Sao loại O

Một ngôi sao loại O là một ngôi sao nóng màu xanh-trắng thuộc quang phổ loại O trong phân loại sao được sử dụng bởi các nhà thiên văn. Chúng có nhiệt độ vượt quá 30.000 kelvins (K). Các ngôi sao thuộc loại này có các dòng hấp thụ mạnh của helium bị ion hóa, các dòng mạnh của các nguyên tố bị ion hóa khác, và các dòng helium hydro và trung tính yếu hơn loại B.
Sao thuộc loại này rất hiếm; Chỉ 0,00002% (1 trong 5.000.000) đến 0,00005% (1 trong 2.000.000) của tất cả các ngôi sao thuộc loại O, nhưng vì chúng rất sáng nên có thể nhìn thấy ở khoảng cách rất xa và bốn trong số 90 ngôi sao sáng nhất nhìn thấy từ Trái đất các kiểu. Do khối lượng lớn của chúng, các ngôi sao loại O kết thúc cuộc sống của chúng khá nhanh: khi phồng ra thành sao cực siêu khổng lồ đỏ, sau đó phát nổ siêu tân tinh dữ dội, dẫn đến các lỗ đen, sao neutron  hoặc sao xung. Hầu hết các ngôi sao là trẻ lớn chính chuỗi sao, khổng lồ, hay siêu khổng lồ, nhưng các ngôi sao trung tâm của tinh vân hành tinh, ngôi sao có khối lượng thấp cũ gần cuối của cuộc sống của họ, cũng thường có O phổ.
Các ngôi sao loại O thường nằm trong các khu vực hình thành sao hoạt động, chẳng hạn như các nhánh xoắn ốc của thiên hà xoắn ốc hoặc một cặp thiên hà trải qua quá trình va chạm và sáp nhập (như Thiên hà Râu). Những ngôi sao này chiếu sáng bất kỳ vật liệu xung quanh nào và phần lớn chịu trách nhiệm cho màu sắc riêng biệt của cánh tay của một thiên hà. Hơn nữa, các sao loại O thường xuất hiện trong nhiều hệ sao, trong đó sự tiến hóa của chúng khó dự đoán hơn do sự chuyển khối và khả năng các sao thành phần phát nổ thành siêu tân tinh ở các thời điểm khác nhau.

Đặc điểm

Sao loại O là nóng và sáng. Chúng có nhiệt độ bề mặt đặc trưng từ 30.000 đến 52.000 K, phát ra tia cực tím cực mạnh và do đó xuất hiện trong quang phổ nhìn thấy có màu trắng xanh. Do nhiệt độ cao, độ chói của các sao loại O theo trình tự chính dao động từ 10.000 lần Mặt trời đến khoảng 1.000.000 lần, những người khổng lồ từ 100.000 lần Mặt trời đến hơn 1.000.000 và siêu sao từ khoảng 200.000 lần Mặt trời đến vài triệu lần.
Ngôi sao khác trong phạm vi nhiệt độ tương tự bao gồm hiếm O-type subdwarf (SDO sao), các ngôi sao trung tâm của tinh vân hành tinh (CSPNe), và các sao lùn trắng. Các sao lùn trắng có sơ đồ phân loại quang phổ riêng, nhưng nhiều CSPNe có phổ loại O. Ngay cả các tiểu khu vực nhỏ và CSPNe nhỏ này cũng có độ sáng gấp vài trăm đến vài nghìn lần so với Mặt trời. Các sao loại sdO thường có nhiệt độ cao hơn một chút so với các sao loại O lớn, lên tới 100.000K.
Các sao loại O đại diện cho khối lượng sao cao nhất trên dãy chính. Thú vị nhất trong số chúng có khối lượng ban đầu khoảng 16 lần Mặt trời. Không rõ giới hạn trên đối với khối lượng của một ngôi sao loại O sẽ là bao nhiêu. Ở cấp độ luyện kim mặt trời, các ngôi sao không thể hình thành với khối lượng trên 120 khối lượng mặt trời 120150, nhưng ở mức độ kim loại thấp hơn giới hạn này cao hơn nhiều. Các ngôi sao loại O chỉ tạo thành một phần rất nhỏ của các ngôi sao có trình tự chính và phần lớn trong số chúng nằm ở phía dưới của dải khối. Các loại O3 và O2 lớn nhất và nóng nhất là cực kỳ hiếm, chỉ được xác định lần lượt vào năm 1971  và 2002 , và chỉ một số ít được biết đến trong tổng số. Những ngôi sao khổng lồ và siêu lớn có phần ít đồ sộ hơn những ngôi sao loại O có khối lượng lớn nhất do mất khối lượng, nhưng vẫn nằm trong số những ngôi sao lớn nhất được biết đến.
Tốc độ hình thành của các sao hạng O không thể được quan sát trực tiếp, nhưng các hàm khối lượng ban đầu (IMF) có thể được suy ra từ các quan sát mô hình của các quần thể sao hiện có và các cụm sao đặc biệt là trẻ. Tùy thuộc vào IMF đã chọn, các ngôi sao hạng O hình thành với tỷ lệ một trong vài trăm ngôi sao theo trình tự chính. Bởi vì độ sáng của những ngôi sao này tăng tỷ lệ thuận với khối lượng của chúng, chúng có tuổi thọ ngắn hơn tương ứng. Số lượng lớn nhất dành ít hơn một triệu năm cho chuỗi chính và phát nổ dưới dạng siêu tân tinh sau ba hoặc bốn triệu năm. Những ngôi sao loại O ít phát sáng nhất có thể tồn tại trên dãy chính trong khoảng 10 triệu năm, nhưng làm lạnh chậm trong thời gian đó và trở thành những ngôi sao loại B sớm. Không có ngôi sao khổng lồ nào còn lại với lớp quang phổ O trong hơn 5 phút 6 triệu năm. Mặc dù các ngôi sao sdO và CSPNe là những ngôi sao có khối lượng thấp hàng tỷ năm tuổi, nhưng thời gian trong giai đoạn này của cuộc đời họ là vô cùng ngắn, trong khoảng 10.000.000 năm. Chức năng khối lượng ngày nay có thể được quan sát trực tiếp và trong vùng lân cận mặt trời có ít hơn một trong 2.000.000 sao là lớp O. Ước tính khác nhau tìm thấy giữa 0,00003% (0,00002% nếu bao gồm sao lùn trắng) và 0,00005% sao thuộc lớp O.
Người ta ước tính rằng có khoảng 20.000 ngôi sao loại O khổng lồ trong thiên hà. Các sao loại O sdO và CSPNe có khối lượng thấp có lẽ phổ biến hơn, mặc dù ít phát sáng hơn và do đó khó tìm thấy hơn. Mặc dù có thời gian sống ngắn, chúng được cho là những giai đoạn bình thường trong quá trình tiến hóa của các ngôi sao thông thường chỉ lớn hơn Mặt Trời một chút.

Kết cấu

Các ngôi sao trình tự chính loại O được cung cấp năng lượng bằng phản ứng tổng hợp hạt nhân, vì tất cả các ngôi sao trình tự chính đều như vậy. Tuy nhiên, khối lượng lớn của các sao loại O dẫn đến nhiệt độ lõi cực cao. Ở những nhiệt độ này, phản ứng tổng hợp hydro với chu trình CNO chi phối việc sản xuất năng lượng của ngôi sao và tiêu thụ nhiên liệu hạt nhân của nó với tốc độ cao hơn nhiều so với các ngôi sao có khối lượng thấp, hợp nhất với hydro trong chu trình Proton-Proton. Lượng năng lượng cực mạnh được tạo ra bởi các ngôi sao loại O không thể tỏa ra khỏi lõi đủ hiệu quả và do đó chúng gặp phải sự đối lưu trong lõi của chúng. Các vùng bức xạ của các sao loại O xảy ra giữa lõi và quang quyển. Sự pha trộn vật liệu lõi này vào các lớp trên thường được tăng cường bằng cách quay nhanh và có tác động mạnh mẽ đến sự tiến hóa của các ngôi sao loại O. Chúng bắt đầu từ từ mở rộng và thể hiện các đặc tính khổng lồ hoặc siêu mạnh trong khi vẫn đốt cháy hydro trong lõi của chúng, sau đó có thể vẫn là các siêu sao màu xanh trong phần lớn thời gian trong quá trình đốt cháy lõi helium. 
Các ngôi sao kiểu sdO và CSPNe có cấu trúc khác nhau đáng kể, mặc dù chúng có một loạt các đặc điểm và nó không được hiểu đầy đủ về cách tất cả chúng hình thành và phát triển. Chúng được cho là có lõi thoái hóa cuối cùng sẽ bị lộ ra như một sao lùn trắng. Bên ngoài lõi, các ngôi sao chủ yếu là helium với một lớp hydro mỏng bị mất đi nhanh chóng do gió sao mạnh. Có thể có một số nguồn gốc khác nhau cho loại ngôi sao này, nhưng ít nhất một số trong số chúng có một vùng mà helium được nung chảy trong vỏ, giúp mở rộng lõi và cung cấp độ sáng cao cho những ngôi sao nhỏ này.

Sự tiến hóa

Trong vòng đời của các ngôi sao loại O, các kim loại và tốc độ quay khác nhau đưa ra sự thay đổi đáng kể trong quá trình tiến hóa của chúng, nhưng những điều cơ bản vẫn giống nhau.
Các ngôi sao loại O bắt đầu di chuyển chậm từ chuỗi chính không tuổi gần như ngay lập tức, dần dần trở nên lạnh hơn và sáng hơn một chút. Mặc dù chúng có thể được mô tả bằng quang phổ như những người khổng lồ hoặc siêu sao, chúng vẫn tiếp tục đốt cháy hydro trong lõi trong vài triệu năm và phát triển theo cách rất khác với các ngôi sao có khối lượng thấp như Mặt trời. Hầu hết các ngôi sao theo trình tự chính loại O sẽ phát triển theo chiều ngang hoặc ít hơn trong sơ đồ HR đến nhiệt độ lạnh hơn, trở thành các siêu sao màu xanh lam. Đánh lửa helium lõi xảy ra trơn tru khi các ngôi sao mở rộng và mát mẻ. Có một số pha phức tạp tùy thuộc vào khối lượng chính xác của ngôi sao và các điều kiện ban đầu khác, nhưng các sao loại O có khối lượng thấp nhất cuối cùng sẽ phát triển thành các siêu sao đỏ trong khi vẫn đốt cháy helium trong lõi của chúng. Nếu chúng không phát nổ như một siêu tân tinh trước, chúng sẽ mất lớp ngoài và trở nên nóng hơn một lần nữa, đôi khi trải qua một số vòng màu xanh trước khi cuối cùng đạt đến giai đoạn Sao Wolf - Rayet.
Các ngôi sao lớn hơn, ban đầu là các ngôi sao theo trình tự chính nóng hơn so với O9, không bao giờ trở thành siêu sao đỏ vì sự đối lưu mạnh và độ sáng cao thổi bay các lớp bên ngoài quá nhanh. 25 sao60 M  có thể trở thành siêu sao vàng trước khi phát nổ dưới dạng siêu tân tinh hoặc phát triển trở lại nhiệt độ nóng hơn. Trên khoảng 60 M  O-type sao phát triển mặc dù một đoạn ngắn siêu khổng lồ màu xanh hoặc sáng biến màu xanh giai đoạn trực tiếp để sao Wolf-Rayet. Các ngôi sao loại O lớn nhất phát triển loại phổ WNLh khi chúng bắt đầu đối lưu vật chất từ lõi về phía bề mặt, và đây là những ngôi sao phát sáng nhất tồn tại.
Thấp để sao trung khối tuổi theo một cách rất khác nhau, thông qua sao khổng lồ đỏ, sao siêu khổng lồ đỏ, sao cực siêu khổng lồ đỏ, và sau đó là 1 giai đoạn phát nổ tinh vân hành tinh, tinh vân sao, tân tinh, siêu tân tinh, hypernova. Sự tiến hóa sau AGB thường liên quan đến việc mất khối lượng đáng kể, đôi khi để lại một tinh vân hành tinh và để lại phần bên trong sao tiếp xúc ngày càng nóng. Nếu còn đủ heli và hydro, những ngôi sao nhỏ nhưng cực nóng này có phổ loại O. Chúng tăng nhiệt độ cho đến khi hết vỏ và mất khối lượng, sau đó chúng nguội dần thành sao lùn trắng.
Tại một số khối lượng hoặc trang điểm hóa học nhất định, hoặc có lẽ là kết quả của các tương tác nhị phân, một số ngôi sao có khối lượng thấp hơn này trở nên nóng bất thường trong các giai đoạn nhánh ngang hoặc AGB. Có thể có nhiều lý do, không được hiểu đầy đủ, bao gồm các vụ sáp nhập sao hoặc các xung nhiệt rất muộn tái kích hoạt các ngôi sao sau AGB. Chúng xuất hiện dưới dạng các ngôi sao OB rất nóng, nhưng chỉ phát sáng vừa phải và bên dưới chuỗi chính. Có cả hai nhánh con nóng O (sdO) và B (sdB), mặc dù chúng có thể phát triển theo những cách hoàn toàn khác nhau. Các ngôi sao loại sdO có quang phổ O khá bình thường nhưng độ sáng chỉ khoảng một nghìn lần so với Mặt trời.