Stelle Wolf Rayet
Le stelle di Wolf Rayet meritano secondo me un capitolo a parte nel cammino verso la comprensione di queste stelle, nel corso di due anni ho potuto riprenderne una piccola quantità dato il poco tempo tempo e la posizione osservativa del mio sito, queste da me riprese sono situate nella costellazione del Cigno, costellazione che mi offre uno spazio temporale di circa tre settimane.
Il setup utilizzato :
Montatura Avalon Linear, telescopio Celestron C8 Edge HD, spettroscopio Alpy600, CCD Starligth Xpress 825mono
sito di osservazione Parco di Veio Roma
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Le stelle di Wolf-Rayet (abbreviazione: stelle W.R.) sono stelle massicce (almeno 20 M⊙ 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 30000 K e 200000 K.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. 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. 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 2000 km/s). 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.
Nel 1867 gli astronomi francesi Charles Wolf e Georges Rayet (da cui prende il nome questa classe stellare), utilizzando il telescopio Foucault da 40 cm 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.
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.
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.
Classe spettrale Criteri altre linee di emissione
- WN 2 Nv debole o assente HeII marcata
- WN 2,5 NIV << NV NIII debole o assente
- WN 3 NIV = NV NIII debole o assente
- WN 4 NIII = NIV = NV
- WN 5 NIII = NIV = NV
- WN 6 NIII = NIV = NV debole
- WN 7 NIII>NIV debole profilo P-Cyg di HeI 4686A HeII-NIII
- WN 8 NIII>>NIV marcato profilo P-Cyg di HeI, 468.6nm HeII = NIII
- WN 9 NIII > NII , NIV assente profilo P-Cyg di HeI
- WN 10 NIII = NII serie di Balmer , profilo P-Cyg di HeI
- WN 11 NIII debole o assente , NII presente serie di Balmer , profilo P-Cyg di HeI
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
Gli studi dettagliati delle WR possono menzionare altre caratteristiche spettrali, indicati mediante suffissi aggiunti alla classe spettrale:
- H righe di emissione dell'idrogeno
- Ha righe di emissione o 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 stelle binarie.
Il suffisoo "+abs" viene spesso utilizzato per segnalare la presenza di linee di assorbimento, probabilmente dovute alla presenza
di una compagna non WR.
Serie WC
E' stato un viaggio molto interessante ma che non è ancora terminato, ci sono molte altre WR da riprendere, anche in altre costellazioni, per cui questa pagina verrà aggiornata di volta in volta.