蓝巨星（高温的质量过大的恒星）

蓝巨星（高温的质量过大的恒星）

蓝巨星 （高温的质量过大的恒星） 次浏览 | 2022.08.19 18:44:33 更新 来源 ：互联网 精选百科 本文由作者推荐 蓝巨星高温的质量过大的恒星

蓝巨星（BlueGiant）是高质量的主序星，其内部的核反应速率很大，是体积过大的恒星。它们的持续阶段是比较短，只有数千万年的光景，但原因并不完全一样。通常意义上的蓝巨星是高质量的主序星或刚刚离开主序的大质量星，其内部的核反应速率很大，演化十分快速。蓝巨星通常光谱型早于A0，表面温度高于10000K。由于质量较高，蓝巨星一般都具有较高的亮度，通常比太阳亮500倍以上。

中文名

蓝巨星

分类

恒星

质量

太阳的4-40倍

表面温度

约9800摄氏度（10000K）及以上

绝对星等

-1.5等（B9.5III）至-5.5等（O7III）

英文名

Blue giant

天文术语

在天文学里，有“红巨星”和“蓝巨星”，前者呈橘红色，温度较低（K/M型），通常属于老年恒星；而后者的温度极高，是年轻恒星的典范。 

“参宿三星”在现代天文学中是位于猎户座的参宿一与参宿二和参宿三，都为蓝巨星。[1]

蓝与红巨星蓝巨星

当一颗恒星度过它漫长的青壮年期--主序星阶段，步入老年期时，它将首先变为一颗红巨星。称它为“巨星”，是突出它的体积巨大。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到原先的十亿倍。称它为“红”巨星，是因为在这恒星迅速膨胀的同时，它的外表面离中心越来越远，所以温度将随之而降低，发出的光也就越来越偏红。

不过，虽然温度降低了一些，可红巨星的体积是如此之大，它的光度也变得很大，极为明亮。肉眼看到的最亮的星中，许多都是红巨星。红巨星一旦形成，就朝恒星的下一阶段——白矮星进发。

当外部区域迅速膨胀时，氦核受反作用力却强烈向内收缩，被压缩的物质不断变热，最终内核温度将超过一亿度，点燃氦聚变。最后的结局将在中心形成一颗白矮星。

蓝巨星也是有的，但数量远少于红巨星。和红巨星一样，蓝巨星也都是体积过大的恒星，它们的持续阶段是比较短。红巨星是恒星主序后的氦和更重原子核燃烧的阶段, 产能速率很大, 而能源则不足（氦和更重原子核聚变产能的潜力已经很小了），所以持续时间不长.物体的热辐射和温度有着一定的函数关系。

蓝巨星与疏散星团在银河系中，疏散星团一般由年轻的蓝巨星组成，并且靠近银道面，因而属于星族I。球状星团由红巨星和天琴座RR型星组成，这些恒星按演化来说要年老得多。此外，球状星团既远离银道面，又靠近银心，所以它被列为星族II。

与疏散星团不同，球状星团的特征是极端稳定，它们不仅密集，星数众多，远远超过疏散星团而且年龄也大的多——大约在50亿年以上。由观测得知，球状星团拥有大量红巨星和天琴座RR星。

有一个球状星团甚至还包含着行星状星云。上述各类天体的年龄均比疏散星团中的蓝星高的多。这两类星团的相对年龄可由两者典型的颜色—光度图之间的差别清楚地反映出来。

据科学研究，天鹅座黑洞吸收来自蓝巨星伴星的气体，在其周围形成吸积盘。[2]

特殊蓝巨星蓝巨星

特殊的蓝巨星：

沃尔夫-拉叶星

Wolf-Rayetstar

光谱中有许多很宽的发射线叠加在与O.B型星相似的连续谱上，这类星最初由法国天文学家C.J.E.沃尔夫和G.A.P.拉叶发现，因而得名，简称WR星或W星。在银河系和几个邻近星系中已发现了约250颗。WR分成两个次型：氮序和碳序，分别记为WN和WC。

与普通O型和B型星大气中元素丰度相比，WR星大气中氢的含量少50～150倍，WN型星氮的含量超出50～100倍，而WC型星碳的含量超出400～700倍。在赫罗图上WR星位于主序之上。根据谱线轮廓的分析，WR星有很强的星风，估计质量损失率为10-5～10-4太阳质量年。这样大的质量损失率不可能维持很久，说明WR星年龄不大，但由于大质量星演化很快，氢已燃烧完，处于主序后阶段。

参考资料