Etoile Loup-Rayet - Wolf–Rayet star

Image du télescope spatial Hubble de la nébuleuse M1-67 autour de l'étoile Wolf-Rayet WR 124 .

Les étoiles Wolf-Rayet , souvent abrégées en étoiles WR , sont un ensemble hétérogène rare d'étoiles avec des spectres inhabituels montrant de larges raies d'émission proéminentes d' hélium ionisé et d' azote ou de carbone hautement ionisé . Les spectres indiquent une très forte augmentation de surface des éléments lourds , un épuisement de l'hydrogène et de forts vents stellaires . Les températures de surface des étoiles Wolf-Rayet connues vont de 20 000 K à environ 210 000 K, plus chaudes que presque tous les autres types d'étoiles. Elles étaient auparavant appelées étoiles de type W en référence à leur classification spectrale.

Les étoiles Wolf-Rayet classiques (ou Population I ) sont des étoiles massives évoluées qui ont complètement perdu leur hydrogène externe et fusionnent de l' hélium ou des éléments plus lourds dans le noyau. Un sous-ensemble des étoiles de la population I WR montre des raies d'hydrogène dans leurs spectres et sont connues sous le nom d'étoiles WNh ; ce sont de jeunes étoiles extrêmement massives qui fusionnent encore de l'hydrogène au cœur, avec de l'hélium et de l'azote exposés à la surface par un fort mélange et une perte de masse due au rayonnement. Un groupe distinct d'étoiles avec des spectres WR sont les étoiles centrales des nébuleuses planétaires (CSPNe), des étoiles à branches géantes post- asymptotiques qui étaient similaires au Soleil pendant la séquence principale, mais ont maintenant cessé de fusionner et ont perdu leur atmosphère pour révéler un noyau carbone-oxygène.

Toutes les stars Wolf-Rayet sont des objets très lumineux en raison de leurs hautes températures des milliers de fois la bolométrique luminosité du Soleil ( L _☉ ) pour la CSPNE, des centaines de milliers  L _☉ pour les étoiles de population I WR, à plus d' un million  L _☉ pour les étoiles WNh - bien que pas exceptionnellement lumineuses visuellement car la plupart de leur rayonnement émis se situe dans l' ultraviolet .

Les étoiles à l'œil nu Gamma Velorum et Theta Muscae , ainsi que l'une des étoiles connues les plus massives , R136a1 dans 30 Doradus , sont toutes des étoiles Wolf-Rayet.

Historique des observations

WR 136 est une étoile WN6 où l'atmosphère dégagée pendant la phase de supergéante rouge a été choquée par les vents chauds et rapides de WR pour former une nébuleuse à bulles visible .

En 1867, en utilisant les 40 cm Foucault télescope à l' Observatoire de Paris , les astronomes Charles Wolf et Georges Rayet ont découvert trois étoiles dans la constellation Cygnus (HD 191765, HD 192103 et HD 192641, maintenant désigné comme WR 134 , WR 135 et WR 137 respectivement ) qui affichaient de larges bandes d'émission sur un spectre autrement continu. La plupart des étoiles n'affichent que des raies ou des bandes d' absorption dans leur spectre, en raison des éléments superposés absorbant l'énergie lumineuse à des fréquences spécifiques, il s'agissait donc d'objets clairement inhabituels.

La nature des bandes d'émission dans les spectres d'une étoile Wolf-Rayet est restée un mystère pendant plusieurs décennies. Edward C. Pickering a théorisé que les raies étaient causées par un état inhabituel de l' hydrogène , et il a été découvert que cette "série de Pickering" de raies suivait un schéma similaire à la série de Balmer , lorsque des nombres quantiques demi-entiers étaient substitués. On montra plus tard que ces raies résultaient de la présence d' hélium ; un élément chimique qui a été découvert en 1868. Pickering a noté des similitudes entre les spectres Wolf-Rayet et les spectres nébulaires, et cette similitude a conduit à la conclusion que certaines ou toutes les étoiles Wolf-Rayet étaient les étoiles centrales des nébuleuses planétaires .

En 1929, la largeur des bandes d'émission était attribuée à l'élargissement Doppler , et par conséquent, le gaz entourant ces étoiles devait se déplacer à des vitesses de 300 à 2400 km/s le long de la ligne de visée. La conclusion était qu'une étoile Wolf-Rayet éjectait continuellement du gaz dans l'espace, produisant une enveloppe en expansion de gaz nébuleux. La force d'éjection du gaz aux vitesses élevées observées est la pression de radiation . Il était bien connu que de nombreuses étoiles avec des spectres de type Wolf-Rayet étaient les étoiles centrales des nébuleuses planétaires, mais aussi que beaucoup n'étaient pas associées à une nébuleuse planétaire évidente ou à une nébulosité visible du tout.

En plus de l'hélium, Carlyle Smith Beals a identifié des raies d'émission de carbone, d'oxygène et d'azote dans les spectres des étoiles Wolf-Rayet. En 1938, l' Union astronomique internationale a classé les spectres des étoiles Wolf-Rayet en types WN et WC, selon que le spectre était dominé respectivement par des raies d'azote ou de carbone-oxygène.

En 1969, plusieurs CSPNe à fortes raies d'émission O  VI ont été regroupées sous une nouvelle « séquence O  VI », ou simplement de type OVI. Celles-ci ont ensuite été appelées étoiles [WO]. Des étoiles similaires non associées aux nébuleuses planétaires ont été décrites peu de temps après et la classification WO a finalement été également adoptée pour les étoiles de la population I WR.

La compréhension que certaines étoiles WN tardives, et parfois moins tardives, avec des raies d'hydrogène dans leurs spectres sont à un stade d'évolution différent des étoiles WR sans hydrogène a conduit à l'introduction du terme WNh pour distinguer ces étoiles en général des autres étoiles WN. On les appelait auparavant étoiles WNL, bien qu'il existe des étoiles WN de type tardif sans hydrogène ainsi que des étoiles WR avec hydrogène dès WN5.

Classification

Spectre de WR 137 , une étoile WC7 et une des trois étoiles WR originales (axe horizontal : longueur d'onde en ).

Les étoiles Wolf-Rayet ont été nommées sur la base des fortes raies d'émission larges dans leurs spectres, identifiées avec l' hélium , l' azote , le carbone , le silicium et l' oxygène , mais avec des raies d' hydrogène généralement faibles ou absentes. Le premier système de classification les a divisés en étoiles avec des raies dominantes d'azote ionisé (N  III , N  IV et N  V ) et celles avec des raies dominantes de carbone ionisé (C  III et C  IV ) et parfois d'oxygène (O  III – O  VI ), appelés respectivement WN et WC. Les deux classes WN et WC Elles ont été réparties en séquences de température WN5-WN8 et WC6-WC8 en fonction des forces relatives des 541,1 nm Il  II et 587,5 nm Il  I lignes. Les raies d'émission Wolf-Rayet ont fréquemment une aile d'absorption élargie ( profil P Cygni ) suggérant un matériau circumstellaire. Une séquence WO a également été séparée de la séquence WC pour des étoiles encore plus chaudes où l'émission d'oxygène ionisé domine celle de carbone ionisé, bien que les proportions réelles de ces éléments dans les étoiles soient probablement comparables. Les spectres WC et WO sont formellement distingués en fonction de la présence ou de l'absence d' émission de C  III . Les spectres WC manquent également généralement des raies O  VI qui sont fortes dans les spectres WO.

La séquence spectrale WN a été étendue pour inclure WN2-WN9, et les définitions affinées sur la base des forces relatives des raies N  III à 463,4-464,1 nm et 531,4 nm, les raies N  IV à 347,9-348,4 nm et 405,8 nm, et la N  V lignes à 460,3 nm, 461,9 nm et 493,3 à 494,4 nm. Ces raies sont bien séparées des zones d'émission d'He forte et variable et les intensités des raies sont bien corrélées avec la température. Les étoiles avec des spectres intermédiaires entre WN et Ofpe ont été classées comme WN10 et WN11 bien que cette nomenclature ne soit pas universellement acceptée.

Le type WN1 a été proposé pour les étoiles sans raies N  IV ni N  V , pour accueillir Brey 1 et Brey 66 qui semblaient être intermédiaires entre WN2 et WN2.5. Les intensités et largeurs relatives des raies pour chaque sous-classe WN ont ensuite été quantifiées, et le rapport entre les raies He  II 541,1 nm et 587,5 m, He  I a été introduit comme indicateur principal du niveau d'ionisation et donc de la sous-classe spectrale . Le besoin de WN1 a disparu et Brey 1 et Brey 66 sont maintenant classés comme WN3b. Les classes WN2.5 et WN4.5 quelque peu obscures ont été abandonnées.

La séquence spectrale WC a été étendue pour inclure WC4-WC11, bien que certains articles plus anciens aient également utilisé WC1-WC3. Les principales raies d'émission utilisées pour distinguer les sous-types de WC sont C  II 426,7 nm, C  III à 569,6 nm, C  III/IV 465,0 nm, C  IV à 580,1-581,2 nm et le mélange O  V (et O  III ) à 557,2 à 559,8 nm. La séquence a été étendue pour inclure WC10 et WC11, et les critères de sous-classe ont été quantifiés principalement sur la base des forces relatives des lignes de carbone pour s'appuyer sur des facteurs d'ionisation même s'il y avait des variations d'abondance entre le carbone et l'oxygène.

Pour les étoiles de type WO les raies principales utilisées sont C  IV à 580,1 nm, O  IV à 340,0 nm, O  V (et O  III ) blend à 557,2-559,8 nm, O  VI à 381,1-383,4 nm, O  VII à 567,0 nm, et O  VIII à 606,8 nm. La séquence a été étendue pour inclure WO5 et quantifiée sur la base des forces relatives des lignées O  VI /C  IV et O  VI /O  V. Un schéma ultérieur, conçu pour assurer la cohérence entre les étoiles WR classiques et CSPNe, est revenu à la séquence WO1 à WO4 et a ajusté les divisions.

Des études modernes détaillées des étoiles Wolf-Rayet peuvent identifier des caractéristiques spectrales supplémentaires, indiquées par des suffixes à la classification spectrale principale :

• h pour l'émission d'hydrogène ;
• ha pour l'émission et l'absorption d'hydrogène ;
• o pour l'absence d'émission d'hydrogène ;
• w pour les lignes faibles ;
• s pour les lignes fortes ;
• b pour les traits larges et forts ;
• d pour les poussières (parfois vd, pd ou ed pour les poussières variables, périodiques ou épisodiques).

La classification des spectres Wolf-Rayet est compliquée par l'association fréquente des étoiles avec une nébulosité dense, des nuages ​​de poussière ou des compagnons binaires. Un suffixe "+OB" est utilisé pour indiquer la présence de raies d'absorption dans le spectre susceptibles d'être associées à une étoile compagne plus normale, ou "+abs" pour des raies d'absorption d'origine inconnue.

Les sous-classes spectrales WR les plus chaudes sont décrites comme étant précoces et les plus froides comme tardives, en cohérence avec d'autres types spectraux. WNE et WCE se réfèrent aux spectres de type précoce tandis que WNL et WCL se réfèrent aux spectres de type tardif, avec la ligne de démarcation approximativement à la sous-classe six ou sept. Il n'y a pas de star tardive de type WO. Les étoiles WNE ont une forte tendance à être pauvres en hydrogène, tandis que les spectres des étoiles WNL incluent fréquemment des raies d'hydrogène.

Les types spectraux des étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont qualifiés en les entourant de crochets (par exemple [WC4]). Ils sont presque tous de la séquence WC avec les étoiles [WO] connues représentant l'extension chaude de la séquence du carbone. Il existe également un petit nombre de types [WN] et [WC/WN], découverts assez récemment. Leur mécanisme de formation n'est pas encore clair.

Les températures des étoiles centrales de la nébuleuse planétaire tendent vers les extrêmes par rapport aux étoiles WR de la population I, donc [WC2] et [WC3] sont communs et la séquence a été étendue à [WC12]. Les types [WC11] et [WC12] ont des spectres distincts avec des raies d'émission étroites et pas de raies He  II et C  IV .

GK Persei (Nova Persei 1901), qui présentait des caractéristiques Wolf-Rayet dans son spectre.

Certaines supernovae observées avant leur pic de luminosité présentent des spectres WR. Cela est dû à la nature de la supernova à ce stade : un éjecta riche en hélium en expansion rapide semblable à un vent extrême de Wolf-Rayet. Les caractéristiques spectrales WR ne durent que quelques heures, les caractéristiques à haute ionisation s'estompant au maximum pour ne laisser qu'une faible émission neutre d'hydrogène et d'hélium, avant d'être remplacées par un spectre de supernova traditionnel. Il a été proposé de marquer ces types spectraux par un "X", par exemple XWN5(h). De même, les novae classiques développent des spectres constitués de larges bandes d'émission similaires à celles d'une étoile Wolf-Rayet. Ceci est causé par le même mécanisme physique : une expansion rapide des gaz denses autour d'une source centrale extrêmement chaude.

Étoiles obliques

La séparation des étoiles Wolf-Rayet des étoiles spectrales de classe O d'une température similaire dépend de l'existence de fortes raies d'émission d'hélium, d'azote, de carbone et d'oxygène ionisés, mais il existe un certain nombre d'étoiles avec des caractéristiques spectrales intermédiaires ou confuses. Par exemple, les étoiles O à haute luminosité peuvent développer de l'hélium et de l'azote dans leurs spectres avec certaines raies d'émission, tandis que certaines étoiles WR ont des raies d'hydrogène, une émission faible et même des composants d'absorption. Ces étoiles ont été données spectrales types tels que O3If ^* / WN6 et sont appelés les étoiles slash.

Les supergéantes de classe O peuvent développer des raies d'émission d'hélium et d'azote, ou des composants d'émission vers certaines raies d'absorption. Ceux-ci sont indiqués par des codes de suffixe de particularité spectrale propres à ce type d'étoile :

• f N  iii et il  ii émission
• f ^* pour l'émission de N et He avec N  iv plus fort que N  iii
• f ⁺ pour l'émission dans Si  iv en plus de N et He
• parenthèses indiquant les raies d'absorption de He  ii au lieu d'émission, par exemple (f)
• doubles parenthèses indiquant une forte absorption de He  ii et une émission de N  iii diluée, par exemple ((f ⁺ ))

Ces codes peuvent également être combinés avec des qualificatifs de type spectral plus généraux tels que p ou a. Les combinaisons courantes incluent OIafpe et OIf ^* , et Ofpe. Dans les années 1970, il a été reconnu qu'il existait un continuum de spectres allant de la classe d'absorption pure O aux types WR sans ambiguïté, et il n'était pas clair si certaines étoiles intermédiaires devaient recevoir un type spectral tel que O8Iafpe ou WN8-a. La notation slash a été proposée pour traiter ces situations et l'étoile Sk−67°22 s'est vu attribuer le type spectral O3If ^* /WN6-A. Les critères de distinction des étoiles OIf ^* , OIf ^* /WN et WN ont été affinés par souci de cohérence. Les classifications en étoile à barre oblique sont utilisées lorsque la ligne H _β a un profil P Cygni ; il s'agit d'une raie d'absorption dans les supergéantes O et d'une raie d'émission dans les étoiles WN. Les critères pour les types spectraux d'étoiles à barre oblique suivants sont donnés, en utilisant les raies d'émission d'azote à 463,4-464,1 nm, 405,8 nm et 460,3-462,0 nm, ainsi qu'une étoile standard pour chaque type :

Un autre ensemble de types spectraux d'étoiles à barre oblique est utilisé pour les étoiles Ofpe/WN. Ces étoiles ont des spectres de supergéantes O plus des émissions d'azote et d'hélium, et des profils P Cygni. Alternativement, elles peuvent être considérées comme des étoiles WN avec des niveaux d'ionisation et d'hydrogène inhabituellement bas. La notation slash pour ces étoiles était controversée et une alternative était d'étendre la séquence d'azote WR à WN10 et WN11 D'autres auteurs ont préféré utiliser la notation WNha, par exemple WN9ha pour WR 108 . Une recommandation récente est d'utiliser un type spectral O tel que O8Iaf si la raie He  i à 447,1 nm est en absorption et une classe WR de WN9h ou WN9ha si la raie a un profil P Cygni. Cependant, la notation de barre oblique Ofpe/WN ainsi que les classifications WN10 et WN11 continuent d'être largement utilisées.

Un troisième groupe d'étoiles avec des spectres contenant des caractéristiques à la fois d'étoiles de classe O et d'étoiles WR a été identifié. Neuf étoiles dans le Grand Nuage de Magellan ont des spectres qui contiennent à la fois des caractéristiques WN3 et O3V, mais ne semblent pas être des binaires. De nombreuses étoiles WR dans le Petit Nuage de Magellan ont également des spectres WN très précoces ainsi que des caractéristiques d'absorption d'excitation élevée. Il a été suggéré que ceux-ci pourraient être un chaînon manquant menant aux étoiles WN classiques ou le résultat d'un arrachement par la marée par un compagnon de faible masse.

Nomenclature

WR 22 dans la nébuleuse de la Carène

Les trois premières étoiles Wolf-Rayet à être identifiées, par coïncidence toutes avec de chauds compagnons O, avaient déjà été numérotées dans le catalogue HD . Ces étoiles et d'autres ont été désignées sous le nom d'étoiles Wolf-Rayet dès leur découverte initiale, mais des conventions de nommage spécifiques pour elles ne seront créées qu'en 1962 dans le « quatrième » catalogue des étoiles galactiques Wolf-Rayet. Les trois premiers catalogues n'étaient pas spécifiquement des listes d'étoiles Wolf-Rayet et ils n'utilisaient que la nomenclature existante. Le quatrième catalogue numérotait les étoiles Wolf-Rayet de manière séquentielle par ordre d' ascension droite . Le cinquième catalogue utilisait les mêmes numéros préfixés par MR après l'auteur du quatrième catalogue, plus une séquence supplémentaire de numéros préfixés par LS pour les nouvelles découvertes. Aucun de ces schémas de numérotation n'est d'usage courant.

Le sixième catalogue des étoiles Galactic Wolf-Rayet a été le premier à porter ce nom, ainsi qu'à décrire les cinq catalogues précédents par ce nom. Il a également introduit les nombres WR largement utilisés depuis pour les étoiles galactiques WR. Il s'agit à nouveau d'une séquence numérique de WR 1 à WR 158 par ordre d'ascension droite. Le septième catalogue et son annexe utilisent le même schéma de numérotation et insèrent de nouvelles étoiles dans la séquence en utilisant des suffixes de lettres minuscules, par exemple WR 102ka pour l'une des nombreuses étoiles WR découvertes dans le centre galactique. Les enquêtes d'identification modernes à grand volume utilisent leurs propres schémas de numérotation pour le grand nombre de nouvelles découvertes. Un groupe de travail de l' IAU a accepté les recommandations visant à étendre le système de numérotation du catalogue des étoiles galactiques Wolf-Rayet afin que les découvertes supplémentaires reçoivent le numéro WR existant le plus proche plus un suffixe numérique dans l'ordre de découverte. Ceci s'applique à toutes les découvertes depuis l'annexe de 2006, bien que certaines d'entre elles aient déjà été nommées sous la nomenclature précédente ; ainsi WR 42e est maintenant numéroté WR 42-1.

Les étoiles Wolf-Rayet dans les galaxies externes sont numérotées selon différents schémas. Dans le Grand Nuage de Magellan , la nomenclature la plus répandue et la plus complète pour les étoiles WR est tirée de « The Fourth Catalog of Population I Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud » préfixé par BAT-99 , par exemple BAT-99 105 . Beaucoup de ces étoiles sont également désignées par leur troisième numéro de catalogue, par exemple Brey 77 . En 2018, 154 étoiles WR sont cataloguées dans le LMC, principalement WN mais comprenant environ vingt-trois WC ainsi que trois de la classe WO extrêmement rare. Beaucoup de ces étoiles sont souvent désignées par leurs numéros RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud), fréquemment abrégés en R, par exemple R136a1 .

Dans le Small Magellanic Cloud SMC, des numéros WR sont utilisés, généralement appelés numéros AB, par exemple AB7 . Il n'y a que douze étoiles WR connues dans le SMC, un nombre très faible qui serait dû à la faible métallicité de cette galaxie.

Propriétés

Les étoiles Wolf-Rayet sont une étape normale dans l'évolution des étoiles très massives, dans lesquelles de fortes et larges raies d'émission d'hélium et d'azote (séquence "WN"), carbone (séquence "WC") et oxygène (séquence "WO") sont visibles. En raison de leurs fortes raies d'émission, ils peuvent être identifiés dans les galaxies proches. Environ 500 Wolf-Rayets sont catalogués dans notre propre galaxie de la Voie lactée . Ce nombre a radicalement changé au cours des dernières années à la suite de relevés photométriques et spectroscopiques dans le proche infrarouge dédiés à la découverte de ce type d'objet dans le plan galactique . On s'attend à ce qu'il y ait moins de 1 000 étoiles WR dans le reste des galaxies du Groupe Local , avec environ 166 connues dans les Nuages ​​de Magellan , 206 dans M33 et 154 dans M31 . En dehors du groupe local, des études de galaxies entières ont trouvé des milliers d'autres étoiles et candidats WR. Par exemple, plus d'un millier d'étoiles WR ont été détectées dans M101, de magnitude 21 à 25. On s'attend à ce que les étoiles WR soient particulièrement fréquentes dans les galaxies starburst et en particulier les galaxies Wolf-Rayet .

Les raies d'émission caractéristiques se forment dans la région étendue et dense du vent à grande vitesse enveloppant la photosphère stellaire très chaude , ce qui produit un flot de rayonnement UV qui provoque une fluorescence dans la région du vent formant des raies. Ce processus d'éjection découvre successivement, d'abord les produits riches en azote de la combustion du cycle CNO de l'hydrogène (étoiles WN), puis la couche riche en carbone due à la combustion de He (étoiles de type WC et WO).

On peut voir que les étoiles WNh sont des objets complètement différents des étoiles WN sans hydrogène. Malgré des spectres similaires, elles sont beaucoup plus massives, beaucoup plus grandes et comptent parmi les étoiles les plus lumineuses connues. Ils ont été détectés dès WN5h dans les nuages ​​de Magellan . L'azote observé dans le spectre des étoiles WNh est toujours le produit de la fusion du cycle CNO dans le noyau, mais il apparaît à la surface des étoiles les plus massives en raison du mélange rotationnel et convectionnel alors qu'il est encore dans la phase de combustion de l'hydrogène du noyau, plutôt qu'après l'enveloppe externe est perdue lors de la fusion du cœur à l'hélium.

Certaines étoiles Wolf-Rayet de la séquence du carbone ("WC"), en particulier celles appartenant aux derniers types, sont remarquables en raison de leur production de poussière . Habituellement, cela se produit sur ceux appartenant à des systèmes binaires comme un produit de la collision des vents stellaires formant la paire, comme c'est le cas du célèbre binaire WR 104 ; Cependant, ce processus se produit également sur les seuls.

Quelques (environ 10%) des étoiles centrales des nébuleuses planétaires sont, malgré leurs masses beaucoup plus faibles (typiquement ~ 0,6 solaire), également de type WR ; c'est-à-dire qu'ils montrent des spectres de raies d'émission avec de larges raies provenant de l'hélium, du carbone et de l'oxygène. Dénotés [WR], ce sont des objets beaucoup plus anciens descendants d'étoiles évoluées de faible masse et sont étroitement liés aux naines blanches , plutôt qu'aux très jeunes et très massives étoiles de la population I qui constituent l'essentiel de la classe WR. Celles-ci sont maintenant généralement exclues de la classe désignée sous le nom d'étoiles Wolf-Rayet, ou appelées étoiles de type Wolf-Rayet.

Metallicité

Le nombre et les propriétés des étoiles Wolf-Rayet varient avec la composition chimique de leurs étoiles progénitrices. L'un des principaux facteurs de cette différence est le taux de perte de masse à différents niveaux de métallicité. Une métallicité plus élevée entraîne une perte de masse élevée, ce qui affecte l'évolution des étoiles massives ainsi que les propriétés des étoiles Wolf-Rayet. Des niveaux plus élevés de perte de masse font que les étoiles perdent leurs couches externes avant qu'un noyau de fer ne se développe et ne s'effondre, de sorte que les supergéantes rouges les plus massives évoluent vers des températures plus chaudes avant d'exploser en supernova, et les étoiles les plus massives ne deviennent jamais des supergéantes rouges. Au stade de Wolf-Rayet, une perte de masse plus élevée conduit à un épuisement plus important des couches à l'extérieur du noyau convectif, à des abondances de surface d'hydrogène plus faibles et à un décapage plus rapide de l'hélium pour produire un spectre WC.

Ces tendances peuvent être observées dans les différentes galaxies du groupe local, où la métallicité varie des niveaux quasi-solaires dans la Voie lactée, un peu plus bas dans M31, plus bas encore dans le Grand Nuage de Magellan, et beaucoup plus bas dans le Petit Nuage de Magellan. De fortes variations de métallicité sont observées à travers les galaxies individuelles, avec M33 et la Voie lactée montrant des métallicités plus élevées plus près du centre, et M31 montrant une métallicité plus élevée dans le disque que dans le halo. Ainsi, le SMC semble avoir peu d'étoiles WR par rapport à son taux de formation stellaire et aucune étoile WC du tout (une étoile a un type spectral WO), la Voie lactée a un nombre à peu près égal d'étoiles WN et WC et un grand nombre total d'étoiles. Les étoiles WR et les autres galaxies principales ont un peu moins d'étoiles WR et plus de types WN que WC. LMC, et en particulier SMC, Wolf-Rayets ont des émissions plus faibles et une tendance à des fractions d'hydrogène atmosphérique plus élevées. Les étoiles SMC WR montrent presque universellement de l'hydrogène et même des raies d'absorption, même dans les premiers types spectraux, en raison de vents plus faibles ne masquant pas entièrement la photosphère.

La masse maximale d'une étoile de la séquence principale qui peut évoluer dans une phase supergéante rouge et de retour à une étoile WNL est calculée comme étant de l' ordre de 20  M _☉ dans la voie lactée, 32  M _☉ dans la LMC, et plus de 50  M _☉ dans le SMC. Les étapes WNE et WC plus évolués ne sont atteints par des étoiles avec une masse initiale de plus de 25  M _☉ à métallicité quasi-solaire, plus de 60  M _☉ dans la LMC. L'évolution normale d'une seule étoile ne devrait pas produire d'étoiles WNE ou WC à la métallicité SMC.

Rotation

Illustration d'artiste d'un disque de gaz autour du WR 122 riche en hydrogène

La perte de masse est influencée par la vitesse de rotation d'une étoile, particulièrement fortement à faible métallicité. Une rotation rapide contribue au mélange des produits de fusion du cœur à travers le reste de l'étoile, améliorant l'abondance en surface des éléments lourds et entraînant une perte de masse. La rotation fait que les étoiles restent sur la séquence principale plus longtemps que les étoiles non tournantes, évoluent plus rapidement en s'éloignant de la phase de supergéante rouge, ou même évoluent directement de la séquence principale vers des températures plus chaudes pour des masses très élevées, une métallicité élevée ou une rotation très rapide.

La perte de masse stellaire produit une perte de moment angulaire et cela freine rapidement la rotation des étoiles massives. Les étoiles très massives à métallicité proche du solaire devraient être freinées presque jusqu'à l'arrêt tout en restant sur la séquence principale, tandis qu'à métallicité SMC, elles peuvent continuer à tourner rapidement même aux masses observées les plus élevées. La rotation rapide des étoiles massives peut expliquer les propriétés et le nombre inattendus des étoiles SMC WR, par exemple leurs températures et luminosités relativement élevées.

Binaires

Les étoiles massives dans les systèmes binaires peuvent se développer en étoiles Wolf-Rayet en raison de l'arrachement par un compagnon plutôt que de la perte de masse inhérente due à un vent stellaire. Ce processus est relativement insensible à la métallicité ou à la rotation des étoiles individuelles et devrait produire un ensemble cohérent d'étoiles WR dans toutes les galaxies du groupe local. En conséquence, la fraction d'étoiles WR produites par le canal binaire, et donc le nombre d'étoiles WR observées comme étant binaires, devrait être plus élevée dans les environnements à faible métallicité. Les calculs suggèrent que la fraction binaire des étoiles WR observées dans le SMC devrait atteindre 98%, bien que moins de la moitié aient en fait un compagnon massif. La fraction binaire dans la Voie lactée est d'environ 20 %, conformément aux calculs théoriques.

Nébuleuses

AB7 produit l'une des nébuleuses à excitation la plus élevée des Nuages ​​de Magellan .

Une proportion importante des étoiles WR sont entourées de nébulosité associée directement à l'étoile, pas seulement la nébulosité de fond normale associée à toute région de formation d'étoile massive, et pas une nébuleuse planétaire formée par une étoile post- AGB . La nébulosité présente une variété de formes et la classification a été difficile. Beaucoup ont été catalogués à l'origine comme des nébuleuses planétaires et parfois seule une étude minutieuse de plusieurs longueurs d'onde peut distinguer une nébuleuse planétaire autour d'une étoile post-AGB de faible masse d'une nébuleuse de forme similaire autour d'une étoile plus massive brûlant de l'hélium.

Galaxies Wolf-Rayet

Une galaxie Wolf-Rayet est un type de galaxie starburst où il existe un nombre suffisant d'étoiles WR pour que leurs spectres de raie d'émission caractéristiques deviennent visibles dans le spectre global de la galaxie. Plus précisément, une large caractéristique d'émission due aux 468,6 nm He  ii et aux raies spectrales proches est la caractéristique déterminante d'une galaxie Wolf-Rayet. La durée de vie relativement courte des étoiles WR signifie que les sursauts d'étoiles dans ces galaxies doivent avoir duré moins d'un million d'années et se produire au cours des derniers millions d'années, sinon l'émission WR serait submergée par un grand nombre d'autres étoiles lumineuses.

Évolution

Les théories sur la formation, le développement et la mort des étoiles WR ont été lentes à se former par rapport à l'explication d'une évolution stellaire moins extrême . Ils sont rares, distants et souvent obscurcis, et même au 21e siècle, de nombreux aspects de leur vie ne sont pas clairs.

Histoire

Bien que les étoiles Wolf-Rayet aient été clairement identifiées comme une classe d'étoiles inhabituelle et distinctive depuis le XIXe siècle, la nature de ces étoiles était incertaine jusqu'à la fin du XXe siècle. Avant les années 1960, même la classification des étoiles WR était très incertaine, et leur nature et leur évolution étaient essentiellement inconnues. L'apparence très similaire des étoiles centrales des nébuleuses planétaires (CSPNe) et des étoiles WR classiques beaucoup plus lumineuses a contribué à l'incertitude.

Vers 1960, la distinction entre CSPNe et les étoiles WR classiques lumineuses massives était plus claire. Des études ont montré qu'il s'agissait de petites étoiles denses entourées d'un vaste matériau circumstellaire, mais il n'est pas encore clair si le matériau a été expulsé de l'étoile ou s'il s'est contracté sur elle. Les abondances inhabituelles d'azote, de carbone et d'oxygène, ainsi que le manque d'hydrogène, ont été reconnus, mais les raisons sont restées obscures. Il a été reconnu que les étoiles WR étaient très jeunes et très rares, mais il était encore possible de débattre pour savoir si elles évoluaient vers ou en dehors de la séquence principale.

Dans les années 1980, les étoiles WR étaient acceptées comme descendantes des étoiles massives OB, bien que leur état évolutif exact par rapport à la séquence principale et aux autres étoiles massives évoluées soit encore inconnu. Les théories selon lesquelles la prépondérance des étoiles WR dans les binaires massifs et leur manque d'hydrogène pourraient être dus à l'élimination gravitationnelle avaient été largement ignorées ou abandonnées. Les étoiles WR étaient proposées comme progéniteurs possibles de supernovae, et en particulier les supernovae de type Ib nouvellement découvertes, dépourvues d'hydrogène mais apparemment associées à de jeunes étoiles massives.

Au début du 21e siècle, les étoiles WR étaient largement acceptées comme des étoiles massives qui avaient épuisé leur noyau d'hydrogène, quitté la séquence principale et expulsé la plupart de leurs atmosphères, laissant derrière elles un petit noyau chaud d'hélium et de produits de fusion plus lourds.

Modèles actuels

WR 31a est entouré d'une nébuleuse à bulles bleues créée par un puissant vent stellaire impactant un matériau expulsé au cours des premiers stades de la vie de l'étoile (Acknowledgement ESA/Hubble & NASA : Judy Schmidt)

La plupart des étoiles WR, du type classique de la population I, sont désormais comprises comme étant une étape naturelle de l'évolution des étoiles les plus massives (sans compter les étoiles centrales des nébuleuses planétaires moins courantes), soit après une période de supergéante rouge, soit après une période comme une supergéante bleue, ou directement à partir des étoiles les plus massives de la séquence principale. Seules les supergéantes rouges de masse inférieure devraient exploser en tant que supernova à ce stade, tandis que les supergéantes rouges plus massives reviennent à des températures plus chaudes à mesure qu'elles expulsent leurs atmosphères. Certains explosent au stade hypergéant jaune ou LBV, mais beaucoup deviennent des stars de Wolf-Rayet. Ils ont perdu ou brûlé la quasi-totalité de leur hydrogène et font maintenant fusionner de l'hélium dans leurs noyaux, ou des éléments plus lourds pendant une très brève période en fin de vie.

Les étoiles massives de la séquence principale créent un noyau très chaud qui fusionne l'hydrogène très rapidement via le processus CNO et entraîne une forte convection dans toute l'étoile. Cela provoque le mélange de l'hélium à la surface, un processus qui est amélioré par la rotation, éventuellement par la rotation différentielle où le noyau est tourné jusqu'à une rotation plus rapide que la surface. De telles étoiles montrent également une augmentation de l'azote à la surface à un très jeune âge, causée par des changements dans les proportions de carbone et d'azote dus au cycle CNO. L'augmentation des éléments lourds dans l'atmosphère, ainsi que l'augmentation de la luminosité, créent de forts vents stellaires qui sont à l'origine des spectres des raies d'émission. Ces étoiles développent un spectre Of, Of* si elles sont suffisamment chaudes, qui se développe en un spectre WNh à mesure que les vents stellaires augmentent encore. Ceci explique la masse et la luminosité élevées des étoiles WNh, qui brûlent encore de l'hydrogène au cœur et ont perdu peu de leur masse initiale. Celles-ci finiront par se développer en supergéantes bleues (LBV?) À mesure que l'hydrogène au cœur s'épuise, ou si le mélange est suffisamment efficace (par exemple par une rotation rapide), elles peuvent progresser directement vers des étoiles WN sans hydrogène.

Les étoiles WR sont susceptibles de mettre fin à leur vie violemment plutôt que de se transformer en naine blanche. Ainsi, chaque étoile avec une masse initiale supérieure à environ 9 fois celle du Soleil entraînerait inévitablement une explosion de supernova, dont beaucoup à partir de l'étage WR.

Une simple progression des étoiles WR des températures basses aux températures chaudes, aboutissant finalement à des étoiles de type WO, n'est pas étayée par l'observation. Les étoiles de type WO sont extrêmement rares et tous les exemples connus sont plus lumineux et plus massifs que les étoiles WC relativement communes. Des théories alternatives suggèrent soit que les étoiles de type WO ne sont formées qu'à partir des étoiles de la séquence principale les plus massives, et/ou qu'elles forment un stade final extrêmement court de quelques milliers d'années avant d'exploser, la phase WC correspondant à la phase de combustion de l'hélium du cœur et la phase WO jusqu'aux étapes de combustion nucléaire au-delà. On ne sait toujours pas si le spectre WO est purement le résultat d'effets d'ionisation à très haute température, reflète une différence d'abondance chimique réelle, ou si les deux effets se produisent à des degrés divers.

Clé:

• O : étoile de la séquence principale de type O
• De : type O évolué montrant une émission de N et He
• BSG : supergéante bleue
• RSG : supergéante rouge
• YHG : hypergéante jaune
• LBV : bleu lumineux variable
• WNh : WN plus lignes hydrogène
• WNL : étoile Wolf-Rayet de classe WN « tardive » (environ WN6 à WN11)
• WNE : étoile Wolf-Rayet de classe WN "précoce" (environ WN2 à WN6)
• WN/WC : transitionnelle (passage de WN à WC) étoile Wolf-Rayet (peut être WN#/WCE ou WC#/WN)
• WC : étoile Wolf-Rayet de classe WC
• WO : étoile Wolf-Rayet de classe WO

Les étoiles Wolf-Rayet se forment à partir d'étoiles massives, bien que les étoiles évoluées de la population I aient perdu la moitié ou plus de leur masse initiale au moment où elles montrent une apparence WR. Par exemple, γ ² Velorum A a actuellement une masse d'environ 9 fois celle du Soleil, mais a commencé avec une masse d'au moins 40 fois celle du Soleil. Les étoiles de grande masse sont très rares, à la fois parce qu'elles se forment moins souvent et parce qu'elles ont une durée de vie courte. Cela signifie que les étoiles Wolf-Rayet elles-mêmes sont extrêmement rares car elles ne se forment qu'à partir des étoiles de la séquence principale les plus massives et parce qu'elles constituent une phase relativement courte dans la vie de ces étoiles. Cela explique aussi pourquoi les supernovae de type Ibc sont moins fréquentes que de type II, puisqu'elles résultent d'étoiles de masse plus élevée.

Les étoiles WNh, spectroscopiquement similaires mais en réalité une étoile beaucoup moins évoluée qui vient tout juste de commencer à expulser son atmosphère, sont une exception et conservent encore une grande partie de leur masse initiale. Les étoiles les plus massives actuellement connues sont toutes les étoiles WNh plutôt que les étoiles de la séquence principale de type O, une situation attendue car ces étoiles montrent de l'hélium et de l'azote à la surface seulement quelques milliers d'années après leur formation, peut-être avant qu'elles ne deviennent visibles à travers l'environnement. nuage de gaz. Une autre explication est que ces étoiles sont si massives qu'elles ne pourraient pas se former comme des étoiles normales de la séquence principale, étant plutôt le résultat de fusions d'étoiles moins extrêmes.

Les difficultés de modélisation des nombres et des types observés d'étoiles Wolf-Rayet à travers l'évolution d'une seule étoile ont conduit à des théories selon lesquelles elles se forment à travers des interactions binaires qui pourraient accélérer la perte des couches externes d'une étoile par échange de masse. WR 122 est un exemple potentiel qui a un disque de gaz plat encerclant l'étoile, de près de 2 000 milliards de kilomètres de large, et peut avoir une étoile compagne qui a dépouillé son enveloppe extérieure.

Supernovae

Il est largement soupçonné que de nombreux progéniteurs de supernova de type Ib et de type Ic sont des étoiles WR, bien qu'aucune identification concluante n'ait été faite d'un tel progéniteur.

Les supernovae de type Ib manquent de raies d'hydrogène dans leur spectre. La supernova de type Ic la plus courante manque à la fois de raies d'hydrogène et d'hélium dans son spectre. Les progéniteurs attendus pour de telles supernovas sont des étoiles massives qui manquent respectivement d'hydrogène dans leurs couches externes, ou manquent à la fois d'hydrogène et d'hélium. Les étoiles WR ne sont que de tels objets. Toutes les étoiles WR manquent d'hydrogène et dans certaines étoiles WR, notamment le groupe WO, l'hélium est également fortement appauvri. Les étoiles WR devraient subir l'effondrement de leur noyau lorsqu'elles ont généré un noyau de fer, et les explosions de supernova résultantes seraient de type Ib ou Ic. Dans certains cas, il est possible que l'effondrement direct du noyau en un trou noir ne produise pas d'explosion visible.

Les étoiles WR sont très lumineuses en raison de leurs températures élevées mais pas visuellement brillantes, en particulier les exemples les plus chauds qui devraient constituer la plupart des progéniteurs de supernova. La théorie suggère que les progéniteurs des supernovae de type Ibc observés à ce jour ne seraient pas assez brillants pour être détectés, bien qu'ils imposent des contraintes sur les propriétés de ces progéniteurs. Une étoile progénitrice possible qui a disparu à l'emplacement de la supernova iPTF13bvn peut être une seule étoile WR, bien que d'autres analyses favorisent un système binaire moins massif avec une étoile dénudée ou une géante à l'hélium. Le seul autre géniteur de supernova WR possible est pour SN 2017ein , et encore une fois, il n'est pas certain que le géniteur soit une seule étoile massive WR ou un système binaire.

Exemples

L'exemple de loin le plus visible d'une étoile Wolf-Rayet est γ ² Velorum (WR 11), qui est une étoile brillante à l'œil nu pour celles situées au sud de 40 degrés de latitude nord , bien que la majeure partie de la lumière provienne d'une géante O7.5. un compagnon. En raison de la nature exotique de son spectre ( raies d'émission lumineuses au lieu de raies d' absorption sombres ), il est surnommé le "Gemme spectrale du ciel austral". La seule autre étoile Wolf-Rayet plus brillante que la magnitude 6 est θ Muscae (WR 48), une étoile triple avec deux compagnons de classe O. Les deux sont des stars des WC. L'"ex" étoile WR WR 79a ( HR 6272 ) est plus brillante que la magnitude 6 mais est maintenant considérée comme une supergéante O8 particulière avec une forte émission. Le prochain plus brillant à une magnitude de 6,4 est WR 22 , un binaire massif avec un primaire WN7h.

L'étoile la plus massive et la plus lumineuse actuellement connue, R136a1 , est également une étoile Wolf-Rayet de type WNh qui fusionne toujours de l'hydrogène dans son noyau. Ce type d'étoile, qui comprend bon nombre des étoiles les plus lumineuses et les plus massives , est très jeune et ne se trouve généralement qu'au centre des amas d'étoiles les plus denses. Occasionnellement, une étoile WNh en fuite telle que VFTS 682 se trouve en dehors de ces amas, ayant probablement été éjectée d'un système multiple ou par interaction avec d'autres étoiles.

Un exemple d'un système d'étoiles triples contenant un binaire Wolf-Rayet est Apep . Il libère d'énormes quantités de poussière de carbone entraînées par leurs vents stellaires extrêmes. Alors que les deux étoiles tournent l'une autour de l'autre, la poussière est enveloppée dans une queue de suie rougeoyante.

Toutes les étoiles non dégénérées les plus chaudes (les plus chaudes) sont des étoiles Wolf-Rayet, dont la plus chaude est WR 102 , qui semble atteindre 210 000 K, suivie de WR 142 dont la température est d'environ 200 000 K. LMC195-1 , situé dans le Grand Nuage de Magellan , devrait avoir une température similaire, mais pour le moment cette température est inconnue.

HD 184738 , également connu sous le nom de Campbell's Star. Il s'agit en fait d'une nébuleuse planétaire et l'étoile centrale est une ancienne étoile de faible masse contrairement à la classe principale des étoiles massives Wolf-Rayet.

Seule une minorité de nébuleuses planétaires possède des étoiles centrales de type WR, mais un nombre considérable de nébuleuses planétaires bien connues en possèdent.

Voir également

• Markarian 50

Les références

Lectures complémentaires

• Tuthill, Peter G.; Monnier, John D. ; Danchi, William C. ; Turner, Nils H. (2003). « Imagerie proche infrarouge à haute résolution des environnements WCd (+ OB) : Pinwheels ». Actes du 212e Symposium de l'Union internationale d'astronomie . 212 . p. 121. bibcode : 2003IAUS..212..121T .
• Monnier, JD ; Tuthill, PG ; Danchi, WC (1999). "Nébuleuse du Moulinet autour de WR 98[CLC]a[/CLC]". Le Journal d'Astrophysique . 525 (2) : L97–L100. arXiv : astro-ph/9909282 . Bibcode : 1999ApJ ... 525L..97M . doi : 10.1086/312352 . PMID  10525463 . S2CID  2811347 .
• Dougherty, SM; Beasley, AJ; Claussen, MJ; Zauderer, BA ; Bolingbroke, New Jersey (2005). « Observations radio à haute résolution du binaire de collision-vent WR 140 ». Le Journal d'Astrophysique . 623 (1) : 447-459. arXiv : astro-ph/0501391 . Bibcode : 2005ApJ ... 623..447D . doi : 10.1086/428494 . S2CID  17035675 .

Liens externes

• L'histoire tordue de Wolf-Rayet 104
• La page de Perry Berlind sur les classifications spectrales Wolf-Rayet
• Catalogue en ligne des étoiles galactiques Wolf-Rayet
• Les grandes vieilles stars ne meurent pas seules (NASA)
• Hubble observe méchant 1