O objectivo é dar alguma informação geral acerca das estrelas Wolf-Rayet - como são definidas e quais são as suas principais propriedades observáveis.

As estrelas Wolf-Rayet são definidas pela faixa visível do seu espectro que é observável da superfície.

O espectro das Wolf-Rayet é dominado por linhas de emissão fortes e extensas, que podem ser ordenadas em sequências, mas não existe qualquer evidência de que as mesmas correspondam a mudanças com alguma regularidade na temperatura efectiva ou em qualquer outro parâmetro físico.

As palavras "Wolf-Rayet" referem-se a um tipo particular de espectro que Wolf e Rayet (1867) descobriram enquanto visionavam o espectro de estrelas na constelação Cisne com um espectroscópio visual. No lugar do esperado espectro contínuo com algumas linhas de absorção muito finas, Wolf e Rayet viram algumas linhas de emissão relativamente largas sobrepostas num espectro contínuo fraco. Desde 1867, cerca de 160 estrelas Wolf-Rayet foram observadas na nossa Galáxia, 100 na Grande Nuvem de Magalhães, 8 na Pequena Nuvem de Magalhães e cerca de 80 na galáxia M33.

Os tipos de espectro das estrelas normais são caracterizados por linhas de absorção vistas contra um espectro contínuo. Podem ser interpretadas, metaforicamente falando, em termos de camadas de gás paralelas caracterizadas por uma temperatura efectiva e um valor para log g. As restrições impostas pela temperatura efectiva e pelo equilíbrio radioactivo são usadas para determinar a temperatura dos electrões nas camadas atmosféricas, enquanto a aceleração da gravidade e o equilíbrio hidrostático são utilizados para determinar a densidade da atmosfera. Um espectro de linhas de absorção diferente, i. e. o tipo espectral, é encontrado para cada par de valores de temperatura efectiva e aceleração da gravidade. Os tipos espectrais normais são, então, definidos como mudando regularmente com a temperatura efectiva e a luminosidade da estrela.

Contudo, o modelo clássico para uma atmosfera estelar não pode explicar um espectro dominado por linhas de emissão. Assim, e embora o conjunto de tipos espectrais correspondentes às estrelas Wolf-Rayet seja disposto numa ordem reproduzível de detalhes em mudança, não existe nenhuma evidência clara de que os tipos adoptados correspondam a mudanças regulares na temperatura efectiva e log g. Aos tipos espectrais correspondentes às linhas dos mais altos níveis de ionização, na região espectral entre 3100 e 7000 Å , são lhes atribuídos os números mais pequenos no intuito de que continuando com a convenção usada para espectros estelares de linhas de absorção normais, conseguiremos um lugar para as Wolf-Rayet na sequência de variação regular da temperatura efectiva. Dois caminhos que podemos seguir para alterar o modelo clássico de modo a produzir um modelo que tenha em conta as linhas de emissão são :

1) postular uma temperatura para o electrão nas zonas exteriores da atmosfera estelar superior à que é permitida pelo uso das restrições do equilíbrio radioactivo e da temperatura efectiva atribuída,

2) postular que a estrela parece ser muito maior quando vista na banda das fortes linhas de emissão do que quando vista na banda do espectro contínuo.

O espectro de uma Wolf-Rayet, qualquer que seja a sua fonte, foi definido como tendo as seguintes características (1968) :

1. O espectro consiste de linhas de emissão num espectro contínuo que tem uma distribuição de energia semelhante a uma estrela O ou B.

2. Algumas linhas de absorção podem existir, mas não existe nada semelhante para tipos espectrais normais. Se tal espectro é encontrado, é atribuído a uma estrela companheira. Recentes descobertas, no entanto, parecem indicar que linhas de absorção intrínsecas ocorrem em algumas estrelas WN7.

3. As linhas de emissão observadas em qualquer objecto representam um certo grau de excitação e ionização, o estado de excitação do espectro de linhas é geralmente mais elevado do que o estimado pela forma do espectro contínuo.

4. A maioria das linhas de emissão estão presentes com uma largura de várias centenas a vários milhares de km/s. A largura não é a mesma para todas as linhas em qualquer espectro estelar.

5. A maioria dos espectros dividem-se em dois grupos: 1) as estrelas WC, em que as linhas de iões de C e O dominam e 2) as estrelas WN, em que as linhas de iões de N dominam. Ambos os grupos apresentam linhas fortes de He II.

O espectro de cada estrela difere em alguns aspectos dos espectros de todas as outras estrelas. Aproximadamente 40 % ou mais das estrelas Wolf-Rayet da Grande Nuvem de Magalhães apresentam espectro duplo, o espectro de uma presumível companheira OB, sendo as linhas de emissão algo distorcidas.

O sistema de classificação espectral para as estrelas Wolf-Rayet foi revisto por Hiltner e Schild tendo como base o espectro prismático cobrindo a banda de 3200 a 6700 Å . Reconheceram duas sequências ao longo das estrelas WN : as WN-A e as WN-B. As WN-A apresentam linhas de emissão relativamente fracas e um espectro contínuo forte. A maioria exibe linhas de absorção características de estrelas O ou B. Muitas são tidas como binários. As estrelas WN-B têm linhas de emissão largas e só uma delas, HD 193928, é considerada um binário.

Uma relação única dada por L. F. Smith (1968) existe entre os tipos espectrais dados por Hiltner e Schild e aqueles por Smith. As diferenças são adequadas à filosofia adoptada em relação à possibilidade do espectro mostrar características observadas nas Wolf-Rayet e nas estrelas O e B como sendo as de um binário. Smith propõe uma origem binária para esse tipo de espectro Algumas estrelas são vistas por Smith como tendo ambas as características de estrelas WC e WN. A interpretação deste espectro requeria estudo tão vasto quanto uma resolução espectral for possível de modo a revelar o que está ocorrendo.

A observação detalhada da região ultravioleta em que se encontram as linhas de ressonância fortes mostra que todas as estrelas O e Wolf-Rayet estão a perder massa através de um tipo de vento estelar.

Acredita-se que as estrelas Wolf-Rayet possuem uma estrela central com uma fotosfera mais ou menos normal e que as cores dessa fotosfera podem ser observadas através da região das linhas de emissão.

No caso das estrelas normais, as cores intrínsecas são dadas como função do tipo espectral. Para as Wolf-Rayet, a classificação é baseada na aparência do espectro de linhas de emissão que é criado no exterior da fotosfera e é provavelmente produzido pelo depósito de alguma forma de energia não contida no campo de radiação da estrela. Assim, não existe nenhuma relação conhecida entre o tipo espectral de uma Wolf-Rayet e a distribuição energética no espectro contínuo da fotosfera.

Assumindo depois uma lei para a extinção interestelar, o espectro no seu todo pode ser corrigido na reemissão para o vermelho ("dereddening") e comparado com estrelas normais ou com atmosferas modelo. Esta comparação dá-nos uma justificação da hipótese que foi feita ou sugere melhorias no modelo de camadas fotosféricas e camadas de linhas de emissão e eventualmente no processo de correcção.

Tudo o que foi dito se aplica a estrelas Wolf-Rayet singulares. Nos binários, quando dois espectros são observados, a estrela Wolf-Rayet é quase sempre associada com uma companheira tipo O que é mais brilhante e contribuidora para o espectro contínuo observado.

A classificação para as estrelas Wolf-Rayet é baseada no espectro de linhas de emissão no visível, descrevendo uma temperatura de ionização desde 50 000 K até 100 000 K. O que ainda deixa dúvidas é qual a relação entre as temperaturas dos electrões e temperatura efectiva que reflecte o fluxo total de radiação vindo da estrela.

Recentes determinações da temperatura efectiva de uma Wolf-Rayet, baseados em dados colectados de experiências na região ultravioleta, indicam que os resultados estão na vizinhança dos 30 000 K.

Como as Wolf-Rayet são estrelas muito raras na nossa Galáxia, e mesmo as poucas que há não podem ser encontradas perto do Sol, determinar as suas distâncias com precisão é difícil. Tais tarefas podem ser acarretadas mais facilmente para estrelas na Grande Nuvem de Magalhães do que para as estrelas na Galáxia pois a distância da Grande Nuvem é conhecida com alguma precisão. Também é conhecido que não existem grandes diferenças espectroscópicas entre as Wolf-Rayet da Grande Nuvem e as da nossa Galáxia. Assim, assumimos que as magnitudes absolutas encontradas para as Wolf-Rayet na Grande Nuvem são válidas para a nossa galáxia, até prova em contrário.

De todos os estudos efectuados concluí-se que todas as WC tem praticamente a mesma magnitude absoluta, valor este adoptado para os tipos WN3, WN4, WN5 E WN6. As WN7 e WN8 são estrelas mais luminosas que as restantes Wolf-Rayet. Os valores andam à volta de -4.5 para a maioria e à volta de -6.5 para as WN7 e WN8. Além disso, existe um aumento regular na luminosidade de estrelas tipo WC novas para estrelas WC mais velhas.

Muitas Wolf-Rayet pertencem a sistemas binários nos quais o outro componente é uma estrela tipo O. Através de processos complexos envolvendo os conhecimentos adquiridos acerca de estrelas tipo O chegou-se a algumas conclusões. Assim, a maioria das Wolf-Rayet possuem massas cerca de 30 vezes superiores à do Sol. Não há grandes diferenças entre binários com WC ou com WN.

Determinações directas do raio não são normalmente possíveis, porque os sistemas são muito complexos. No entanto, Kron e Gordon (1950) propuseram um modelo para as Wolf-Rayet consistindo de: uma Wolf-Rayet com um núcleo opaco de raio 2 R_O rodeado de um disco luminoso e semitransparente de raio 7 R_O, sendo esta estrutura rodeada de um segundo invólucro muito maior de raio 16 R_O e uma estrela O com um raio de 9 R_O e uma separação orbital de 37 R_O.

Estas estrelas contêm um núcleo rodeado por um invólucro de gás em rápida expansão. O material tem uma velocidade de 1000 km/s.

Não existem mais do que uma centena dessas estrelas e todas observadas a grandes distâncias com magnitudes absolutas de -4 a -8. Têm uma magnitude absoluta média de cerca de -3.4, sendo similares a estrelas O com a mesma temperatura efectiva destas.

Uma análise do seu espectro contendo linhas de emissão atómica indicam que estas estrelas possuem uma temperatura superficial de 60 000 a 100 000 º K, do que podemos concluir, juntamente com a sua luminosidade, que o seu raio é cerca de 2 vezes o do Sol.
Nota : A estrela possui, na realidade, um raio maior por causa da sua atmosfera expandida ou invólucro em expansão.

A estrela WR mais estudada é o componente menos luminoso do binário HD 193576. A sua massa é 12 vezes a do Sol e é acompanhada por um componente O6 tendo um diâmetro 10 vezes o do Sol e uma massa de 28 M_O. O membro WR do binário tem um pequeno núcleo denso com um diâmetro duas vezes o do Sol e uma temperatura efectiva de cerca de 80 000 º K. À sua volta está um envelope de cerca de 7 diâmetros solares e além desse envelope está a camada em expansão, que parece separada e cujo diâmetro é 16 vezes o do Sol.

Como outras WR foram descobertas sendo binários, é a opinião de alguns astrónomos que todas as estrelas WR são binários e que a única razão pela qual não são observáveis é que o plano das suas órbitas não passa pela Terra, pelo que eclipses não podem ser observados.

Pela distribuição espacial das WR pode-se concluir que estas estrelas sãs extremamente novas.

As estrelas Wolf-Rayet pertencem à população I. Presentes no disco plano e nos braços em espiral da Galáxia onde a maior parte do gás e poeira é encontrado. A população I contém estrelas com elementos pesados em maior abundância do que a população II. Contém objectos muito mais novos do que pop. na II.

- " O stars and Wolf-Rayet stars " , Conti e Underhill

- " Essentials of Astronomy , Second Edition " , Lloyd Motz e Anneta Duveen

- " Astronomy - Structure of the Universe , Third Edition "

- " Universe " - Kaufmann

Voltar à Astronomia