氦星

氦星是具有異常強烈的氦線而氫線比正常微弱 ， 恆星光譜O或B的藍色恆星 ， 但有強的恆星風和包層的質量損失 。 極端氦星在他們的光譜完全缺乏氫 。 純氦星位於或靠近 " 氦主序列 " 的附近 ， 類似於更常見的氫星形成的主序帶 。 以前 ， " 氦星 " 在恆星光譜上與B是同義詞 ， 但此用法現在已被視爲過時 。 氦星 ， 在術語上也是 ， 如果兩顆質量至少爲 0.5 太陽質量的白矮星合併則可能發生 ， 然後開始氦核融合 ， 可以維持數億年的壽命 。 僅當這兩顆恆星共用相同類型的包層時 ， 纔可能發生此種情況 。 據信這是極端氦星的起源 。 多年來 ， 天文學家一直在觀察氦星的強大能力如何轉化爲其它類型的恆星 。 在螺旋星系NGC 1309中的非標準類型超新星Iax: SN 2012Z ， 它的母恆星是類似銀河系的氦新星船尾座V445 ， 這表明SN 2012Z是一顆從膨脹的氦星伴星吸積質量的白矮星 。 天文學家觀察到 ， 它正導致一顆氦星生成 ， 這顆伴星在失去氫包層後 ， 有可能演化成紅巨星 。