印度天文物理研究所（Indian Institute of Astrophysics，IIA）Gajendra Pandey、美國德州大學（University of Texa）麥當勞天文台（McDonald Observatory）台長David L. Lambert等人，利用哈柏太空望遠鏡（Hubble Space Telescope，HST）的觀測資料確認「極富氦星（extreme helium stars）」這種非常稀有天體的起源。他們認為純氦星應是經由兩顆白矮星合併而形成。相關論文發表在2月10日的天文物理期刊（Astrophysical Journal）中。

　　第一顆極富氦星HD 124448是芝加哥大學的Daniel M. Popper於1942年利用麥當勞天文台觀測發現。因此，天文物理學家研究這個議題至今已超過一甲子，直到最近才有比較一致的概念。目前已知的極富氦星已超過20幾顆，這些極富氦星是質量比太陽小一點、但體積和表面溫度比太陽大好幾倍的超巨星（supergiant stars），最特別的當然是它們的化學組成--幾乎完全不含有氫元素這種宇宙中最豐富、所有恆星最基礎的化學組成，這些極富氦星的組成絕大部分是氦，另外有少許的碳、氮、氧和其他微量的穩定元素。

　　由於從未發現由氦氣組成的雲氣，因此極富氦星當然不可能像一般恆星一樣是由雲氣重力塌縮而成。像我們太陽一樣的恆星，其核心區會經由氫轉變成氦的核融合反應產生光與熱。既然氦主要存在於恆星的熾熱核心中，那麼必定要將外層的大量物質拋棄後才能使原本在核心的氦裸露出來，望遠鏡也才能觀測到氦星的存在。當時除了上述過程外，沒有其他任何物理機制可以製造出氦星。

　　直到20年前，才有伊利諾大學天文學家Ronald Webbink和Icko Iben等人提出白矮星合併而形成極富氦星的概念。白矮星本來就是類太陽恆星走到生命終點的狀況，通常含有的氫比氦少很多，有些白矮星則含有很多碳和氧。白矮星雙星可以經由正常恆星組成的雙星系統演化而成。如果雙星中其中一子星演化變成富氦白矮星，另一顆演化成富碳氧的白矮星，經過數十億年之後，兩顆星可能會因損失能量而逐漸愈繞愈近，最終富氦子星可能會被質量稍大的富碳氧子星毀滅，殘骸環繞在富碳氧白矮星的周圍，形成一個厚盤，幾分鐘之後便被富碳氧白矮星的重力迅速拉扯、沉落在富碳氧白矮星的表面。如果新形成的恆星質量超過錢卓極限（Chandrasekar limit，1.44倍太陽質量）便會引發Iav型超新星爆炸；如果低於錢卓極限，則會逐漸膨脹形成富氦超巨星，最後變成極富氦星。

　　為測試這個理論的正確性，天文學家必須找出極富氦星的精確化學組成。經由HST的光譜資料，以及麥當勞天文台2.7米Harlan J. Smith望遠鏡（右上圖）和印度2.3米Vainu Bappu望遠鏡的協同觀測，Pandey等人藉由7顆極富氦星的紫外光的細節，發現每顆極富氦星中至少有20幾種不同的化學組成；這個結果與理論預測相當符合，因此極富氦星是經由白矮星合併形成的理論應該是正確的。

資料來源：http://mcdonaldobservatory.org/news/releases/2006/0309.html, 2006.03.09, KLC