極端氦星

極端氦星（extreme helium star，EHe）是幾乎沒有宇宙最常見化學成分氫的低質量超巨星。由於在分子雲中沒有形成缺氫恆星的條件，理論推測它們是經由白矮星的合併產生。一顆氦白矮星（DB或DO），和另一顆富含碳、氧的白矮星（DQ）。

基本介紹

• 中文名：極端氦星
• 外文名：extreme helium star

極端氦星是更廣泛的缺氫恆星類別的子群。後著包括像北冕座R的低溫碳星、富含氦光譜的O或B型恆星、第一星族的沃夫–瑞葉星、獵犬座AM、光譜類為WC的白矮星、和光譜像過渡型的PG 1159星。

第一顆極端氦星是在1942年由美國奧斯丁麥克唐納天文台的丹尼爾·M·波珀（Daniel M. Popper）發現的HD 124448。這顆恆光譜沒有氫線，但有強烈的氦線和碳和氧的譜線存在。 第二顆是望遠鏡座PV，於1952年發現，而迄1996年總共才發現25顆候選者（這份清單在2006年被減為21顆）。這些恆星共通的特徵是不論其它元素的豐度比有多大的變化，氦碳豐度比總是處於0.3到1%的範圍。

已知的極端氦星都是超巨星，而氫豐度的數量級低於10,000或更低。這類恆星的表面溫度範圍從9,000至35,000K。它們的主要元素成分是氦，其次是碳，大約是每一百個原子有一個碳原子。這些恆星的化學組成暗示在它們的演化上經歷了氫和氦燃燒的階段。

對極端氦星的組成，提出了兩種可能的方案：

1.雙簡併模型（The double-degenerate model，DD）：解釋了較小的氦白矮星和規模較大的碳氧白矮星組成的雙星系統。這兩顆星都已經停止通過核聚變產生能量，而已經都是緻密天體。它們輻射出引力波造成其軌道衰變，直到兩顆星合併。如果兩顆星合起來的質量不會超過錢德拉塞卡極限，氦會附著在CO矮星上並且點燃，以成為一顆超巨星。之後在冷卻成為白矮星之前，這將成為一顆極端氦星。

2.最後閃光模型（The final-flash model，FF）：建議極端氦星可以形成是否離開漸近巨星分支之後的演化階段。當恆星冷卻形成一顆白矮星，點燃了圍繞恆星周圍殼層的氦，造成更外面的外圍迅速膨脹。如果在外殼層中的氫被消耗掉，這顆恆星便會因為缺乏氫而成為極端氦星。

對一些極端氦星的元素豐度調查，認同DD模型的預測。