沃尔夫–拉叶星

沃尔夫–拉叶星，通常会简写为WR星，是一种罕见的异类恒星，具有不寻常的光谱，显示显著的电离氦和高度电离氮或碳的宽发射谱线^[1]。光谱表明氢已经耗尽，重元素在表面已经有很高的丰度，并且有强烈的恒星风。其表面的有效温度在30,000K到210,000K之间，几乎比所有其他类型的恒星都热。它们以前被称为W型恒星，是因为光谱为W型。

传统（或第一星族星）的沃尔夫–拉叶星是大质量恒星演化至末期，已经完全失去外层的氢，并且核聚变或核心已经有较重的元素。子类型的第一星族WR星其中谱中依然显示出氢线，称为WNh星，它们是年轻的大质量恒星，仍然以氢为核心，氦和碳通过强烈的混合和辐射驱动的质量损失，暴露在恒星的表面。另一类型具有WR型光谱的恒星是行星状星云的中心恒星，后渐近巨星支恒星。当它们还在主序列上时，是与太阳相似的恒星，但现在已经停止核聚变，并且脱落其大气层，露出一颗裸露的碳氧核心。

所有的沃尔夫–拉叶星都是高光度的天体，这是由于表面的高温，行星状星云中心星（CSPNe）的总辐射光度是太阳的数千倍；第一星族的沃尔夫–拉叶星光度是太阳的数十万倍；WNh更高达百万倍以上。然而，因为沃尔夫–拉叶星的辐射输出大部分都在紫外线，所以在视觉上不会特别亮。

肉眼可见的天社一（船帆座γ2，+1.7等），以及苍蝇座θ（视星等5.51）和剑鱼座蜘蛛星云中已知质量最大的恒星R136a1（视星等12.23），都是沃尔夫–拉叶星。

观测历史

1867年，法国天文学家沃尔夫和拉叶，在巴黎天文台使用口径40厘米的傅科望远镜观测，发现在天鹅座的三颗恒星（编号为HD 191765、HD 192103和HD 192641，现在指定的名称分别是WR134^[2]、WR135、和WR137）除了有连续光谱之外，还有宽的发射谱带。多数的恒星在光谱中只有吸收线或吸收带，这是元素吸收光谱中特殊能量的频率（波长），所以很清楚这几颗是不寻常的天体。

在发现后数十年，沃尔夫–拉叶星光谱中发射带的性质一直是个谜。爱德华·皮克林的理论认为，因为这些谱线类似半整数量子数被替换的巴耳末系，因此这些谱线是氢在特殊量子态发射的，并且遵循巴耳末系的模式称之为“皮克林系”。但不久之后，这些谱线被确认是在1868年已经发现存在的氦造成的。皮克林指出在沃尔夫–拉叶星和星云光谱之间的相似性，这种相似性导致这样的结论：行星状星云的中心星部分或全部是沃尔夫–拉叶星。

到1929年，加拿大自治领天体物理天文台的天文学家卡莱尔·史密斯·比尔斯确认发射线的宽度肇因于多普勒致宽，也就是说这些恒星周围的气体有者速度每秒300～2,400千米的视线方向运动。结论是沃尔夫–拉叶星不断将气体喷射到太空中，产生一个膨胀的朦胧气体球；而以高速度喷射气体的动力来自辐射压。众所周知，许多具有沃尔夫–拉叶型光谱的恒星是行星状星云的中心星，但也有许多恒星明显的与行星状星云或任何可见的星云没有任何关联性。

除此之外，卡莱尔·史密斯·比尔斯还确定沃尔夫–拉叶星不仅发射氦的谱线，还有碳、氮和氧的发射线。在1938年，国际天文联合会依据光谱是由碳-氧还是氮主导，将沃尔夫–拉叶星的光谱分为WN和WC两种类型。

在1969年，几颗O VI发射线较强的行星状星云中心星（CSPNe）被分到新的“O VI序列”，或就是OVI ；这些随后被称为星。与行星状星云无关的类似恒星，在不久之后也被记述到，最终WO也被归类为第一星族的沃尔夫–拉叶星。

理解到沃尔夫–拉叶星有些是早期的，有些是晚期的。WN型恒星的光谱中具有氢线，与无氢的沃尔夫–拉叶星在不同的演化阶段，这导致术语WNh的引入，以与一般的WN型恒星有所区别。虽然后期的WN星是没有氢的，它们之前却被称为WNL星，早于WN5的沃尔夫–拉叶星仍有氢。

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