O型星

O型星是炙熱、藍白色，在天文學家使用的耶基斯光譜系統中分類為光譜類型O的恆星。它們的溫度超過30,000K，因此出現在赫羅圖上的左側。這種類型恆星的特徵是它們的譜線有強烈的電離元素，氦-II的吸收線，而氫和中性氦的吸收線比B型星微弱。

這種類型的恆星非常罕見，在主序中只有0.00003%是O型星。然而，因為它們通常都非常明亮，因此即使距離比黯淡的恆星遠了許多，依然比較容易被看見，在地球上看見的亮星就有90%是O型星。由於高溫和高亮度，O型星會很快地以劇烈的超新星爆炸結束生命，結果是形成黑洞或中子星。大多數的這些恆星都是年輕的主序星、巨星或超巨星，但行星狀星雲的中央恆星，雖然都是老死的低質量恆星（白矮星），但通常也有些有著O型星的光譜。

O型星通常都位於活躍的恆星形成區，像是螺旋星系的螺旋臂。這些恆星會照亮周圍的任何物質，並是螺旋臂顏色的主要提供者。此外，O型星經常是多星系統，以致其質量往往會在成員中轉移，而難以預測何者在何時會爆炸成為超新星的可能性。

光譜
O型星由其光譜中某些譜線的相對強度來定義和確定。關鍵的譜線主要來自氦II的454.1 nm和420.0 nm，它們在O9.5非常微弱，但在O2－O7非常強烈；氦I的447.1 nm和402.6 nm在O2/3不會出現，但在O9.5很明顯；在O7，氦II的454.1nm和氦I的447.1nm有相同的強度。非常熱的O型星，中性氦的譜線都很微弱，使它們很容易和N III區別出來。

O型光譜的細分非常複雜，用O3.5、O6.5、O8.5、O9.5、和O9.7的定義可以顯示出光譜分析的發展，為這是首度利用恆星的發射線來定義分類，現在用在沃夫–瑞葉星。在原始的亨利·德雷珀目錄中唯一的O型星是HR 2583（=WR 4），現在是列為WN4。

亮度分類的O型星歸因於一些譜線的相對強度：HeII和某些N和Si離子的譜線。在光譜類型附加尾詞"f"的，單獨"f"是NIII和HeII的發射譜線，"(f)"意味著He的譜線微弱或是被吸收掉，"((f))"則意味著N的譜線微弱或是被吸收掉，"f*"指示很強的NIV發射譜線，和"f+"存在SiIV發射譜線。亮度分類V，是主序星，一般只有微弱的或缺乏發射譜線，巨星和超巨星的發射譜線強度會增加。在O2–O4，巨星和超巨星的區別很窄，並且可能甚至不能表現真實的亮度或演化上的差異。在中間的O5–O8，在O((f))主序星、O(f)巨星、和Of超巨星的區別有著明確切定和一定的光度提升。SiIV發射線強度的提升和亮度的增加也是一個指標，這是將亮度的增加分配給晚期O型星的主要手段。

特性
（M20）影像，可以看見在中心雕塑和照亮星雲的明亮O7.5III恆星。]]

O型星又熱又亮。它們的表面溫度特徵是30,000－52,000K，並輻射出強烈的紫外線，因此在可見光的顏色是藍白色。因為它們的高溫，O型主序星的光度範圍從太陽的10,000倍到大約1,000,000倍；巨星從100,000倍到超過1,000,000倍；超巨星從200,000倍到超過太陽的數百萬倍。

在相同溫度的其他O型星，包括O型次矮星（sdO）、行星狀星雲中心恆星（CSPNe）、和白矮星，都很罕見。白矮星有它們自己的光譜類型，但許多CSPNe都有O型星的光譜。但即使是低質量的次矮星和CSPNe的光度也有太陽的數百倍至數千倍。sdO型的恆星通常溫度會比大質量的O型星高，溫度可以高達100,000K。

O型星意味著是在主序帶上是質量最高的恆星。溫度最低的初始質量大約是太陽的16倍。目前，還不清楚O型星的質量上限是多少。在金屬量與太陽同等級上，恆星的質量上限大約在120－150太陽質量，但在低金屬量上，質量應該會更大許多。O型星只有一小部分是O型主序星，其中絕大部分的質量都接近質量的下限。質量最大且溫度最高的O2和O3都極為罕見，遲至1971年和2002年。

估計銀河系中大約有20,000顆O型星。低質量的sdO和CSPNe或許較為普通，但它們不會很明亮，因此難以尋獲它們。儘管其留存期很短，它們被認為在正常演化的階段，質量不會比太陽大太多。

結構
O型主序星如同所有的主序星一樣，燃料是核融合。然而，大質量的O型星的核心溫度極高，在這樣的溫度下，燃燒效率遠高於低質量下氫燃燒的CNO循環成為消耗燃料和產生能量的主要程序。O型星產生的大量能量，以輻射的方式不足以有效率地向外傳送，因此核心是以對流取代，將能量向外輸送。O型星的輻射層位於核心和光球層之間。核心的物質倍混和著傳送到上層，這經常會增強快速的旋轉，對O型星的演化產生戲劇性的效果。當核心還在燃燒氫時，就開始慢慢地展現巨星或超巨星的特徵，在燃燒氦燃料的大部分時間，它們都是在藍超巨星的階段。

演化
近幾年來，對低於120太陽質量O型星的生命週期有很好的參照。不同金屬量範圍的恆星在自身進化的轉動速率上有很大的變化，但基本保持不一樣。
O型星也有強大的恆星風，速度不下於每秒數千公里，可以在分子雲內吹出包圍著恆星的氣泡。
O型星爆炸成超新星，當它們死亡時，釋放出的大量能量，有助於分子雲的分裂。
這些影響到分散的剩餘分子雲物質，最終阻止新恆星的誕生，和可能留下一個年輕的疏散星團。

然而，分子雲潰散之前，被膨脹的氣泡掃掠（稱為蒐集或坍縮）的氣體，或現有被壓縮（稱為輻射驅動的向內爆炸），都會導致新恆星的誕生。觸發恆星形成的證據出現在大量恆星形成的區域，例如仙王座B和象鼻管星雲（约有4-25%的恆星在這兒形成）。

參考資料