沃尔夫–拉叶星

title: 观测历史.
content: 1867年法国天文学家夏尔·沃尔夫和若尔日·拉叶使用巴黎天文台口径40公分的傅科望远镜观测天鹅座内的三颗恒星(今日编号为HD 191765、HD 192103和HD 192641),分析光谱时发现这三颗恒星的连续光谱内有宽波段发射线。大多数恒星的光谱所见都是因为化学元素吸收特定波长光线所形成的吸收带,光谱中有发射线的恒星相当稀少,因此这三颗恒星被认为是不寻常的天体。  沃尔夫–拉叶星光谱中发射线存在的原因在发现后数十年间一直无解。爱德华·皮克林提出这些谱线是由位在特殊量子态的氢所发射,并且皮克林提出的「皮克林系」谱线类似半整数量子数被取代的巴耳末系。之后发现这些谱线是由1868年发现的元素氦所发射。  1929年时,沃尔夫–拉叶星的宽发射线确认是多普勒增宽造成,并且确认在该型星周围的气体运动速度在视线方向上必须达到 300–2400 km/s。天文学家因此得到结论,沃尔夫–拉叶星正持续不断将气体喷入太空,并且在恒星周围产生扩张中的星云状包覆层。而气体因为辐射压造成其高速运动。  除了氦以外,沃尔夫–拉叶星内的光谱内还确认了碳、氧和氮的发射线存在。1938年,国际天文联会将沃尔夫–拉叶星的光谱类型定为 WN 和 WC,前者代表氮的发射线比例较高,后者则是碳的发射线。
title: 特征.
content: 沃尔夫–拉叶星是超大质量恒星演化过程中的正常阶段,其发射谱线中有强烈和宽阔的氦和氮的光谱线(WN 系列)或者氦、碳和氧的光谱线(WC 系列)。凭着明显的特征光谱线,邻近星系里的沃尔夫–拉叶星都能够被确认出来。  银河系内大约有500颗沃尔夫–拉叶星。这个数字在数年前有极大的变化,这是因为天文学界致力于在近红外波段下对银河平面区域进行测光和光谱巡天观测的结果。此外,大麦哲伦星系内已经发现大概100颗,而小麦哲伦星系只有12颗被确认。本星系群内的星系中也发现了更多沃尔夫–拉叶星,例如 M33 中有206颗,M31 中则有154颗。  Rublev(1965年)和 Conti(1976)等数码天文学家起初提出沃尔夫–拉叶星是大质量O型星因为光度极大并具有强烈恒星风,造成其未经核融合反应的外层的氢被喷离恒星后形成。  沃尔夫–拉叶星光谱内的特殊发射线形成于包覆在超高温光球之外的大范围且紧密的高速恒星风区域。这个区域会产生大量的紫外线辐射,并产生荧光反应。这个将气体喷出的过程将恒星外层逐渐剥离;首先剥离是是未曾聚变的氢/氦外层;接着是碳氮氧循环中产生的富含氮区域被剥离(光谱 WN,此时C、O聚集在更核心区域),接着是3氦过程产生的富含碳区域(光谱 WC 和 WO)。部分天文学家认为光谱 WO 的沃尔夫–拉叶星是碳聚变产生的富含氧外层剥离状态。一般相信大多数的沃尔夫–拉叶星最终会以Ib和Ic超新星结束生命。不过有一群沃尔夫–拉叶星仍有强烈氢谱线,代表仍有含氢的外层。这群的光谱类型是 WNh 和 WNha,两者的氢外层仍未被完全剥离。  部分沃尔夫–拉叶星是在碳外层正被剥离的状态(光谱 WC),尤其是在最晚期的阶段,并且在这个阶段产生了大量尘埃。这个现象通常在联星系统中成员星的恒星风互相撞击时发生,其中一个著名例子就是 WR104。不过这个过程也可以在单一恒星的环境下发生。  少数(约10%)在行星状星云中间的恒星尽管质量远低于太阳(约太阳的0.6倍),它们的光谱观测结果却类似沃尔夫–拉叶星,也就是它们的光谱内有宽的氦、碳、氧发射线。不过行星状星云内的这类恒星是相当低质量恒星演化后即将成为白矮星的年老天体,而非极为年轻和极大质量的沃尔夫–拉叶星。
title: 演化.
content: 沃尔夫–拉叶星现在被认为是大质量恒星演化过程中的其中一个状态(不含较少见的行星状星云内的中央星)。低金属量恒星不会形成沃尔夫–拉叶星,而是形成不稳定对或光致蜕变超新星;这是因为它们不会损失大量质量。以下表格列出了非高速自转状态下不同质量单一恒星的演化过程。超高自转速度的恒星或联星系统成员星可能会因为质量损失速度较快而跳过部分过程。下表中质量较低恒星会在演化成沃尔夫–拉叶星以前即成为超新星。  缩写说明: 质量较高的恒星是很少见的,因为它们形成数量较少,且寿命很短。这代表沃尔夫–拉叶星非常稀有,因为只有极大质量主序星才会演化到这个阶段;而大质量恒星最常成为 II-P 型超新星。虽然沃尔夫–拉叶星形成自极大质量恒星,但在流失外层以后剩余质量只相当于一般大质量恒星;例如船帆座γA现在的质量为太阳9倍,但它的原始质量大约是太阳的40倍。一个特例是光谱类型 WNh 的恒星,这类恒星在光谱上类似沃尔夫–拉叶星,但经历了较少演化阶段,只是正开始将其外层气体喷出。目前已知极高质量的恒星都是 WNh 型星,而非O型主序星,因为预期的状况中超大质量的恒星在形成数万年后就会离开主序星阶段成为 WNh 型星。  沃尔夫–拉叶星如果在死亡前没有明显损失质量的话(坍缩前最终质量超过40个太阳),核心可能会直接塌缩成黑洞,吞噬周围原来的恒星物质。这被认为是形成长期伽马射线暴的原因。超大质量的(约120个太阳质量以上),则有可能演化为一颗极超新星,它们的核心尚未来得及形成铁核,就因为过于剧烈的核聚变而导致整个恒星爆发。  对超新星前身星观测的最近结果显示已知的 WC 型星并不是演化自极大质量恒星。另一个假设是它们演化自最高质量(上限约25 M)的红超巨星,尚未被观测到它们成为超新星的前身星。大多数大质量恒星可能在演化成 WC 型星以前就在蓝超巨星、高光度蓝变星或 WN 型星的阶段成为超新星。观测到的 WO 型星其光度显示其质量为60 M以上,但尚未观测到25到60倍太阳质量的 WC 型星。目前尚不了解原因仅是因为这型恒星数量极少,或是因为 WO 型星以不同机制演化而来所致。
title: WNh 星.
content: 一般来说沃尔夫–拉叶星是一群光谱中有明显氦、碳、氮、氧发射线,并且缺乏氢谱线的恒星。不过另有一群沃尔夫–拉叶星光谱内有明显的氢谱线,光谱分类为 WNh 或 WNLh。这类天体光谱少有碳和氧的谱线,因此已知恒星中没有光谱「WCh」的恒星,并且它们的表面温度较一般的沃尔夫–拉叶星低,因此光谱「WNLh」的 L 即代表为「晚期」。WNh 星中最常见的光谱型为 WN9h,虽然这型恒星曾经被分类为较「早期」的 WN5h。  相较于其他沃尔夫–拉叶星,WNh 星并非在核心中的氢几乎耗尽的晚期演化阶段。它们的光谱显示了其表面有氦和氮核融合反应的产物,这是因为强烈的对流将前述元素从仍在进行氢融合的核心带到表面。这种情形只发生于极大质量且可能自转速度极高的恒星。和沃尔夫–拉叶星不同的是,WNh 星虽然也是大质量恒星演化而来,但流失质量并不多,因此这类恒星是光度最高的一类恒星。WNh星的光谱类似同样有氦和氮谱线的「Slash star」,但却是更典型的超巨星。也有的星体状态是介于两者之间,更可能是大质量恒星快速演化离开主序星阶段的状态。也有可能属于这种恒星本身处于主序星阶段,但由于抛射了较多的外层物质或者由于合并,造成其光谱看上去呈现出沃尔夫—拉叶星的特征。
title: 例子.
content: 光度最高的沃尔夫–拉叶星是船帆座天社一的其中一颗成员星(γ2 Vel),该恒星在北纬40度以下区域肉眼可见。因为该恒星的光谱相当特殊(明亮的发射线取代了昏暗的吸收线),因此又被称为「南天的光谱宝石」。苍蝇座θ则是肉眼可见的沃尔夫–拉叶星光度第二高者。  目前已知质量最大,且热光度最高的恒星R136a1也是光谱 WNh 的沃尔夫–拉叶星,代表它在刚开始离开主序星的演化阶段,或者更有可能他只是颗主序星阶段的“假沃尔夫—拉叶星”。由于R136a1超乎寻常的巨大质量,很有可能通过双星或者多星系统合并得到的,所以他的光谱呈现出沃尔夫—拉叶星的原因也有可能跟合并有关,因为恒星合并会让原本合并的两颗恒星的中心和外包层物质全面对流混合,原本参与合并的两颗恒星那重元素含量相对较高的中心,重元素混合进合并后恒星外包层当中,因此让合并后的超大质量恒星光谱当中氢线减少,呈现出沃尔夫—拉叶星的特征。 包含许多极高光度和极大质量恒星的本型恒星相当年轻,并且经常只在星团中心恒星最密集区域发现。偶尔有例如VFTS 682这样的逃逸沃尔夫–拉叶星发现于星团之外,这可能是因为它从多星系统中被弹出或者是和其他恒星交互作用而离开了星团。

Summary: 沃尔夫–拉叶星(英语:Wolf-Rayet stars),是一种在正在演化的大质量恒星,质量通常为8至25个太阳质量,但直径并不大,一般是太阳的1.5-4倍。大多数WR星是经历了红超巨星阶段的后期恒星,已经损失了一半以上的质量。但也有一部分恒星是即将演化到超巨星阶段的早期恒星,例如R136a1,这类WR星一般谱型较晚,但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的WR星,它们一般重达太阳的60倍以上,大20倍,更比太阳亮百万倍,属于宇宙中最亮的恒星。WR星因其自身强劲的恒星风(300～2000公里/每秒),导致恒星质量的高速流失。太阳每年流失自身质量的10倍,但沃尔夫–拉叶星每年可流失自身质量的10倍。沃尔夫–拉叶星非常炽热,呈深蓝色,表面温度范围由50,000至200,000 K。沃尔夫–拉叶星的光度极高,其热光度可达到太阳的数万至数百万倍,不过它所释放的辐射大多在远紫外线甚至软X射线,因此在可见光部分亮度并不是特别高。沃尔夫–拉叶星常与O型及B型星组成星协,由此可知本型恒星相当年轻,但沃尔夫–拉叶星的氦–氢比例却是正常星的几十倍,说明大部分氢已转为氦,已经历了氢核融合阶段,正步入晚年。这说明了此种恒星的演化很快、寿命很短。该型星以两位发现者夏尔·沃尔夫和若尔日·拉叶命名。

Wolf–Rayet star: Wolf–Rayet stars, often abbreviated as WR stars, are a rare heterogeneous set of stars with unusual spectra showing prominent broad emission lines of ionised helium and highly ionised nitrogen or carbon. The spectra indicate very high surface enhancement of heavy elements, depletion of hydrogen, and strong stellar winds. Their surface temperatures range from 30,000 K to around 210,000 K, hotter than almost all other stars. They were previously called W-type stars referring to their spectral classification.