Estrela Wolf-Rayet

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...