通常，正常的恆星按其光譜特徵被分為O、B、A、F、G、K、M型。這個分類序列也代表著一個溫度序列，其中O型星溫度最高，而M型星溫度最低。隨著觀測技術的發展，最近人們發現了更冷的L和T型星，甚至還有最冷的Y型星。
大多數人對恆星的認識，幾乎都來自於常見的F、G、K型星，但作為最早的O型星，其質量一般要超過16個太陽質量，溫度在3萬度以上，光度至少是幾萬個太陽光度，與我們常見的F、G、K型星相比，O型星有自己獨特的性質。
圖1. 不同光譜型別星大小和顏色對比（圖源: Wikimedia Commons）
矮星階段
O型星光度的劃分標準，與我們常見的F、G、K星的劃分標準有本質的不同：O型星的光度是根據星風強弱，而常見的F、G、K星是根據核心區是否有氫燃燒。當F、G、K星的能量來自於中心的氫燃燒，我們就說它們是矮星，否則就不是矮星。但對於O型星來說，中心氫仍然在燃燒時，其表面星風有可能已經非常大了，一些受星風影響的線（如He II4686）已經出現了很強的發射，從而被劃為O型超巨星，但從常見的冷星光度劃分標準看，此時它應該是矮星。
雖然O型星的質量一般要超過16個太陽質量，溫度在3萬度以上，但它的可見光波段的顏色幾乎和一顆質量為2個太陽質量，溫度為1萬多度A型星相差不大。這是因為O型星的輻射主要是在紫外波段，溫度的增加不會明顯影響可見光波段的顏色。
O型星的壽命非常短，一個120個太陽質量的O型星，壽命僅為300萬年，而質量最小的O型星，壽命也只有1300萬年，這就導致了這些O型星往往終其一生也無法離開它們的出生星雲。由於它們深埋在星雲深處，有厚厚的塵埃遮擋，所以有很大的消光和紅化，從而變得非常昏暗且顏色很紅，看起來與常見的F、G、K型冷星類似，從而僅僅透過測光顏色無法把O型星從眾多的銀盤場星中分辨出來（見圖2）。
圖2. M42獵戶星雲內部的大質量恆星照亮了周圍星雲（圖源：見圖片）
我們很難發現嬰兒時期的主序O型星。因為這些剛出生的O型星往往都深埋在塵埃氣體中，不容易被發現。當它們能產生足夠強的星風把周圍物質吹散，進而被我們觀測到時，它們有可能已經離開零齡主序很久了。但是我們確實看到了一些星風非常小的O型星，從而把這些星風小的O型星看做最接近零齡主序的星。
由於O型星的溫度非常高，甚至矮星的大氣模型不能用描述F、G、K型冷星大氣的區域性熱動平衡方程來刻畫，而只能用非區域性熱動平衡方程來刻畫。我們常用的基於區域性熱動平衡的Kurucz模型，即使在50000度時也無法產生O型星的He II 線。而現在比較流行的幾個描述熱星大氣的非區域性熱動平衡模型，都能很好的產生O型星中的He II線。
O型星光譜即使是在矮星階段短時間內往往也會發生變化。這種變化往往是由於雙星或多星引起的。因為大質量恆星往往處在雙星系統甚至是多星系統中，超過70%的大質量恆星處於密近雙星系統，隨著演化都會與其伴星產生物質交流。而這種密近雙星很難在測光上分開。因此我們看到的O型星光譜其實是兩顆或多顆星的混合光譜。圖三展示了兩次觀測的HD 46966光譜之間的變化。另外很多O型星受星風的影響，光譜也會發生變化，但至今也不是很清楚星風為何發生變化。
我們也很難從其光譜型別中直接推匯出O型星的質量。對於常見的冷星來說，如果知道其光譜型，其質量和演化狀態基本上就能定下來。但對於O型星來說，光譜型別只能對應著一個很大的質量範圍。如根據Geneva給出的演化曲線，一顆O4 V的星對應的質量範圍大概為35-85個太陽質量。
圖3. HD 46966在兩次觀測時，光譜中He和H線的變化（圖源：李廣偉）
主序後演化
O型星在主序階段光度能變化約0.2-0.4dex，但過了主序之後，光度變化幅度非常小。也就是說，一顆處於演化晚期的O型星，其光度與主序光度相差不大。因此一個O型星的光度幾乎主要由其初始質量決定，而與其所處的演化階段關係不大（見圖4）。
圖4. 大質量恆星的Geneva演化軌跡（圖源：Ekstrom et al. 2012）
一顆小於25個太陽質量的O型星，可以演化到紅超巨星(RSG)。但是由於金屬丰度越大星風越強，越容易把外包層吹掉，所以金屬丰度越低，外包層越容易保留，進而越容易演化到紅超巨星階段。
超過60個太陽質量的O型星，可以直接演化到Wolf–Rayet（WR）星。但是金屬丰度越高，星風越強，越容易把恆星的外包層吹掉，依次把N、C和O裸露出來，形成WN、WC和WO型Wolf–Rayet星。從而金屬丰度越高，質量小的O型星越容易形成Wolf–Rayet星。
影響O型星演化的其他因素
自轉對大質量恆星演化很重要。因為高速自轉會導致大質量恆星內部的物質混合，進而把外面新鮮的核燃料氫帶入進核心區域，從而改變了恆星的演化軌跡，同時也延長了恆星的壽命。特別地，在低金屬丰度情況下，大質量恆星可以直接往更藍更熱的方向演化。圖5左圖是一個質量為15個太陽，自轉速度為300km/s的大質量恆星內部子午環流情況；而右圖是大麥哲倫雲中的大質量恆星在不同自轉速度下的演化軌跡。
大質量恆星在金屬丰度極低的情況下，由於星風很弱，可以形成超大質量的恆星，其質量甚至達到1000個太陽質量。
圖5. 左圖來自Maeder & Meynet 2012；右圖來自N. Langer 2012
O型星死亡及其產物
O型星死亡時會成為核塌縮超新星。我們可以透過確定這些超新星爆炸前究竟是WR、LBV、RSG甚至YSG，來了解和約束大質量恆星的演化模型和超新星爆炸機制。伽馬射線長暴被認為是高速自轉的大質量恆星在死亡時的絢麗煙花。我們甚至看到了宇宙形成僅僅5億年時的伽馬射線長暴。
產生引力波事件的雙黑洞系統，有可能來自於兩顆高速繞轉的大質量恆星。當兩個大質量恆星處在雙星系統中進行高速繞轉，其自轉速度與軌道速度同步時，高速自轉會導致很強的內部混合，這種混合會源源不斷的把新鮮的氫燃料帶入核心區域，所以直到把所有燃料耗盡時，恆星內部都不會產生分層，從而整個星體不會膨脹，反而越來越小，直到最後燃料耗盡，兩者都變成幾十個太陽質量的黑洞，進而併合產生被LIGO探測到的引力波（見圖6）。
圖6. LIGO 探測到大量的幾十個太陽質量的雙黑洞併合事件（圖源：見圖片）
LAMOST在O型星研究中的貢獻
O型星非常稀少，據估計銀河系內只有幾萬顆O型星。當今最大的O型星星表庫，只包含590顆O型星，這是人類積攢了上百年的觀測成果。而LAMOST一次性就發現135顆新的O型星，極大的增加當前的星表庫。基於LAMOST的O型星表，找到了目前銀河系自轉速度最快的恆星和自轉速度最快的O型氮超豐矮星，同時也第一次給出了氮超豐O型星的起源解釋。未來對LAMOST發現的O型星進行研究，將會拓展人類的對O型星的認識。
圖7. 銀河下的郭守敬望遠鏡LAMOST（圖源：陳穎為）
總結
O型星的一些性質和我們常見的FGK型有很大的不同。本文羅列了一些O型星的特殊性質。LAMOST等巡天光譜資料和將來中國空間站望遠鏡低色散光譜將會幫助我們更加深入的瞭解O型星及其演化。
作者簡介：李廣偉，中國科學院國家天文臺副研究員，研究領域主要為：恆星天體物理，和天文技術與方法。
文稿編輯：趙宇豪
來源： 光明網
