Stella di Wolf-Rayet

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Immagine HST della nebulosa M1-67 intorno alla stella WR 124, una stella di Wolf-Rayet.

Una stella di Wolf-Rayet (o stella WR; sigla di catalogo WR; classe spettrale W) è una stella estremamente calda (Teff compresa tra 25 000 e 50 000 K) e massiccia (oltre 20 M) che mostra dei venti stellari molto forti con velocità superiori a 2 000 km/s e caratterizzati da una forte emissione di polveri.[1] Tramite il vento stellare le stelle di Wolf-Rayet arrivano a perdere fino a 109 volte la massa persa dal Sole (circa 10−5 M l'anno, mentre il Sole perde all'anno circa 10−14 M di materia). Sono talvolta sorgenti di onde radio.

Le stelle di Wolf-Rayet sarebbero una normale fase nell'evoluzione delle stelle supermassicce, nelle quali risultano visibili delle forti linee di emissione di elio e azoto (classificate come WN) o di elio, carbonio ed ossigeno (classe WC e WO). Per via di tali linee di emissione esse risultano facilmente identificabili nelle galassie vicine.

Sono stelle estremamente rare. Ne sono note attualmente quasi 230 nella Via Lattea, [2] circa 100 nella Grande Nube di Magellano, solamente 12 nella Piccola Nube di Magellano. Tra di esse vi sono Gamma² Velorum, la stella più luminosa della costellazione delle Vele, visibile da quanti si trovano al di sotto del quarantesimo parallelo nord, [3], la Stella Pistola, nella costellazione del Sagittario, invisibile ad occhio nudo perché coperta dalle polveri interstellari, e, nella stessa costellazione, 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; quest'ultima stella appare interessante poiché potrebbe esplodere in tempi relativamente brevi (o addirittura essere già esplosa) in una supernova generando, in linea teorica, un raro lampo gamma che finirebbe per investire il nostro stesso sistema causando nell'eventualità la morte di ogni singola forma di vita presente sul nostro pianeta e la scomparsa del 25% dell'atmosfera terrestre.[4]

Storia delle osservazioni[modifica | modifica sorgente]

Nel 1867 gli astronomi francesi Charles Wolf e Georges Rayet (da cui prende il nome questa classe stellare [5]), utilizzando il telescopio Foucault da 40 cm dell'Osservatorio di Parigi, scoprirono tre stelle nella costellazione del Cigno (ora designate come HD 191765, HD 192103 e HD 192641) che mostravano delle marcate bande di emissione in uno spettro altrimenti continuo.[6] 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.[7]

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 sta continuamente espellendo gas nello spazio, producendo un inviluppo nebuloso di gas. La forza che espelle i gas alle alte velocità osservate è la pressione di radiazione.[8]

Gli spettri delle stelle WR presentano linee di emissione, oltre che dell'elio, anche di carbonio, ossigeno ed azoto.[9] 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.[10]

La vera natura di queste stelle è stata determinata da Peter George Tuthill, John D. Monnier e William C. Danchi nel 1998 tramite osservazioni condotte al telescopio Keck.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

Si ritiene che la fase di WR sia una normale fase evolutiva delle massicce stelle di classe O, nelle quali i forti venti stellari, tipici delle stelle molto luminose, hanno espulso nello spazio gran parte degli strati esterni della stella, ricchi in idrogeno. Le tipiche linee di emissione si originano nella regione densa ed estesa in cui i venti ad alta velocità avvolgono la caldissima fotosfera della stella, la quale emette gran parte delle proprie radiazioni alle lunghezze d'onda degli ultravioletti, che provocano una fluorescenza nella regione. Tale processo di espulsione di massa interessa dapprima la regione della stella, ricca in azoto, in cui abbondano gli elementi prodotti tramite la fusione dell'idrogeno col ciclo CNO (stelle WN, classificate a loro volta in ricche in idrogeno – H-rich – e povere in idrogeno – H-poor), quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l'elio viene fuso tramite il processo tre alfa (stelle WC e WO).

Osservazioni recenti di stelle di Wolf-Rayet vicine hanno mostrato che tutte le WR esaminate erano stelle doppie e che la produzione di polveri avveniva nel punto di interazione tra i venti stellari delle due stelle (in corrispondenza del punto L1) e non nello spazio immediatamente sopra la superficie stellare come si riteneva in precedenza. La polvere viene allontanata via dalle stelle dal vento, mentre la rotazione del sistema binario attorno al centro di massa forma una spirale rotante di polveri.

Una piccola parte (circa il 10%) delle stelle al centro di alcune nebulose planetarie presentano, a dispetto della loro piccola massa (circa ~0,6 volte quella del Sole), caratteristiche molto simili alle stelle di Wolf-Rayet. Classificate come [WR], si tratta di stelle decisamente più vecchie delle classiche Wolf-Rayet: infatti derivano dalle stelle di piccola massa molto evolute, prossime a diventare nane bianche, e mostrano nei loro spettri delle pronunciate linee di emissione di elio, carbonio ed ossigeno.[11]

L'esempio più conosciuto (e visibile) di stella di Wolf-Rayet è costituito da Gamma² Velorum (γ² Vel), una delle componenti del sistema di Gamma Velorum, la stella più brillante della sua costellazione. Per via delle sue caratteristiche spettrali (la presenza di brillanti linee di emissione al posto delle consuete linee di assorbimento) è soprannominata "la Gemma Spettrale dei Cieli del Sud".[12]

Percorsi evolutivi[modifica | modifica sorgente]

La formazione di un gamma ray burst a partire da una stella di Wolf-Rayet.

Si ritiene che gran parte di queste stelle concluderà la propria esistenza esplodendo come supernovae (SN) di tipo Ib o Ic. È probabile che le WR attraversino la fase di "collapsar" durante le loro ultime fasi evolutive, quando il nucleo della stella, costituito da ferro inerte, collassa in un buco nero dopo aver superato il limite di Oppenheimer-Volkoff, convogliando la materia della stella in un getto relativistico all'origine di un potente gamma ray burst (GRB o lampi gamma).

Sono stati formulati diversi modelli evolutivi per le stelle di Wolf-Rayet, che seguono percorsi diversi a seconda della massa.[13]

O → WN (H-rich) → LBV → WN (H-poor) → WC → SN Ic
  • Massa compresa tra 40 e 75 M
O → LBV → WN(H-poor) → WC → SN Ic
  • Massa compresa tra 25 e 45 M
O → LBV → WN(H-poor) → SN Ib
oppure
O → RSG → WN(H-poor) → SN Ib

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ P. G. Tuthill, J. D. Monnier, W. C. Danchi, A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104 in Nature, vol. 398, 1999, pp. 487-489.
  2. ^ van der Hucht, K.A. 2001, New Astron. Rev., 45:135
  3. ^ Hoffleit, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.. URL consultato l'8 agosto 2007.
  4. ^ La Storia dell'Universo: "La morte delle stelle" (puntata n.° 4) trasmessa su History Channel Italia il 18 giugno 2011.
  5. ^ P. Murdin, Wolf, Charles J E (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 6 settembre 2007.
  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 4 febbraio 2007.
  8. ^ C. S. 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 10 settembre 2007.
  9. ^ C. S. Beals, Classification and temperatures of Wolf-Rayet stars in The Observatory, vol. 56, 1933, pp. 196–197. URL consultato il 10 settembre 2007.
  10. ^ 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 10 settembre 2007.
  11. ^ P. A. Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 45, 2007, pp. 177-219.
  12. ^ Hoffleit, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed.. URL consultato l'8 agosto 2007.
  13. ^ P. A. Crowther, Physical Properties of Wolf-Rayet Stars in Annual Review of Astronomy & Astrophysics, vol. 45, n. 1, settembre 2007, pp. 177-219. DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. URL consultato il 26 giugno 2010.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

  • (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.
  • (EN) Victor G. Szebehely, Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies, Springer, 1985. ISBN 90-277-2046-0.
  • (EN) C. J. Lada, N. D. Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems, Kluwer Academic Publishers, 1999. ISBN 0-7923-5909-7.
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica, Milano, Rizzoli–BUR, 2000. ISBN 88-17-25907-1.
  • (EN) Cliff Pickover, The Stars of Heaven, Oxford, Oxford University Press, 2001. ISBN 0-19-514874-6.
  • (EN) John Gribbin, 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.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack, Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo, Milano, Sperling & Kupfer, 2004. ISBN 88-8274-912-6.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di Astronomia e Cosmologia, Milano, Garzanti, 2005. ISBN 88-11-50517-8.
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006. ISBN 88-365-3679-4.
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006. ISBN 88-7307-326-3.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007. ISBN 88-89150-32-7.

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