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走向沃爾夫-拉葉星——O->O((f))->O(f)->Of/Of*->Of*/WNx->WNxh

超過100倍太陽質量的恒星可以說是量產沃爾夫-拉葉星的巨大搖籃。無論是知名的R136派系,還是廣為人知的WR派系,這些沃爾夫-拉葉星的幾乎都是從大質量的O型藍巨星演變而來的。演化這一條線很長,具體地來說就是一個O->O((f))->O(f)->Of/Of*->Of*/WNx->WNxh的過程,由於WNh->WN->WC->WO->黑洞屬於沃爾夫-拉葉星內部的演化體系,所以我們重點討論的應該是前者,因為前者對沃爾夫-拉葉星的形成來說幾乎相當重要,不可或缺,猶如有水才有魚一樣,有大質量的早期O型恒星存在,才會有沃爾夫-拉葉星的誕生。

由於O型恒星和O型恒星之間也存在著巨大的差別,比如“O型恒星入圍考試”當中,有“剛過及格線”的O9.5V,它們的光譜已經很接近B0V瞭,氦電離線其實已經很弱很弱瞭。這類恒星的質量隻有太陽的15倍左右,遠遠不能夠形成諸如R136a1等大型沃爾夫-拉葉星;也有“學霸級別”的O3If*甚至O2If*之類的恒星存在。這類恒星質量可以達到太陽的80倍以上,部分佼佼者甚至達到瞭太陽質量的100-200倍以上,大質量,早O光譜,加上強對流和恒星風,為大型沃爾夫-拉葉星的產生提供瞭得天獨厚的條件!

在產生沃爾夫-拉葉星的這些恒星當中,我們的重點關註對象落在瞭光譜早於O5,質量大於太陽質量40倍的“早O型恒星”這一類,如弧矢增二十二(O4If (n)p)40msun,HD269810(O2III(f))130msun,HD93129A(O2If*)110msun(據說在O2型恒星當中都是最早的,最熱的,已知光譜最早的O型恒星),之所以沒有O1和O0,是因為這類光譜尚未被天文學傢定義。連O2都是最近十幾年才被天文學傢定義出來的,之前,這些光譜“更早”的恒星都一律按照O3(當時所定義的最早的光譜級別)處理。當你在研究這些恒星時,你會發現一個有趣的規律:O7O8的恒星,後綴一般是V或者是III,而鮮少有帶(f)或f後綴的,但但凡是一顆O2O3,幾乎沒有不帶(f)或f後綴的,這一條重要嗎?非常重要,因為它們正在完成從大質量O型恒星到沃爾夫-拉葉星的過渡。

沃爾夫-拉葉星是譜線中具有寬發射線的恒星,其中譜線為氮序的稱為WN,譜線為碳序的稱為WC,氧序的為WO。這類恒星質量損失極快(∼ 10−5M yr−1),恒星風極強(∼2000 km s−1),就像它們的前身——一個質量超大的O型恒星一樣,具有超快的質量流失速度和強烈的對流(convection)以及恒星風(stellar wind)。當然,不能說小質量O型恒星(光譜晚於O6)不能演變為沃爾夫-拉葉星,而是,沃爾夫-拉葉星的狀態幾乎隻占它們整個生命歷程的10%左右。然而,恒星越大,情況就有變化。一顆光譜為O3的恒星,質量為太陽的60-80萬年,大約能維持O型恒星狀態50-100萬年左右,之後會變為富氫沃爾夫拉葉星;一顆質量為太陽150倍,光譜為O2的恒星,隻能維持O型恒星狀態大約20-50萬年,之後會演變為富氫沃爾夫拉葉星;而如果質量超過太陽200倍,則由於極強的恒星風和超大的質量流失,以及對流,其O型恒星狀態隻能維持五萬年,之後將一直以富氫沃爾夫-拉葉星的狀態存在著,直到塌縮變黑洞。比如R136a1,它的質量是太陽的265倍,它在零齡恒星狀態下是一顆O2lf*,然而,僅過瞭不到2萬年的時間,它就演變成瞭WN3h(現在是WN4h)。由於演變速度極快,研究R136a1這類恒星始終不能接近真理,始終不能探明O型恒星到底是怎樣演變為沃爾夫-拉葉星的。

大型O型恒星演化為沃爾夫-拉葉星,走的是O->O((f))->O(f)->Of/Of*->Of*/WNx->WNxh這條路子,由於它們質量太大,引力隻能勉強約束在這條路上,恒星因為強烈的對流和恒星風,不斷脫去氫層,而暴露出氮層和氦層,當外表的氫層完全脫去,從O型恒星到沃爾夫-拉葉星的過程也就結束瞭。這條路的時間並不完全相同,短則1萬年不到,長則持續50-100萬年。如果這顆O型恒星是顆300倍太陽質量以上的龐然大物,那麼,它演化為一顆沃爾夫-拉葉星幾乎隻需要一萬年,即,你可以默認300msun以上的恒星出生時就說沃爾夫-拉葉星。這也就是為什麼做恒星時間線的一系列UP主,把W型恒星單獨列出來作為一個分類,雖然國際上並沒有什麼W型恒星的說法(w-type star),而隻有沃爾夫-拉葉星(wolf-rayet star)的說法。大型O星恒星可以稱作沃爾夫-拉葉星的“預科學校”,它們產生瞭一大批足夠知名的沃爾夫-拉葉星,其中大部分在蜘蛛星雲(聚集瞭很多大質量恒星)。

所以,在選研究對象的時候,避免瞭所有的太陽質量200倍以上的恒星,而是選取諸如HD269810、HD93129A一類的恒星作為研究對象。因為這類恒星質量適中,有足夠長的時間(約20-100萬年)落在O型的演化區段,而能夠被天文學傢觀測到(雖然大於100msun的恒星,一大半都是沃爾夫-拉葉星),這類光譜極早、恒星風極強,質量流失極快的恒星是怎麼演化的。先看HD269810,光譜型為O2III(f),今年它才十幾萬歲,比起已經活瞭2.5億年的天狼星,還有46億歲的太陽,HD269810真是“too young too naive”,堪比襁褓中的嬰兒,它O2III(f)的光譜型,光譜O2,f竟然還能帶括號,足以說明它有多麼,多麼地年輕。(要知道幾乎所有光譜為O2的恒星都屬於O2If*),再看HD93129A,這是一顆典型的O2If*恒星,也是O2型恒星當中最常見的一個分類,ps:超過200倍太陽質量的恒星,即使是零齡恒星,也要按O2If*處理。為什麼?因為質量損失太快,氫層剝離太快,對流十分變態,幾乎在原恒星、金牛T星時就開始邊形成邊剝離,這也就是為什麼他們在短短幾萬年就把氫層剝離幹凈,變為富氫沃爾夫-拉葉星。HD93129A是O2恒星當中的“佼佼者”,光譜最早。然而,它在所有O2If*恒星中,對流最強,恒星風和質量流失最快,已經處於從Of*演化至Of*/WNx的邊界線。再過十幾萬年,就會演化為WN6-7(h)這樣的沃爾夫-拉葉星。

因為極強的氦射線,Of恒星和WNxh恒星在光譜上表現出瞭一定的相似性。而有一類恒星,它們的光譜類型介於Of和WNxh之間,也就是Of*/WNx類恒星,這類恒星又被稱為“半沃爾夫-拉葉星”,或slash star,處於O型恒星演化階段的最後時光,也是沃爾夫-拉葉星的伊始。如Sk 2-67 22以及Sk 71 34。它們兼具Of型星的吸收光譜和WN星的發射光譜。Of型恒星和沃爾夫-拉葉星的主要區別體現在He II l4686 和N IV l4058的發射光譜強度,且沃爾夫-拉葉星噴射出可觀數量的物質,但是,從Of型恒星演變為WNxh的過程似乎是一個連續的過程,而且有“slash star”這樣的中間過渡狀態,正如conti和bohannan所說:“所有重分類的研究都表現出將最極端的Of型恒星和最溫和的WN(h)恒星(沃爾夫拉葉星)區別開來是一件很難的事情。“

總之,所有的大質量O型恒星都在走向沃爾夫-拉葉星,隻是有些快,有些慢。質量越大這個過程也就越快,越早剝離氫層暴露出氮層、氦層,所以,珍惜HD269810這樣的大質量O型恒星吧!它還是個年輕的O(f)型恒星,而另一顆恒星HD93129A,是一顆相對成熟的Of*,比較極端,已經很接近Of/WNx瞭,可能再過幾萬年就要成為slash star,隻是因為它光譜最大,最早,最熱,“還沒有表現出較為明顯的發射光譜”,天文學傢給瞭它一個面子,沒有加上/WNx的後綴,其實懂的都懂。補充:BI253真的yyds,表面溫度54000度,質量為太陽98倍,光譜為O2V((f

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https://www.cambridge.org/core/services/aop-cambridge-core/content/view/4898621D8C8E48CB5DAC185F96593F18/S1743921308020334a.pdf/properties_of_wolfrayet_stars.pdf

http://www.astrosurf.com/luxorion/Documents/wrcat.pdf

大質量O型恒星和沃爾夫-拉葉星的定義,聯系和界定【宇宙吧】_百度貼吧(我已經棄用的百度賬號)

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