蓝巨星

         

蓝巨星

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蓝巨星是高温的、光度类型为II或III的恒星，其内部的核反应速率很大，是质量过大的恒星。 反映在赫罗图上，就是在主序带右上方偏左的位置，它们均已离开主序带。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。由于质量较高并且半径较大，蓝巨星一般都具有较高的亮度，通常比太阳亮500倍以上。但也有一类天琴座RR型变星虽然也被归为蓝巨星，但实际上是中低质量恒星的末期演化阶段，温度，光度都远低于正常蓝巨星，质量更是只有太阳的0.6-0.8倍，因此不应与普通蓝巨星混淆。

目录

星体介绍

恒星分为巨星、矮星、白矮星、黑矮星、中子星等。主序星一般属于矮星（如太阳就是一颗黄矮星），大部分主序星耗尽氢后，会变成红巨星或红超巨星，但也有一些大质量主序星（大于1.44倍太阳质量，即大于钱德拉塞卡极限）会变成蓝巨星。

“参宿三星”在现代天文学中是位于猎户座的参宿一、参宿二和参宿三，都为蓝巨星。三颗闪亮的蓝星，构成了星座之王猎户座的腰带，也成为冬季夜空中最具代表性的标识

星体区别

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”，是突出它的光度高。在巨星阶段，恒星的体积将膨胀到原先的数百万到十亿倍，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，它的光度也变得很高，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——白矮星或中子星(也有少数会变成黑洞)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。小于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。

特殊星体

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。