Astronomia

Wolf-Rayet: como os ventos despem estrelas massivas e o que isso muda nas supernovas Ib e Ic

Publicado em 12/10/2026 · Última alteração em 12/10/2026

Assuntos: Estrelas

Estrelas que nascem com mais de cerca de 25 massas solares (metalicidade solar) podem perder as camadas externas em ventos densos e expor o interior, onde o hidrogênio já foi consumido: são as Wolf-Rayet. Se explodirem assim, a supernova sai sem hidrogênio (tipo Ib) ou também sem hélio (tipo Ic). A ligação é provável, mas nas revisões de 2007 e 2015 nenhuma progenitora estava confirmada como Wolf-Rayet: companheiras em binárias também despem estrelas.

Massa solar (M☉) é a massa do Sol. Estrelas muito massivas vivem poucos milhões de anos e, enquanto vivem, sopram ventos: fluxos de gás que saem da superfície. Nas Wolf-Rayet, o vento é cerca de dez vezes mais denso que o de uma estrela O comum, e o gás em expansão é tão espesso que as linhas do espectro aparecem em emissão, largas, e não em absorção. Esse gás vem de camadas já processadas pela fusão nuclear: nas WN predominam hélio e nitrogênio (hidrogênio queimado pelo ciclo CNO); nas WC, a fusão do hélio. A metalicidade, a fração da massa em elementos mais pesados que o hélio, regula a força do vento. As supernovas Ib e Ic são explosões de colapso de núcleo sem hidrogênio (Ib) ou sem hidrogênio e hélio (Ic).

Uma estrela que já jogou fora dez Sóis

A WR 124, a cerca de 15 000 anos-luz, na constelação da Flecha (Sagitta), já lançou o equivalente a 10 massas solares de material, segundo a ESA/Webb. O gás esfria ao se afastar e forma poeira cósmica, que o Webb detecta no infravermelho.

O que o vento arranca e o que fica à vista

Nas Wolf-Rayet, o vento é tão denso que remove camadas inteiras. Nas WN, a superfície mostra o que sobrou da fusão do hidrogênio pelo ciclo CNO, com hélio e nitrogênio; nas WC, o que a fusão do hélio produziu, como carbono e oxigênio. A hipótese de que essa composição anômala vinha de material processado nuclearmente é de 1943, mas só se firmou de modo geral nos anos 1990. As taxas medidas em WN da Via Láctea vão de 10^-5,6 a 10^-4,4 massa solar por ano, cerca de 2,5 a 40 milionésimos (cálculo nosso).

Metalicidade e massa decidem quem fica nu

O vento fica mais fraco quando há menos elementos pesados. Em WN com hidrogênio, a taxa na Pequena Nuvem de Magalhães, com 1/5 da metalicidade solar, é 0,4 dex menor (fator de cerca de 2,5, cálculo nosso) que na Via Láctea, o que sugere dM/dt ∝ Z^m, com m ≈ 0,8 ± 0,2. Em modelos de estrela única, Ib e Ic pedem metalicidade e massa altas; no valor solar, o limite citado é de cerca de 34 massas solares sem rotação. Os 25 massas solares para formar uma WR e os 34 para uma Ib/c vêm de modelos diferentes e não são o mesmo número.

Como sabemos quanto a estrela perdeu

O vento não é medido diretamente; é inferido. Em rádio, o gás do vento produz um excesso de emissão livre-livre que depende da taxa de perda de massa, da velocidade terminal e da distância. No óptico e no infravermelho, a intensidade das linhas de emissão cresce com o quadrado da densidade, de modo que um vento cerca de 10 vezes mais denso que o de uma supergigante O já gera um espectro Wolf-Rayet. O limite: o vento é grumoso. Corrigir isso reduz as taxas por um fator de 2 a 4, e os modelos ainda supõem simetria esférica e estrutura simplificada.

O que muda na explosão

Sem o envelope de hidrogênio, a supernova muda de assinatura. Nas supernovas II comuns, o hidrogênio define grande parte do espectro e da curva de luz; nas Ib e Ic, segundo os modelos de Heger e colaboradores, a curva de luz passa a depender de forma sensível da massa do núcleo de hélio. As Ib não mostram hidrogênio e as Ic não mostram hidrogênio nem hélio, e daí vem a ideia de que WN e WC, estrelas cujas superfícies já são assim, sejam as progenitoras. É uma expectativa, não uma observação.

Como se testa o elo e por que ainda é aberto

Há duas rotas para uma Ib/c: a estrela única despida pelo vento ou uma estrela de menor massa despida por um companheiro. Em 12 supernovas Ibc estudadas em imagens anteriores à explosão, nenhuma progenitora foi detectada; se fossem WR como as da Grande Nuvem, a chance seria de 16%. A taxa de Ibc é cerca de duas vezes maior que a de WR únicas, o que favorece binárias. No caso de PTF13bvn, uma WR única não pode ser descartada, mas um binário se ajusta melhor.

Como sabemos

Mecanismo e composição são bem estabelecidos nas revisões abertas; a origem das Ib/c e as escalas de perda de massa seguem em debate, e duas das quatro fontes têm de 2003 a 2007.

Em debate: Revisões de 2007 e 2015 apontam que a ligação direta entre WR únicas e Ib/c não foi demonstrada. Argumentos de taxa favorecem binárias como principal rota, mas a observação de progenitoras, como a de PTF13bvn, ainda admite os dois cenários.

• Evidência forte: Estrelas Wolf-Rayet (WR) têm tipicamente 10–25 massas solares, descendem de estrelas do tipo O e passam cerca de 10% de uma vida de cerca de 5 milhões de anos nessa fase; em metalicidade solar, a massa inicial mínima para uma estrela virar WR é de cerca de 25 massas solares. [1] Seção 1, Introdução
  Contexto: Revisão de 2007, baseada em WR da Via Láctea e de galáxias próximas e em modelos de evolução estelar. · Limitações: Valores de 2007; para estrelas em sistemas binários próximos não há limite inferior de massa tão firme (a mesma revisão). · Estimativas de revisão; o limite de 25 massas solares vale para estrela única em metalicidade solar. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: Nas WN a superfície mostra produtos da fusão do hidrogênio pelo ciclo CNO, e nas WC, produtos da fusão do hélio (triplo-alfa); a ideia de que a composição anômala vinha de material processado nuclearmente foi sugerida em 1943 e só se firmou de modo geral na última década do século XX. [1] Seção 1, Introdução
  Contexto: Classificação espectral das WR: WN (nitrogênio) e WC (carbono). · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Consenso científico: O vento das WR é tipicamente uma ordem de grandeza mais denso que o das estrelas O massivas, e as linhas de emissão largas dos espectros das WR se devem a esses ventos. [1] Seção 1, Introdução
  Contexto: WR da Via Láctea e de galáxias próximas. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Estimativa: Taxas de perda de massa derivadas de espectros, para WN da Via Láctea, vão de 10^-5,6 a 10^-4,4 massa solar por ano; para WC, de 10^-5,0 a 10^-4,4. [1] Seção 4.3
  Contexto: Amostra de WR da Via Láctea, taxas corrigidas para vento grumoso. · Limitações: O texto original escreve os expoentes em sobrescrito; a extração em texto os mostra na linha (10−5.6). A conversão para milionésimos de massa solar por ano (cerca de 2,5 a 40) é cálculo nosso: 10^-5,6 ≈ 2,5×10^-6 e 10^-4,4 ≈ 4×10^-5. · Valores inferidos por modelos de atmosfera; dependem das hipóteses sobre o vento. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A perda de massa das WR é inferida do excesso de emissão de rádio e das linhas de emissão (cuja intensidade cresce com o quadrado da densidade); como o vento é grumoso, as taxas globais caem por um fator de cerca de 2 a 4 em relação a modelos homogêneos. [1] Seção 4.3
  Contexto: Método aplicado a WR da Via Láctea; a revisão reconhece que as técnicas de estimar grumos são imprecisas por causa da mistura de linhas. · Limitações: Os modelos supõem vento esférico e estrutura grumosa simplificada; a revisão lista isso como questão a resolver. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A taxa de perda de massa depende da metalicidade: para WN com hidrogênio, a taxa na Pequena Nuvem de Magalhães (1/5 da metalicidade solar) é 0,4 dex menor que a de estrelas equivalentes na Via Láctea e na Grande Nuvem, o que sugere dM/dt ∝ Z^m, com m ≈ 0,8 ± 0,2; em modelos, estrelas de baixa metalicidade perdem menos massa. [1] Seção 4.4.1 [2] Seção 2.2
  Contexto: Amostras de WN em três galáxias (Via Láctea, Grande e Pequena Nuvens de Magalhães); modelos de estrela única de 9 a 300 massas solares. · Limitações: O expoente vem de poucos objetos e com grande dispersão (a revisão aponta dispersão substancial); 0,4 dex equivale a um fator de cerca de 2,5, cálculo nosso (10^0,4). · Dependência empírica de poucas estrelas; a revisão também discute casos em que a diferença é pequena ou ausente. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Segundo modelos de estrela única, o tipo de explosão e o remanescente dependem principalmente das massas do núcleo de hélio e do envelope de hidrogênio no momento da morte, e nas estrelas únicas só os ventos removem massa, em função sobretudo da metalicidade. [2] Resumo
  Contexto: Modelos de 9 a 300 massas solares, sem rotação, sem companheira. · Limitações: Os próprios autores escrevem que nenhum par de grupos concorda em detalhe sobre a evolução final de uma estrela massiva e que a escala da perda de massa com a metalicidade é muito debatida. · Resultado de modelos, não de observação. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Em modelos de estrela única, tanto metalicidade alta quanto massa inicial alta são necessárias para produzir supernovas Ib/c; para metalicidade solar e sem rotação, o limite citado é de cerca de 34 massas solares. [2] Seção 4.2
  Contexto: Modelos sem rotação; o valor de 34 massas solares é atribuído por Heger et al. a Woosley et al. (2002). · Limitações: É um limite de grade de modelos, diferente do limite de ~25 massas solares para formar uma WR (f1); os números não devem ser tratados como a mesma coisa. · Resultado de modelos, sensível às hipóteses de perda de massa e de rotação. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Nas supernovas Ib e Ic, em que todo o envelope de hidrogênio foi removido, as curvas de luz dependem de forma sensível da massa do núcleo de hélio, ao contrário das supernovas II comuns. [2] Seção 2.1
  Contexto: Modelos de estrela única. · Resultado de modelos. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Hipótese: As WN e as WC são progenitoras prováveis de (ao menos algumas) supernovas Ib e Ic, respectivamente, porque nelas faltam hidrogênio (Ib) e hidrogênio e hélio (Ic); a ligação direta entre WR únicas e Ib/c não está demonstrada empiricamente, e binárias de menor massa são progenitoras alternativas. [1] Seção 6.3
  Contexto: Estado do conhecimento em 2007. · Limitações: A mesma seção estima que seriam necessárias observações de pelo menos cerca de 10 mil WR para firmar a ligação em poucos anos, porque as WR duram algumas centenas de milhares de anos (expoentes lidos do texto extraído). · Provável pela composição, mas sem demonstração direta; revisões posteriores (f3) mantêm a dúvida. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: Numa busca de progenitoras de 12 supernovas Ibc em imagens anteriores à explosão (Eldridge et al., 2013), nenhuma progenitora foi detectada; se as WR da Grande Nuvem de Magalhães fossem progenitoras diretas, a probabilidade de não achar nenhuma seria de 16%, e cerca de 12% com duas supernovas a mais. [3] Seção 2.3
  Contexto: Supernovas Ibc próximas, de 1998 a 2012; Smartt resume o trabalho de Eldridge et al. · Limitações: Fonte de segunda mão para o estudo de Eldridge et al. (lido por meio da revisão de Smartt); as WR e as estrelas despidas em binárias têm cores e brilhos diversos, o que dificulta o ajuste quantitativo. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Evidência forte: A taxa de supernovas Ibc (26% das de colapso de núcleo) é cerca de duas vezes maior que a esperada só de WR únicas, e a revisão de Smartt conclui que binárias provavelmente produzem a maior parte, se não todas, das progenitoras de Ibc. [3] Seção 2.3
  Contexto: Supernovas dentro de 28 Mpc; o argumento da taxa vem de Smith et al. (2011) e Eldridge et al. (2013), relatados por Smartt. · Limitações: Conclusão da revisão de Smartt (2015), não consenso formal; depende da função de massa inicial e da fração de binárias que interagem. · Argumento estatístico indireto. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Teoria científica: Segundo a revisão de Smartt, estrelas únicas abaixo de cerca de 25–30 massas solares não têm ventos fortes o bastante, sozinhos, para expor os núcleos de hélio e de carbono-oxigênio; por isso estrelas de menor massa em binárias são a segunda rota para as Ibc. [3] Seção 2.3
  Contexto: Teoria de evolução estelar, resumida pela revisão. · Resultado de modelos. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Em debate: No caso da supernova Ib PTF13bvn, a estrela detectada em imagens do Hubble antes da explosão pode ser explicada tanto por uma WR única (modelo de Groh et al.) quanto, melhor, por um sistema binário (Bersten et al.; Eldridge et al.); uma WR única não pode ser descartada. [3] Seção 2.3.1
  Contexto: Um único objeto, a 22 Mpc, na galáxia NGC 5806. · Limitações: Fonte de segunda mão para os estudos originais; a posição da estrela em relação à supernova está dentro da incerteza do alinhamento. · Divergência de interpretação publicada entre modelos de WR única e de binária. · Conferida na fonte (texto integral), conferência automatizada
• Fato estabelecido: A WR 124 está a cerca de 15 000 anos-luz, na constelação Sagitta, e já lançou o equivalente a 10 massas solares de material; nem todas as estrelas massivas passam por uma breve fase Wolf-Rayet antes da supernova. [4] Texto do comunicado
  Contexto: Observação do Webb divulgada em 14 de março de 2023. · Limitações: Página de divulgação institucional; a massa perdida é estimativa citada pelo comunicado, sem o método detalhado. · Conferida na fonte (página institucional), conferência automatizada

Fontes

1. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (versão arXiv), Universidade de Sheffield — Physical Properties of Wolf-Rayet Stars
   Crowther, P. A. · 2007 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026
2. The Astrophysical Journal (versão arXiv) — How Massive Single Stars End their Life
   Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. · 2003 · Artigo científico original · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026
3. Publications of the Astronomical Society of Australia (versão arXiv), Queen’s University Belfast — Observational constraints on the progenitors of core-collapse supernovae: the case for missing high mass stars
   Smartt, S. J. · 2015 · Revisão ou síntese científica · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026
4. ESA/Webb — Webb Telescope Captures Rarely Seen Prelude to Supernova (WR 124)
   ESA/Webb; NASA, ESA, CSA, STScI · 2023-03-14 · Divulgação científica · lida na íntegra · consultada em 12/10/2026

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