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)