沃尔夫-拉叶恒星的演化

作者：李志

沃尔夫-拉叶恒星的特征与分类

沃尔夫-拉叶（Wolf-Rayet）星的亮度极高，有着十分绚丽的外观，并因此受到天文爱好者的广泛关注。这类恒星最早是在1867年，由天文学家查尔斯·沃尔夫和乔治·拉叶所发现。为了纪念这两位发现者，将其命名为沃尔夫-拉叶星（简称WR星）。沃尔夫-拉叶星的表面有着明显的元素增丰现象，并且伴随着十分强烈的恒星风。它们的表面温度在20,000 K到200,000 K之间，明显地高于其他恒星。通常人们所讨论的典型沃尔夫-拉叶星（cWRs）是处于中心氦燃烧阶段，所以沃尔夫-拉叶星的一生无比绚丽且短暂。

不同于其它恒星光谱中常见的狭窄暗线，沃尔夫-拉叶星的光谱呈现出亮而宽的发射线，其光谱中除了有强的氦发射线，还有着明显的重元素（碳、氮和氧）线。按照其光谱特征，天文学家一般将沃尔夫-拉叶星分为三大类：WN型、WC型和WO型。其中，WN型沃尔夫-拉叶星的光谱中有强而宽的氦和氮发射线；WC型沃尔夫-拉叶星的光谱中有强而宽的氦、碳和氧发射线；WO型和WC型的谱线相似，只是氧线更强一些，且具有更高的有效温度。此外，还有一种处于WN型向WC型过渡阶段的特殊子类，简称为WNC型或WN/WC型沃尔夫-拉叶星。

大质量恒星核反应产物

运用天文望远镜对恒星进行观测，只能获取恒星表面的各种物理参数，然而对于恒星内部的信息了解甚少。尽管恒星演化模型在历经几十年的不断改进已经十分成熟了，但是通过观测手段（例如星震学）得到恒星内部参数，来验证恒星模型仍然十分困难。沃尔夫-拉叶星由于具有十分强烈的星风物质损失，能够迅速地将包层物质剥离，就像剥洋葱一样，将恒星内部的核反应产物逐步地展示出来。由于恒星中心先进行氢燃烧再进行氦燃烧，因此，沃尔夫-拉叶星首先形成WN型，然后逐渐演化成为WC型。

大质量恒星在氢燃烧阶段，主要以碳氮氧循环进行，并且当热核反应达到平衡时，在燃烧区有明显的氮元素增丰现象。因此，WN型沃尔夫-拉叶星除了有氦发射线之外，还有明显的氮发射线。同理，氦燃烧的主要产物是碳和氧，所以WC型沃尔夫-拉叶星有着强而宽的碳、氧发射线。在大质量恒星内部进行热核反应时，恒星中心会形成巨大的对流核，能够迅速地将物质混合均匀。在对流核边界附近，对流元会在惯性的作用下出现对流超射现象，并与对流边界外的物质进行混合。十分有趣的是，在沃尔夫-拉叶星进行氦燃烧时，对流超射将氦燃烧产物碳搬运到对流核外与氢燃烧的产物氮发生混合，从而使得部分区域同时拥有氢燃烧和氦燃烧的产物。这便是先前所提到的过渡型沃尔夫-拉叶星---WNC型。该类恒星特殊的形成机制，为人们研究恒星的内部结构与演化历程提供了一条全新的途径。

对流超射的k-omega模型

有关恒星对流核大小的研究，是一个长期存在的问题。对流区的边界可以通过史瓦西判据或勒都判据确定。然而，通过上述两种对流判据所得到的边界只是加速度为零的位置，对流元会继续向外移动，从而在对流区外形成额外的元素混合区，进而改变对流核的大小。这种对流超射现象对恒星的结构与演化产生重要影响，目前，人们通常采用经典混合长理论对超射混合做近似处理。

虽然混合长理论的应用很广泛，但是它毕竟不是遵循流体动力学方程和湍流理论的动力学模型。为了进一步完善恒星演化模型，云南天文台的研究人员发展了对流理论的k-omega模型。这是一种完全基于流体力学来描述恒星内部对流运动的模型，该模型不仅能够精确地计算太阳的对流区结构，还能应用到大质量恒星演化、恒星锂丰度问题、热亚矮星演化和星震学等领域。

大质量恒星演化网格

研究人员运用k-omega模型处理大质量恒星内部的对流超射，同时还考虑了恒星自转的影响，使沃尔夫-拉叶星的演化轨迹能够更好地覆盖大多数的观测数据（如图1所示）。 转动模型和非转动模型均能很好地解释光度大于20万倍太阳光度的沃尔夫-拉叶星的形成，同时恒星自转能够使恒星更早地出现表明氮元素增丰现象，也更容易形成沃尔夫-拉叶星。

图1. 大质量恒星在赫罗图中的演化轨迹

该研究计算了与太阳具有相同的金属丰度（Z = 0.02），且初始质量在25-120倍太阳质量范围内的沃尔夫-拉叶星演化网格。利用k-omega模型，这些恒星具有更大的对流核质量，并且在超射区形成更大的部分混合区，从而具有更宽的化学元素过渡区。与采用经典混合长模型处理对流超射的恒星模型对比，这些恒星相对应的对流超射混合系数的设置随恒星质量的增加而增加。对于能够形成WR恒星的大质量恒星，即初始质量大于30倍太阳质量的恒星，运用经典混合长理论计算时可以选取超射混合参数为0.027，从而得到与k-omega模型相近的结果。该数值明显大于以往人们常用的超射混合参数值（0.014）。

WNC型沃尔夫-拉叶星

沃尔夫-拉叶星表面元素丰度的演化，取决于恒星的内部混合和星风质量损失。内部混合过程会改变恒星的化学元素组分，从而影响沃尔夫-拉叶星在不同阶段的演化，图4展示了进入WNC阶段之前的化学元素轮廓。对于非转动模型（上图），只有极小部分的混合区域拥有较高的碳丰度，在考虑转动混合（下图）的影响后，化学元素过渡区变得更宽且更平滑。这是由于转动混合将对流核中产生的碳搬运到氦壳层中，使得碳氮比（图中紫色虚线所示）提高到0.1以上。人们通常按碳氮比来定义WNC型恒星，当恒星表面的碳氮比在0.1～10之间时属于WNC型。因此，恒星自转能够使恒星更早地进入WNC阶段，而且能明显地增大WNC阶段的年龄。

图2. 非转动和转动模型在进入WNC阶段前的内部化学组成轮廓图

图3不仅给出了沃尔夫-拉叶星的质量范围，还给出了WNC、WC型星的质量范围。考虑了恒星内部的转动混合效应之后，WNC型星的质量范围是15～36倍太阳质量。这个结果能够很好地解释银河系中质量较大的WNC型星。转动模型和非转动模型的WNC/WR比值分别为0.059和0.004，这是因为WNC与WC恒星的质量差决定了恒星在WNC阶段的年龄，其中质量在40～60倍太阳质量的转动恒星模型占主导。如果说沃尔夫-拉叶星的一生是十分短暂的，那么WNC型星则是转瞬即逝的。银河系中WNC恒星的占比极小，约为百分之二，因此必须考虑恒星转动之后才能得到与上述观测数据相近的结果。这一结果也暗示着绝大多数的大质量恒星在其形成初期通常有着明显的自转速度。

图3. 形成WNC恒星的转动和非转动模型的质量与初始质量的关系

展望

沃尔夫-拉叶星以其短暂而壮丽的一生，不仅为我们的星空增添了色彩，还为人们研究极端环境下的物理规律提供了天然的实验室。大质量恒星的归宿通常是进行超新星爆发，或直接坍缩形成黑洞。建立不同金属丰度下的大质量恒星演化网格，对于研究超新星前身星和黑洞的形成有着重要意义。随着人类观测手段的不断进步，对于沃尔夫-拉叶星的观测数据将会成倍地增长，并且会有更多更遥远的沃尔夫-拉叶星系被发现。通过对沃尔夫-拉叶星族进行系统性的研究，并与观测数据进行对比，能够不断完善现有的恒星演化模型，并进一步了解恒星内部的对流超射和转动混合等微观物理过程。

来源: 中国科学院云南天文台