氦星
氦星是具有异常强烈的氦线而氢线比正常微弱，恒星光谱O或B的蓝色恒星，但有强的恒星风和包层的质量损失。极端氦星在他们的光谱完全缺乏氢[1]。纯氦星位于或靠近"氦主序列"的附近，类似于更常见的氢星形成的主序带[2]。
以前，"氦星"在恒星光谱上与B是同义词，但此用法现在已被视为过时。
氦星，在术语上也是假想恒星，如果两颗质量至少为0.5太阳质量的白矮星合并则可能发生，然后开始氦核聚变，可以维持数亿年的寿命。仅当这两颗恒星共用相同类型的包层时，才可能发生此种情况。据信这是极端氦星的起源。
多年来，天文学家一直在观察氦星的强大能力如何转化为其它类型的恒星。在螺旋星系NGC 1309中的非标准类型超新星Iax:SN 2012Z，它的母恒星是类似银河系的氦新星船尾座V445，这表明SN 2012Z是一颗从膨胀的氦星伴星吸积质量的白矮星。天文学家观察到，它正导致一颗氦星生成，这颗伴星在失去氢包层后，有可能演化成红巨星[3]。
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编辑参考资料
编辑- ^ Daviddarling.info: helium star. [2020-05-19]. （原始内容存档于2019-08-24）.
- ^ Yoon, S.-C.; Langer, N. Helium accreting CO white dwarfs with rotation: Helium novae instead of double detonation. Astronomy and Astrophysics. 2004, 419 (2): 645–652. Bibcode:2004A&A...419..645Y. arXiv:astro-ph/0402288
. doi:10.1051/0004-6361:20035823.
- ^ McCully, Curtis. A luminous, blue progenitor system for the type Iax supernova 2012Z. Nature. 2014, 512 (7512): 54–56. Bibcode:2014Natur.512...54M. PMID 25100479. arXiv:1408.1089 . doi:10.1038/nature13615.
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