GLI SPETTRI DELLE STELLE PECULIARI
Le stelle di Wolf-Rayet
Le stelle che appartengono alla classe WR sono state scoperte dagli astronomi francesi C.J. Wolf e G. Rayet nel 1867 osservando alcune stelle
del cigno (V1042, MR103, MR100) che presentavano larghe righe in emissione. La maggior parte delle stelle di Wolf Rayet si trovano nel Cigno ma non superano la magnitudine 7,5. La sola stella di Wolf-Rayet visibile ad occhio nudo e’ la gamma delle vele (di magnitudine 1.74, tipoWC8+O9) il cui spettro e’ stato osservato per la prima volta da Respighi nel 1871.
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Figura 1: Spettro della stella di WR ricca di azoto HR192163.
Spettro ottenuto con reticolo 900 l/mm e risoluzione di 2 Ĺ. esposizione di 2 minuti con riflettore diam 60 cm. Lo spettro non é corretto per trasmissione atmosferica e sensibilità spettrale del CCD.
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Dal punto di vista spettroscopico, le stelle di WR si dividono in due grosse categorie, a seconda che esse mostrino le bande dell'Azoto (classe WN) oppure del Carbonio (classe WC).
Ogni categoria e’ divisa in sottoclassi (le WN vanno da WN3 a WN8 e le WC vanno da WC5 a WC9)
a seconda della temperatura che e’ dedotta dallo stato di ionizzazione del carbonio o dell’azoto.
A rimarcare l’elevata temperatura di queste stelle, si osservano sempre le righe dell’Elio ionizzato. La ionizzazione dell'Elio si produce infatti in grande quantità sopra i 70000 gradi.
Le righe dell' He+ compaiono alle stesse lunghezze d’onda dell’idrogeno, divise per 4 a causa della
carica nucleare raddoppiata. Ad esempio cio' che nello spettro di figura 2 sembrerebbe la serie di Balmer dell'idrogeno e' in realta' la serie di Brackett (n1=4 ed n2=6, 7, 8, 9, ...)dell' He+. Compare anche una riga della serie di Paschen a 4685 Ĺ (n1=3 ed n2=4) che non corrisponde a nessuna frequenza dell'idrogeno e che puo' quindi essere attribuita senza ombra di dubbio a He+.
Gli allargamenti Doppler delle righe spettrali rivelano furiosi venti stellari che fanno perdere massa alla stella a tassi di 1/10'000 della massa solare per anno (il sole perde 10-15 masse solari per anno).
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Figura 2: Spettro della stella di WR ricca di carbonio HR193793 nel Cigno.
Spettro ottenuto con reticolo 600 l/mm e risoluzione di 2.5 Ĺ. Esposizione di 2 minuti con riflettore diam 60 cm. Lo spettro non é corretto per trasmissione atmosferica e sensibilità spettrale del CCD.
Le righe sottili in blu e marrone sono prodotte simulando lo spettro di emissione del C III e C IV secondo i dati del NIST per una temperatura di 40'000 gradi. Le bande principali sono chiaramente attribuibili al carbonio.
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Figura 3: Ingrandimento dello spettro dela figura 2 (Stella di WRC HR193793) .
Oltre alle righe in emissione è presente un continuo con righe in assorbimento dell' He II tipiche della classe spettrale O.
Potrebbe trattarsi dello spettro di una compagna meno evoluta, anch'essa di classe spettrale O. Il 37% delle WR appartiene a
sistemi binari e la compagna č sempre un stella molto massiccia di classe O o B.
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Figura 4: Ingrandimento dello spettro dela figura 2 (Stella di WRC HR193793) .
Oltre alle righe in emissione è presente un continuo con righe in assorbimento tipiche della classe spettrale O.
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Le stelle di Wolf-Rayet sono tutti astri molto caldi, con temperature tra 30000 e 90000 K e le teorie più recenti le considerano come l’evoluzione di stelle di tipo O o B con masse che superano originariamente le 40 masse solari e composizione chimica simile a quella solare.
Stelle di bassa metallicità come quelle di popolazione I non potrebbero infatti avere opacità sufficientemente elevate per sviluppare i potentissimi venti stellari osservati.
Durante pochi milioni di anni queste stelle giganti bruciano tutto l'idrogeono in elio raffreddandosi e passando attraverso le classi spettrali G o F (attraversando cioè orizzontalmente il diagramma HR) fino a diventare giganti rosse in cui si innescano moti convettivi. Il rimescolamento convettivo della stella e i suoi furiosi venti stellari portano alla superficie l'elio assieme ad altri elementi prodotti dalla sua parziale fusione come l'azoto. La stella assume uno spettro di tipo WN dei primi tipi.
Alla fine di questa fase, la sua massa è ormai scesa a circa 30 masse solari e la stella inizia a bruciare l'elio che si trasforma in Carbonio e Ossigeno, elementi che compaiono anche in superficie ove l'ultimo idrogeno brucia con il ciclo CNO che mantiene costanti anche i rapporti tra azoto e carbonio. Lo spettro è ora di tipo WN avanzato come quello della figura 1 in cui compare anche il carbonio. Questa fase dura solo 200'000 anni.
Successivamente il carbonio che continua ad essere prodotto dalla fusione dell'elio diviene predominante in superficie mentre l'azoto sparisce rapidamente poichè, cessando il ciclo CNO che lo mantiene in equilibrio con il carbonio, esso si fonde con l'elio per creare l'ossigeno. Lo spettro diviene ora di tipo WC (figure 2, 3, 4).
La fase successiva vede la progressiva trasformazione del carbonio in ossigeno e lo spettro mostra allora bande dell'ossigeno altamente ionizzato. Le rare stelle che mostrano questo spettro vengono catalogate come WO. A questo punto la stella si è ridotta a circa 10 masse solari. Il passo successivo potrebbe essere l'esplosione come supernova di tipo Ib.
Nella tabella che segue sono elencate alcune delle stelle di WR meglio visibili dalle nostre
latitudini.
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