通常 ， 正常的恒星按其光谱特征被分为O、B、A、F、G、K、M型 。 这个分类序列也代表着一个温度序列 ， 其中O型星温度最高 ， 而M型星温度最低 。 随着观测技术的发展 ， 最近人们发现了更冷的L和T型星 ， 甚至还有最冷的Y型星 。
大多数人对恒星的认识 ， 几乎都来自于常见的F、G、K型星 ， 但作为最早的O型星 ， 其质量一般要超过16个太阳质量 ， 温度在3万度以上 ， 光度至少是几万个太阳光度 ， 与我们常见的F、G、K型星相比 ， O型星有自己独特的性质 。
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图1. 不同光谱类型星大小和颜色对比（图源: Wikimedia Commons）
矮星阶段
O型星光度的划分标准 ， 与我们常见的F、G、K星的划分标准有本质的不同：O型星的光度是根据星风强弱 ， 而常见的F、G、K星是根据核心区是否有氢燃烧 。 当F、G、K星的能量来自于中心的氢燃烧 ， 我们就说它们是矮星 ， 否则就不是矮星 。 但对于O型星来说 ， 中心氢仍然在燃烧时 ， 其表面星风有可能已经非常大了 ， 一些受星风影响的线（如He II4686）已经出现了很强的发射 ， 从而被划为O型超巨星 ， 但从常见的冷星光度划分标准看 ， 此时它应该是矮星 。
虽然O型星的质量一般要超过16个太阳质量 ， 温度在3万度以上 ， 但它的可见光波段的颜色几乎和一颗质量为2个太阳质量 ， 温度为1万多度A型星相差不大 。 这是因为O型星的辐射主要是在紫外波段 ， 温度的增加不会明显影响可见光波段的颜色 。
O型星的寿命非常短 ， 一个120个太阳质量的O型星 ， 寿命仅为300万年 ， 而质量最小的O型星 ， 寿命也只有1300万年 ， 这就导致了这些O型星往往终其一生也无法离开它们的出生星云 。 由于它们深埋在星云深处 ， 有厚厚的尘埃遮挡 ， 所以有很大的消光和红化 ， 从而变得非常昏暗且颜色很红 ， 看起来与常见的F、G、K型冷星类似 ， 从而仅仅通过测光颜色无法把O型星从众多的银盘场星中分辨出来（见图2） 。
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图2. M42猎户星云内部的大质量恒星照亮了周围星云（图源：见图片）
我们很难发现婴儿时期的主序O型星 。 因为这些刚出生的O型星往往都深埋在尘埃气体中 ， 不容易被发现 。 当它们能产生足够强的星风把周围物质吹散 ， 进而被我们观测到时 ， 它们有可能已经离开零龄主序很久了 。 但是我们确实看到了一些星风非常小的O型星 ， 从而把这些星风小的O型星看做最接近零龄主序的星 。
由于O型星的温度非常高 ， 甚至矮星的大气模型不能用描述F、G、K型冷星大气的局部热动平衡方程来刻画 ， 而只能用非局部热动平衡方程来刻画 。 我们常用的基于局部热动平衡的Kurucz模型 ， 即使在50000度时也无法产生O型星的He II 线 。 而现在比较流行的几个描述热星大气的非局部热动平衡模型 ， 都能很好的产生O型星中的He II线 。
O型星光谱即使是在矮星阶段短时间内往往也会发生变化 。 这种变化往往是由于双星或多星引起的 。 因为大质量恒星往往处在双星系统甚至是多星系统中 ， 超过70%的大质量恒星处于密近双星系统 ， 随着演化都会与其伴星产生物质交流 。 而这种密近双星很难在测光上分开 。 因此我们看到的O型星光谱其实是两颗或多颗星的混合光谱 。 图三展示了两次观测的HD 46966光谱之间的变化 。 另外很多O型星受星风的影响 ， 光谱也会发生变化 ， 但至今也不是很清楚星风为何发生变化 。
我们也很难从其光谱类型中直接推导出O型星的质量 。 对于常见的冷星来说 ， 如果知道其光谱型 ， 其质量和演化状态基本上就能定下来 。 但对于O型星来说 ， 光谱类型只能对应着一个很大的质量范围 。 如根据Geneva给出的演化曲线 ， 一颗O4 V的星对应的质量范围大概为35-85个太阳质量 。
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图3. HD 46966在两次观测时 ， 光谱中He和H线的变化（图源：李广伟）
主序后演化
O型星在主序阶段光度能变化约0.2-0.4dex ， 但过了主序之后 ， 光度变化幅度非常小 。 也就是说 ， 一颗处于演化晚期的O型星 ， 其光度与主序光度相差不大 。 因此一个O型星的光度几乎主要由其初始质量决定 ， 而与其所处的演化阶段关系不大（见图4） 。
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图4. 大质量恒星的Geneva演化轨迹（图源：Ekstrom et al. 2012）
一颗小于25个太阳质量的O型星 ， 可以演化到红超巨星(RSG) 。 但是由于金属丰度越大星风越强 ， 越容易把外包层吹掉 ， 所以金属丰度越低 ， 外包层越容易保留 ， 进而越容易演化到红超巨星阶段 。
超过60个太阳质量的O型星 ， 可以直接演化到Wolf–Rayet（WR）星 。 但是金属丰度越高 ， 星风越强 ， 越容易把恒星的外包层吹掉 ， 依次把N、C和O裸露出来 ， 形成WN、WC和WO型Wolf–Rayet星 。 从而金属丰度越高 ， 质量小的O型星越容易形成Wolf–Rayet星 。
影响O型星演化的其他因素
自转对大质量恒星演化很重要 。 因为高速自转会导致大质量恒星内部的物质混合 ， 进而把外面新鲜的核燃料氢带入进核心区域 ， 从而改变了恒星的演化轨迹 ， 同时也延长了恒星的寿命 。 特别地 ， 在低金属丰度情况下 ， 大质量恒星可以直接往更蓝更热的方向演化 。 图5左图是一个质量为15个太阳 ， 自转速度为300km/s的大质量恒星内部子午环流情况；而右图是大麦哲伦云中的大质量恒星在不同自转速度下的演化轨迹 。
大质量恒星在金属丰度极低的情况下 ， 由于星风很弱 ， 可以形成超大质量的恒星 ， 其质量甚至达到1000个太阳质量 。
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图5. 左图来自MaederMeynet 2012；右图来自N. Langer 2012
O型星死亡及其产物
O型星死亡时会成为核塌缩超新星 。 我们可以通过确定这些超新星爆炸前究竟是WR、LBV、RSG甚至YSG ， 来了解和约束大质量恒星的演化模型和超新星爆炸机制 。 伽马射线长暴被认为是高速自转的大质量恒星在死亡时的绚丽烟花 。 我们甚至看到了宇宙形成仅仅5亿年时的伽马射线长暴 。
产生引力波事件的双黑洞系统 ， 有可能来自于两颗高速绕转的大质量恒星 。 当两个大质量恒星处在双星系统中进行高速绕转 ， 其自转速度与轨道速度同步时 ， 高速自转会导致很强的内部混合 ， 这种混合会源源不断的把新鲜的氢燃料带入核心区域 ， 所以直到把所有燃料耗尽时 ， 恒星内部都不会产生分层 ， 从而整个星体不会膨胀 ， 反而越来越小 ， 直到最后燃料耗尽 ， 两者都变成几十个太阳质量的黑洞 ， 进而并合产生被LIGO探测到的引力波（见图6） 。
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图6. LIGO 探测到大量的几十个太阳质量的双黑洞并合事件（图源：见图片）
LAMOST在O型星研究中的贡献
O型星非常稀少 ， 据估计银河系内只有几万颗O型星 。 当今最大的O型星星表库 ， 只包含590颗O型星 ， 这是人类积攒了上百年的观测成果 。 而LAMOST一次性就发现135颗新的O型星 ， 极大的增加当前的星表库 。 基于LAMOST的O型星表 ， 找到了目前银河系自转速度最快的恒星和自转速度最快的O型氮超丰矮星 ， 同时也第一次给出了氮超丰O型星的起源解释 。 未来对LAMOST发现的O型星进行研究 ， 将会拓展人类的对O型星的认识 。
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图7. 银河下的郭守敬望远镜LAMOST（图源：陈颖为）
总结
O型星的一些性质和我们常见的FGK型有很大的不同 。 本文罗列了一些O型星的特殊性质 。 LAMOST等巡天光谱数据和将来中国空间站望远镜低色散光谱将会帮助我们更加深入的了解O型星及其演化 。
来源：中国科学院国家天文台
【太阳质量|最热星的冷知识】编辑：荔枝
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