¶ 沃尔夫-拉叶星（Wolf-Rayet star）
作者：顾弘睿
主分类：eruptive
¶ 历史背景
沃尔夫-拉叶星（Wolf-Rayet star, WR）是大质量恒星演化晚期的一个正常阶段，最早由沃尔夫（Charles Wolf）和拉叶（Georges Rayet）于1867年使用40cm傅科反射望远镜发现[1][2]，当时在天鹅座发现了三颗此类恒星，位HD191765、HD192103和HD192641。最初其发射谱线认为是半整数量子数的巴尔末谱线，后被发现位氦元素谱线。截止目前（2023年2月），银河系中共发现了667颗WR星[3]，预计银河系中总共包含颗WR星[4][5]，还有约一半等待被发现。
¶ 物理图像
¶ 基本信息
WR星是大质量恒星正常演化晚期的一个阶段，一般认为在30倍太阳质量以上的恒星会进入此阶段，并也会在一定情况下（见下表[6]）进入如LBV等其他光变阶段（详见图谱LBV部分）。其部分光变性质与其前身大质量恒星类似，由星风引起的全波段的光变[7]，在可见光波段，其光变约为0.003-0.03星等。因为其星风极强，已经剥离了大部分或全部外层的氢壳层，露出了内部高温致密的恒星内核，所以WR星具有极其高的表面温度，而且其高速星风具有极强且宽的发射线。随着大气持续被抛射，其抛射物也逐渐从氦和氮元素（WN子类），转变为碳和氧元素（WC子类），最后主要为氧元素（WO子类）。在演化到WO星之后，其极其高温的内核会暴露在外，表现出极其高的温度，可以达到数十万开尔文，并很快迎来超新星爆发。
| 质量范围 | 演化过程 |
|---|---|
| M>90 | O-Of-WNL-(WNE)-WCL-WCE-SN |
| 60-90 | O-Of/WNL⇔LBV-WNL-WCL-SN |
| 40-60 | O-BSG-LBV⇔WNL-WCL-(WO)-SN |
| 30-40 | O-BSG-RSG-WNE-WCE-SN |
| 20-30 | O-RSG-BSG-RSG-SN |
| 10-20 | O-RSG-SN |
WN、WC、WO子类根据光谱谱线的不同特征，被继续分为WN1-WN11，WC1-WC11，WO1-WO4各种子类，其中数字较小的被称为早型，如WN1-WN6可被成为早型WN星（缩写：WNE），数字较大的则被称为晚型（缩写：WNL），具体分类细节可参考维基百科。[8]
下图展示了WR星在赫茨普龙罗素图（HRD）中的位置[9]，全部集中于左上角，温度极高、光度极大、质量极大。
¶ 观测特征
光变：存在0.03-0.003的小幅度无规律光变
光谱：具有明显的宽发射线，根据不同子类型存在氢、氮、氧、碳等发射线。
¶ 典型天体
WR124、WR140
¶ 天体基本信息
WR124编号: HIP 94289, 赤经：19:11:30.87，赤纬：+16:51:38.1，类型：WN8h
WR140编号：HIP 100287，赤经：20 20 27.97，赤纬：+43:51:16.3，类型：WC7pd
¶ 光变曲线
WR124的TESS光变曲线（HIP 94289 sector40）
WR140的TESS光变曲线（HIP 100287 sector14）
¶ 短时傅里叶变换
无明显周期
¶ 二维相位折叠图
无明显周期，下图展示了MOST观测的WR124的光变折叠图[10]，可见右图周期峰值并不是定值，而是比较随机的。
¶ 各类数据（多波段）
WR124图像（詹姆斯韦伯太空望远镜JWST）
WR140图像（詹姆斯韦伯太空望远镜JWST），左图为观测图减去了六角星芒，右图问论文对抛射气壳结构的建模[11]
光谱观测示意图，以WR137为例(图片来源于维基百科)
不同WR子类光谱的区别如下图，横坐标单位为波长 (Å)。[12]
¶ 重要文献
1、Physical Properties of Wolf-Rayet Stars，Crowther, Paul A. 2007
2、Nested dust shells around the Wolf-Rayet binary WR 140 observed with JWST， Lau, Ryan M. et al. 2022
3、Physical Properties of Wolf-Rayet Stars，Paul A. Crowther, 2007, ARA&A
4、Theory and Diagnostics of Hot Star Mass Loss，Jorick S. Vink, 2022, ARA&A
¶ 参考文献
Solange, G. 2016, Biographical Encyclopedia of Astronomers, pp 2365-2366 ↩︎
Richard, B. 2016, Biographical Encyclopedia of Astronomers, pp 1803-1804 ↩︎
Galactic Wolf Rayet Catalogue, v1.26 (Gaia DR3), http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/index.php ↩︎
Rosslowe, C. K., & Crowther, P. A. 2015a, MNRAS, 449,
2436, doi: 10.1093/mnras/stv502 ↩︎Rosslowe, C. K., & Crowther, P. A. 2015b, MNRAS, 447, 2322, doi: 10.1093/mnras/stu2525 ↩︎
Georges, M., et al. 2011, BSRSL, 80, 266, doi: 10/48550/arXiv.1101.5873 ↩︎
Catelan, M., & Smith, H. A. 2015, Pulsating Stars ↩︎
Jorick S.Vink 2022, The Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 60 ;203-46 ↩︎
Chene, A. & Moffat, A. 2011, AUS, 272, 445, doi: 10.1017/S1743921311011082 ↩︎
Han,Y. et al. 2022, Nature, 610, 269-272. ↩︎
Paul,A. 2007, The Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 45:177-219 ↩︎