b'\n_START_ARTICLE_\nStella di Wolf-Rayet\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle di Wolf-Rayet (spesso abbreviato in stelle WR) sono stelle massicce (almeno 20\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99 alla loro nascita) molto evolute, che perdono massa a ritmi elevati per mezzo di venti stellari molto intensi e veloci (fino a oltre 2 000\xc2\xa0km/s). Le stelle di Wolf-Rayet perdono generalmente 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb5 M\xe2\x98\x89 ogni anno, un miliardo di volte la massa persa dal Sole ogni anno. Una tale perdita di massa causa l\'espulsione del guscio di idrogeno che avvolge la stella scoprendo il nucleo di elio, che ha temperature molto elevate. Di conseguenza le WR sono molto calde con temperature superficiali comprese fra 30\xc2\xa0000\xc2\xa0K e 200\xc2\xa0000\xc2\xa0K. Si tratta di stelle molto luminose, con una luminosit\xc3\xa0 compresa fra centinaia di migliaia e milioni di volte quella del Sole, sebbene nella banda del visibile non siano eccezionalmente luminose in quanto la maggior parte della radiazione viene emessa sotto forma di raggi ultravioletti e perfino di raggi X molli._NEWLINE_Le stelle visibili a occhio nudo \xce\xb3 Velorum e \xce\xb8 Muscae sono Wolf-Rayet, cos\xc3\xac come lo \xc3\xa8 la stella pi\xc3\xb9 massiccia attualmente conosciuta, R136a1 nella Nebulosa Tarantola.\n_START_SECTION_\nNomenclatura\n_START_PARAGRAPH_\nLe prime tre WR identificate, casualmente aventi tutte e tre una compagna di tipo O, erano gi\xc3\xa0 presenti nel catalogo HD. Inizialmente, bench\xc3\xa9 fossero riconosciute come WR, non fu creata alcuna nomenclatura specifica per tali stelle, che continuarono a essere nominate mediante le loro sigle preesistenti. I primi tre cataloghi contenenti WR non erano specificatamente dedicati a esse e contenevano anche altri tipi di stelle. Nel 1962 fu creato uno specifico catalogo per le WR in cui esse erano numerate progressivamente in ordine di ascensione retta. Un secondo catalogo (il quinto, se si contano anche i primi tre non dedicati), pubblicato nel 1968, utilizzava gli stessi numeri del catalogo precedente con il prefisso MR (dall\'autore del primo catalogo, Morton Roberts) pi\xc3\xb9 una sequenza addizionale di numeri con il prefisso LS per le nuove stelle scoperte (dall\'autore del catalogo, Lindsey Smith). Nessuno di questi schemi di numerazione \xc3\xa8 ancora in uso. Un terzo catalogo dedicato alle Wolf-Rayet, risalente al 1981, introdusse la sigla WR seguita da un numero, che \xc3\xa8 la nomenclatura accettata ancora oggi. Esso numerava le stelle di Wolf-Rayet dalla WR 1 alla WR 158 in ordine di ascensione retta. Il quarto catalogo (il settimo, se si contano i primi tre) e le sue espansioni, pubblicato a partire dal 2001, ha mantenuto la stessa sequenza del catalogo precedente, inserendo le nuove WR scoperte mediante suffissi costituiti da lettere latine minuscole, ad esempio WR 102ka. Alcune indagini moderne condotte su ampie porzioni di cielo utilizzano propri schemi di numerazione per le nuove WR scoperte._NEWLINE_Le WR nelle galassie diverse dalla Via Lattea sono numerate secondo schemi differenti. Per quanto riguarda la Grande Nube di Magellano, la nomenclatura pi\xc3\xb9 diffusa e completa \xc3\xa8 quella del "Quarto Catalogo delle stelle Wolf-Rayet di popolazione I nella Grande Nube di Magellano" (1999), in cui il numero della stella \xc3\xa8 prefissato da BAT-99, ad esempio BAT-99 105. Molte WR di questa galassia sono elencate nel terzo catalogo con il prefisso "Brey", ad esempio Brey 77. Infine, viene usata anche una terza nomenclatura, che utilizza i numeri del RMC (Radcliffe observatory Magellanic Cloud), a volte abbreviato semplicemente con R, come in R136a1._NEWLINE_Per le WR della Piccola Nube di Magellano viene utilizzato il catalogo di Azzopardi e Breysacher del 1979 e quindi i numeri vengono prefissati da AB, come ad esempio in AB7.\n_START_SECTION_\nEvoluzione\n_START_PARAGRAPH_\nLe WR sono stelle distanti, rare e spesso oscurate da polveri e gas. Sono pertanto difficili da studiare e le teorie circa la loro evoluzione sono state formulate pi\xc3\xb9 tardi rispetto alle teorie riguardanti l\'evoluzione di stelle meno estreme. Tuttora molti aspetti rimangono non chiari.\n_START_SECTION_\nPrime ipotesi\n_START_PARAGRAPH_\nNel corso degli anni sessanta e anni settanta alcuni astronomi, fra cui Rublev (1965) e Conti (1976), ipotizzarono che le stelle di tipo WR discendessero da massicce stelle di classe O, in cui i forti venti stellari caratteristici delle stelle estremamente luminose avessero espulso gli strati superficiali ricchi di idrogeno. Questa idea si \xc3\xa8 rivelata essenzialmente corretta, sebbene i processi che portano dalle stelle di tipo O alle WR si siano rivelati molto complessi._NEWLINE_I primi modelli di evoluzione stellare non erano compatibili con questo quadro in quanto prevedevano che le stelle massicce non evolvessero in WR ma in supergiganti rosse. Anzich\xc3\xa9 aumentare la loro temperatura superficiale, quindi, esse avrebbero dovuto diminuirla. Secondo tali modelli, le supergiganti rosse sono solo di poco pi\xc3\xb9 luminose delle stelle di tipo O da cui si sono evolute e diventano sempre pi\xc3\xb9 instabili mano a mano che i loro nuclei incrementano la loro temperatura e che le loro atmosfere si estendono. I processi di fusione interni ai loro nuclei le portano a produrre elementi chimici sempre pi\xc3\xb9 pesanti fino a che esse non esplodono in supernovae, non diventando mai quindi delle WR._NEWLINE_I modelli successivi, pi\xc3\xb9 accurati, mostrarono che c\'\xc3\xa8 un limite superiore alla luminosit\xc3\xa0 delle stelle, oltrepassato il quale la stella perde rapidamente massa. Di conseguenza le stelle sufficientemente massicce non diventano mai delle supergiganti rosse, ma rimangono delle supergiganti blu espellendo grandi quantitativi di massa tramite venti stellari intensissimi. Esse possono quindi diventare delle WR se le loro atmosfere ricche di idrogeno vengono completamente espulse. Sono pertanto stelle che diventano tanto pi\xc3\xb9 piccole e pi\xc3\xb9 calde quanto pi\xc3\xb9 perdono i loro strati esterni.\n_START_SECTION_\nIpotesi attuali\n_START_PARAGRAPH_\nSi ritiene attualmente che la maggior parte delle WR sia la naturale evoluzione delle stelle pi\xc3\xb9 massicce esistenti o dopo essere passate per la fase di supergigante rossa o dopo quella di supergigante blu o direttamente dopo avere terminato la fase di sequenza principale. I modelli attuali predicono che le supergiganti rosse discendenti da stelle con una massa iniziale inferiore a 20\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99 esplodano in supernovae di tipo II, cio\xc3\xa8 supernovae che presentano nei loro spettri le linee dell\'idrogeno. Le loro progenitrici non hanno quindi perso gli strati superiori ricchi di questo elemento. Invece, le supergiganti rosse discendenti da stelle di massa compresa fra le 20 e le 45\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99, a causa dei loro intensi venti stellari, espellono le loro atmosfere e perdono il loro strato superficiale di idrogeno. Alcune di loro possono esplodere in supernovae dopo essere ridiventate delle supergiganti gialle, ma altre possono diventare ancora pi\xc3\xb9 calde ed evolvere in WR._NEWLINE_Le stelle di sequenza principale ancora pi\xc3\xb9 massicce (con massa iniziale superiore a 45\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99) sviluppano nuclei convettivi estremamente caldi e massicci che mescolano i prodotti del ciclo CNO nell\'intera stella. Il rimescolamento pu\xc3\xb2 essere accentuato dalla rotazione della stella, che spesso si manifesta sotto forma di rotazione differenziale, dove il nucleo ruota a una velocit\xc3\xa0 maggiore rispetto alla superficie. Dato il rimescolamento degli elementi, queste stelle esibiscono la presenza dell\'azoto in superficie fin da giovane et\xc3\xa0. Questa particolarit\xc3\xa0 viene segnalata assegnandole alla classe Of o Of*, ove "f" indica la presenza delle linee dell\'azoto. Con l\'aumentare dell\'azoto in superficie esse evolvono in stelle di classe WNh, cio\xc3\xa8 stelle di tipo WN che contengono ancora quantit\xc3\xa0 di idrogeno (h) in superficie. Uscendo dalla sequenza principale queste massicce stelle evolvono ulteriormente o in stelle LBV oppure, se il mescolamento degli elementi dovuto alla rapida rotazione, \xc3\xa8 stato sufficientemente efficiente, direttamente in stelle WN, con assenza di idrogeno in superficie. Secondo un modello alternativo, le fasi WNh e LBV sarebbero invertite e la fase LBV corrisponderebbe all\'ultimo stadio di fusione dell\'idrogeno nel nucleo, mentre la fase WNh agli primi stadi del processo di fusione dell\'elio nel nucleo. In ogni caso, queste stelle particolarmente massicce non passano mai attraverso lo stadio di supergigante rossa a causa delle cospicue perdite di massa dovute ai loro intensi venti stellari e al rimescolamento degli elementi dovuto alla loro rapida rotazione._NEWLINE_Le stelle WNh sono stelle spettroscopicamente simili alle WR, ma meno evolute in quanto hanno appena incominciato a espellere le loro atmosfere e quindi sono ancora molto massicce. Le stelle pi\xc3\xb9 massicce conosciute sono di tipo WNh piuttosto che di tipo O, il che non \xc3\xa8 inaspettato dato che stelle cos\xc3\xac massicce rimangono nella sequenza principale per poche centinaia di migliaia di anni dopo la loro formazione. Una spiegazione alternativa \xc3\xa8 che stelle cos\xc3\xac massicce non possono formarsi come stelle di sequenza principale ma solo attraverso la fusione di due stelle meno estreme._NEWLINE_Lo statuto delle stelle WO non \xc3\xa8 molto chiaro. Esse sono estremamente rare e tutti gli esempi noti sono pi\xc3\xb9 massicci e pi\xc3\xb9 luminosi delle pi\xc3\xb9 comuni stelle di tipo WC. Quindi i dati non supportano l\'ipotesi che le stelle WO siano il normale stadio di evoluzione successivo a quello delle pi\xc3\xb9 comuni stelle WC. \xc3\x88 stato ipotizzato che le stelle WO si formino solo a partire dalle stelle di sequenza principale pi\xc3\xb9 massicce oppure che corrispondano a una fase estremamente breve, della durata di poche centinaia di migliaia di anni immediatamente prima delle loro esplosione in supernovae, ove le stelle WC corrisponderebbero alla fase della fusione dell\'elio nel nucleo, mentre quelle WO corrisponderebbero alle fasi di fusione successive_NEWLINE_Sebbene le WR evolvano da stelle eccezionalmente massicce, esse non hanno masse elevatissime perch\xc3\xa9 si formano in seguito perdita degli strati superficiali della stella. Per esempio, \xce\xb3\xc2\xb2 Velorum A si \xc3\xa8 formata da una stella avente una massa iniziale di 40\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99, ma ha attualmente una massa di 9\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99._NEWLINE_Poich\xc3\xa9 le WR si formano da stelle molto massicce e poich\xc3\xa9 le stelle molto massicce sono molto rare sia perch\xc3\xa9 si formano meno spesso delle stelle meno massicce, sia perch\xc3\xa9 hanno esistenze relativamente brevi, anche le WR sono stelle molto rare.\n_START_SECTION_\nEsempi notevoli\n_START_PARAGRAPH_\nLa WR pi\xc3\xb9 luminosa vista dalla Terra \xc3\xa8 Gamma\xc2\xb2 Velorum, la stella pi\xc3\xb9 brillante della costellazione delle Vele. Ha una magnitudine apparente di 1,83 ed \xc3\xa8 visibile solo a coloro che si trovano pi\xc3\xb9 a sud del 40\xc2\xb0\xc2\xa0parallelo\xc2\xa0N. Si tratta in realt\xc3\xa0 di un sistema multiplo nel quale le due componenti principali sono una WR di classe spettrale WC8 e una supergigante blu di classe O7,5. Il sistema dista circa 850\xc2\xa0al: si tratta probabilmente della WR pi\xc3\xb9 vicina alla Terra._NEWLINE_La seconda WR pi\xc3\xb9 brillante vista dalla Terra \xc3\xa8 \xce\xb8 Muscae, una stella di magnitudine 5,53, visibile solo pi\xc3\xb9 a sud del tropico del Cancro. Si tratta anche in questo caso di un sistema multiplo nel quale una WR di classe WC5 \xc3\xa8 accompagnata da altre stelle massicce. Dista circa 7\xc2\xa0500\xc2\xa0al._NEWLINE_Alcune delle stelle pi\xc3\xb9 massicce conosciute sono delle WR, in particolare della classe WNh. Fra queste vi \xc3\xa8 anche R136a1, una stella visibile nella costellazione del Dorado e appartenente alla Grande Nube di Magellano, che \xc3\xa8 considerata la stella pi\xc3\xb9 massiccia attualmente conosciuta, con una massa stimata di circa 270\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99._NEWLINE_Un altro esempio notevole di WR \xc3\xa8 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.'