rayet eram as estrelas centrais de nebulosas planetárias.

Por volta de 1929, a largura das bandas de emissão estava sendo atribuída a alargamento Doppler, e portanto o gás cercando essas estrelas devia estar se movendo a velocidades altas de 300–2400 km/s na direção da linha de visão. A conclusão foi que uma estrela Wolf–Rayet está continuamente ejetando gás para o espaço, produzindo um envelope em expansão de gás nebuloso. A força ejetando o gás às altas velocidades observadas é a pressão de radiação. Era conhecido que muitas estrelas com espectro Wolf–Rayet eram as estrelas centrais de nebulosas planetárias, mas também que muitas não estavam associadas a qualquer nebulosidade.

Além de hélio, linhas de emissão de carbono, oxigênio e nitrogênio foram identificadas no espectro de estrelas Wolf–Rayet. Em 1938, a União Astronômica Internacional classificou o espectro de estrelas Wolf–Rayet stars nos tipos WN e WC, dependendo se ele era dominado por linhas de nitrogênio ou carbono-oxigênio respectivamente.

Em 1969, várias estrelas centrais de nebulosas planetárias com fortes linhas de emissão de OVI foram agrupadas em uma nova "sequência OVI", ou simplesmente tipo OVI. Essas foram mais tarde referidas como estrelas [WO]. Estrelas similares não associadas a nebulosas planetárias foram eventualmente descritas e a classificação WO foi então adotada para estrelas WR de população I também.

O entendimento de que algumas estrelas WN de menor temperatura e com linhas de hidrogênio em seu espectro estão em um estágio evolutivo diferente das estrelas WR sem hidrogênio levou à introdução do termo WNh para distinguir essas estrelas das outras estrelas WN. Elas eram anteriormente conhecidas como estrelas WNL, apesar de haver estrelas WN mais frias sem hidrogênio e também estrelas WR com hidrogênio tão quentes quanto WN5.

Classificação

Estrelas Wolf–Rayet foram definidas com base nas fortes e largas linhas de emissão em seu espectro, relacionadas aos elementos hélio, nitrogênio, carbono, silício e oxigênio, mas com linhas de hidrogênio geralmente fracas ou ausentes. O primeiro sistema de classificação dividiu as estrelas WR em dois grupos: aquelas cujas linhas dominantes são de nitrogênio ionizado (NIII, NIV e NV) e aquelas dominadas por linhas de carbono ionizado (CIII e CIV) e ocasionalmente oxigênio (OIII e OVI), referidas como classes WN e WC respectivamente. Essas duas classes foram eventualmente subdivididas em sequências de temperatura WN5-WN8 e WC6-WC8 com base na intensidade relativa das linhas de HeII a 541,1 nm e HeI a 587,5 nm. Linhas de emissão Wolf–Rayet são frequentemente acompanhadas por uma larga linha de absorção (perfil P Cygni), sugerindo material circunstelar. Uma sequência WO também foi separada da sequência WC para estrelas ainda mais quentes em que a emissão de oxigênio ionizado domina a de carbono ionizado, embora espere-se que as proporções desses dois elementos nas estrelas sejam comparáveis. Espectros WC e WO são formalmente diferenciados com base na presença ou ausência de emissão de CIII. Espectros WC também geralmente não possuem as linhas de OVI que são fortes em espectros WO.

A sequência espectral WN foi expandida para incluir WN2 até WN9, e as definições refinadas com base na intensidade relativa das linhas de NIII a 463,4–464,1 e 531,4 nm, de NIV a 347,9–348,4 e 405,8 nm, e de NV a 460,3, 461,9 e 493,3–494,4 nm. Essas linhas estão bem separadas de áreas de forte e variável emissão de He e possuem intensidades bem correlacionadas com a temperatura. Estrelas com espectros intermediários entre WN e Ofpe já foram classificadas como WN10 e WN11, mas essa nomenclatura não é universalmente aceita.

O tipo WN1 foi proposto para estrelas que não possuem linhas de NIV e NV, para acomodar dois objetos (Brey 1 e Brey 66) que pareciam ser intermediários entre WN2 e WN2.5. As intensidades e larguras relativas das linhas de cada subclasse WN foram mais tarde quantificadas, e a razão entre as linhas de HeII a 541,1 nm e HeI a 587,5 nm foi introduzida como o indicador primário do nível de ionização e assim da subclasse espectral. A necessidade para a classe WN1 desapareceu e as estrelas Brey 1 e Brey 66 são agora classificadas como WN3b. As obscuras classes intermediárias WN2.5 e WN4.5 foram descontinuadas.

+Classificação de espectros WN Tipo espectral Critério original Critério atualizado Outras características WN2 NV fraco ou ausente NV e NIV ausentes HeII forte, HeI ausente WN2.5 NV presente, NIV ausente Classe obsoleta WN3 NIV ≪ NV, NIII fraco ou ausente HeII/HeI > 10, HeII/CIV > 5 Perfil peculiar, intensidade de NV incerta WN4 NIV ≈ NV, NIII fraco ou ausente 4 < HeII/HeI < 10, NV/NIII > 2 CIV presente WN4.5 NIV > NV, NIII fraco ou ausente Classe obsoleta WN5 NIII ≈ NIV ≈ NV 1,25 < HeII/HeI < 8, 0,5 < NV/NIII < 2 NIV ou CIV > HeI WN6 NIII ≈ NIV, NV fraco 1,25 < HeII/HeI < 8, 0,2 < NV/NIII < 0,5 CIV ≈ HeI WN7 NIII > NIV 0,65 < HeII/HeI < 1,25 fraco perfil P-Cyg em HeI, HeII > NIII, CIV > HeI WN8 NIII ≫ NIV HeII/HeI < 0,65 perfil P-Cyg forte em HeI, HeII ≈ NIII, CIV fraco WN9 NIII > NII, NIV ausente NIII > NII, NIV ausente perfil P-Cyg em HeI WN10 NIII ≈ NII NIII ≈ NII H Balmer, perfil P-Cyg em HeI WN11 NIII fraco ou ausente, NII presente NIII ≈ HeII, NIII fraco ou ausente, H Balmer, perfil P-Cyg em HeI, FeIII presente

A sequência espectral WC foi ampliada para incluir WC4 até WC11, apesar de algumas publicações mais antigas terem usado também WC1 a WC3. A linha de emissão primária usada para distinguir entre os subtipos WC são CII a 426,7 nm, CIII a 569,6 nm, CIII/IV a 465,0 nm, CIV a 580,1–581,2 nm, e a combinação de OV e OIII a 557,2–559,8 nm. Com a expansão para incluir WC10 e WC11, os critérios de subclasse foram quantificados com base principalmente na intensidade relativa das linhas de carbono, para depender de fatores de ionização mesmo havendo variações de abundância entre carbono e oxigênio.

+Classificação de espectros WCTipo espectral Critério original Critério quantitativo Outras características Primário Secundário WC4 CIV forte, CII fraco, OV moderado CIV/CIII > 32 OV/CIII > 2,5 OVI fraco ou ausente WC5 CIII ≪ CIV, CIII < OV 12,5 < CIV/CIII < 32 0,4 < CIII/OV < 3 OVI fraco ou ausente WC6 CIII ≪ CIV, CIII > OV 4 < CIV/CIII < 12,5 1 < CIII/OV < 5 OVI fraco ou ausente WC7 CIII < CIV, CIII ≫ OV 1,25 < CIV/CIII < 4 CIII/OV > 1,25 OVI fraco ou ausente WC8 CIII > CIV, CII ausente, OV fraco ou ausente 0,5 < CIV/CIII < 1,25 CIV/CII > 10 HeII/HeI > 1,25 WC9 CIII > CIV, CII presente, OV fraco ou ausente 0,2 < CIV/CIII < 0,5 0,6 < CIV/CII < 10 0,15 < HeII/HeI < 1,25 WC10 0,06 < CIV/CIII < 0,15 0,03 < CIV/CII < 0,6 HeII/HeI < 0,15 WC11 CIV/CIII < 0,06 CIV/CII < 0,03 HeII ausente

Para as estrelas de tipo WO as principais linhas usadas são as de CIV a 580,1 nm, OIV a 340,0 nm, OV e OIII combinados a 557,2–559,8 nm, OVI a 381,1–383,4 nm, OVII a 567,0 nm e OVIII a 606,8 nm. A sequência foi expandida para incluir WO5 e quantificada com base na intensidade relativa das linhas de OVI/CIV e OVI/OV. Um padrão posterior, feito para haver consistência entre as estrelas WR clássicas e as estrelas centrais de nebulosas planetárias, retornou para a sequência de WO1 até WO4 e ajustou as divisões.

+Classificação de espectros WOTipo espectral Critério original Critério quantitativo Outras características Primário Secundário WO1 OVII ≥ OV, OVIII presente OVI/OV > 12,5 OVI/CIV > 1,5 OVII ≥ OV WO2 OVII < OV, CIV < OVI 4 < OVI/OV < 12,5 OVI/CIV > 1,5 OVII ≤ OV WO3 OVII fraco ou ausente, CIV ≈ OVI 1,8 < OVI/OV < 4 0,1 < OVI/CIV < 1,5 OVII ≪ OV WO4 CIV ≫ OVI 0,5 < OVI/OV < 1,8 0,03 < OVI/CIV < 0,1 OVII ≪ OV

Estudos modernos detalhados de estrelas Wolf-Rayet podem identificar outras características espectrais, indicadas por sufixos na classificação espectral principal: h para emissão de hidrogênio; ha para emissão e absorção de hidrogênio; w para linhas fracas; s para linhas fortes; b para linhas largas e fortes; d para poeira (ocasionalmente vd, pd, ou ed para poeira variável, periódica ou episódica).