极端氦星 （extreme helium star，缩写为EHe），也称为望远镜座PV变星 ，是一种几乎没有氢元素的低质量超巨星。氢是宇宙中最普遍的元素，由于没有已知的任何条件可以让在分子云中形成的恒星缺乏氢，因此理论上认为它们是由氦核和碳氧核的白矮星合并而成的产物。
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性质
极端氦星是更广泛的缺氢恒星支中的一个子群。后者包括低温的碳星，例如北冕座R；光谱富含氦的O或B型恒星，第一星族的沃夫–瑞叶星、猎犬座AM；光谱类型为WC的白矮星，和像介于行星状星云和白矮星之间的过渡恒星PG 1159[1]。
已知的第一颗极端氦星，HD 124448，是美国奥斯丁麦克唐纳天文台的丹尼尔·M·波珀在1942年发现的。这颗恒星的光谱中没有出现氢的谱线，而只表现出强大的氦谱线和碳和氧的存在[2]。在1952年，发现第二颗：望远镜座PV，迄1996年总共发现25颗候选者（在2006年，这份名单已减少为21颗）[3]。这些恒星的一项共同特征是尽管其它的丰度在比率上有很大的差异，但碳与氦的丰度比率总是在0.3%至1%之间[4]。
已知的极端氦星都是超巨星，而氢丰度的数量低于万分之一或更低。这类恒星的表面温度范围从9,000至35,000K。它们的主要元素成分是氦，其次是碳，大约是每一百个原子有一个碳原子。这些恒星的化学组成暗示它们在演化上已经历了氢和氦燃烧的阶段[3]。
理论模型
对极端氦星的组成，有两种可能的模型在解释[3]：
- 双简并模型（The double-degenerate model，DD）：以联星系统的一颗质量较小的氦白矮星和一颗质量较大的碳白矮星合并来解释。这两颗恒星都是已经不再经由核聚变产生能量的致密天体，它们辐射出引力辐射造成轨道衰变，最终导致两颗星的合并。如果合并后的质量没有超过钱德拉塞卡极限，氦会附着在碳-氧矮星上，并且被点燃而成为一颗超巨星。而在冷却成为一颗白矮星之前，就是一颗极端氦星[3]。
- 终极闪光模型（The final-flash model，FF）：认为超级氦星是在离开渐近巨星支之后的演化后期形成。当恒星冷却形成白矮星时，在核心周围壳层中的氦会被点燃，导致外层迅速膨胀。如果这颗恒星包络中的氢被消耗掉，恒星就会缺乏氢，收缩后就形成一颗极端氦星[3]。
对七颗极端氦星周围元素丰度的研究，与双简并模型的预测一致[3]。
参考资料
外部链接
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