藍巨星（高溫的質量過大的恒星）

藍巨星（高溫的質量過大的恒星）

藍巨星 （高溫的質量過大的恒星） 次瀏覽 | 2022.08.19 18:44:33 更新 來源 ：互聯網 精選百科 本文由作者推薦 藍巨星高溫的質量過大的恒星

藍巨星（BlueGiant）是高質量的主序星，其內部的核反應速率很大，是體積過大的恒星。它們的持續階段是比較短，只有數千萬年的光景，但原因并不完全一樣。通常意義上的藍巨星是高質量的主序星或剛剛離開主序的大質量星，其內部的核反應速率很大，演化十分快速。藍巨星通常光譜型早于A0，表面溫度高于10000K。由于質量較高，藍巨星一般都具有較高的亮度，通常比太陽亮500倍以上。

中文名

藍巨星

分類

恒星

質量

太陽的4-40倍

表面溫度

約9800攝氏度（10000K）及以上

絕對星等

-1.5等（B9.5III）至-5.5等（O7III）

英文名

Blue giant

天文術語

在天文學里，有“紅巨星”和“藍巨星”，前者呈橘紅色，溫度較低（K/M型），通常屬于老年恒星；而后者的溫度極高，是年輕恒星的典范。?

“參宿三星”在現代天文學中是位于獵戶座的參宿一與參宿二和參宿三，都為藍巨星。[1]

藍與紅巨星藍巨星

當一顆恒星度過它漫長的青壯年期--主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。稱它為“巨星”，是突出它的體積巨大。在巨星階段，恒星的體積將膨脹到原先的十億倍。稱它為“紅”巨星，是因為在這恒星迅速膨脹的同時，它的外表面離中心越來越遠，所以溫度將隨之而降低，發出的光也就越來越偏紅。

不過，雖然溫度降低了一些，可紅巨星的體積是如此之大，它的光度也變得很大，極為明亮。肉眼看到的最亮的星中，許多都是紅巨星。紅巨星一旦形成，就朝恒星的下一階段——白矮星進發。

當外部區域迅速膨脹時，氦核受反作用力卻強烈向內收縮，被壓縮的物質不斷變熱，最終內核溫度將超過一億度，點燃氦聚變。最后的結局將在中心形成一顆白矮星。

藍巨星也是有的，但數量遠少于紅巨星。和紅巨星一樣，藍巨星也都是體積過大的恒星，它們的持續階段是比較短。紅巨星是恒星主序后的氦和更重原子核燃燒的階段,?產能速率很大,?而能源則不足（氦和更重原子核聚變產能的潛力已經很小了），所以持續時間不長.物體的熱輻射和溫度有著一定的函數關系。

藍巨星與疏散星團在銀河系中，疏散星團一般由年輕的藍巨星組成，并且靠近銀道面，因而屬于星族I。球狀星團由紅巨星和天琴座RR型星組成，這些恒星按演化來說要年老得多。此外，球狀星團既遠離銀道面，又靠近銀心，所以它被列為星族II。

與疏散星團不同，球狀星團的特征是極端穩定，它們不僅密集，星數眾多，遠遠超過疏散星團而且年齡也大的多——大約在50億年以上。由觀測得知，球狀星團擁有大量紅巨星和天琴座RR星。

有一個球狀星團甚至還包含著行星狀星云。上述各類天體的年齡均比疏散星團中的藍星高的多。這兩類星團的相對年齡可由兩者典型的顏色—光度圖之間的差別清楚地反映出來。

據科學研究，天鵝座黑洞吸收來自藍巨星伴星的氣體，在其周圍形成吸積盤。[2]

特殊藍巨星藍巨星

特殊的藍巨星：

沃爾夫-拉葉星

Wolf-Rayetstar

光譜中有許多很寬的發射線疊加在與O.B型星相似的連續譜上，這類星最初由法國天文學家C.J.E.沃爾夫和G.A.P.拉葉發現，因而得名，簡稱WR星或W星。在銀河系和幾個鄰近星系中已發現了約250顆。WR分成兩個次型：氮序和碳序，分別記為WN和WC。

與普通O型和B型星大氣中元素豐度相比，WR星大氣中氫的含量少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。在赫羅圖上WR星位于主序之上。根據譜線輪廓的分析，WR星有很強的星風，估計質量損失率為10-5～10-4太陽質量年。這樣大的質量損失率不可能維持很久，說明WR星年齡不大，但由于大質量星演化很快，氫已燃燒完，處于主序后階段。

參考資料