藍巨星(天文術語)

藍巨星是高溫的、光度類型為II或III的恆星，其內部的核反應速率很大，是質量過大的恆星。反映在赫羅圖上，就是在主序帶右上方偏左的位置，它們均已離開主序帶。它們的持續階段是比較短，只有數千萬年的光景，但原因並不完全一樣。通常意義上的藍巨星是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於A0，表面溫度高於10000K。由於質量較高並且半徑較大，藍巨星一般都具有較高的亮度，通常比太陽亮500倍以上。但也有一類天琴座RR型變星雖然也被歸為藍巨星，但實際上是中低質量恆星的末期演化階段，溫度，光度都遠低於正常藍巨星，質量更是只有太陽的0.6-0.8倍，因此不應與普通藍巨星混淆。

基本介紹

• 中文名：藍巨星
• 外文名：Blue giant
• 分類：恆星
• 質量：太陽的4-40倍
• 直徑：太陽的5-15倍
• 表面溫度：約9800攝氏度（10000K）及以上
• 反照率：不適用（不是行星）
• 絕對星等：-1.5等(B9.5III)至-5.5等(O7III)

恆星的分類

恆星分為巨星、矮星、白矮星、黑矮星、中子星等。主序星一般屬於矮星（如太陽就是一顆黃矮星），大部分主序星耗盡氫後，會變成紅巨星或紅超巨星，但也有一些大質量主序星（大於1.44倍太陽質量，即大於錢德拉塞卡極限）會變成藍巨星。

藍巨星和紅巨星的區別

當一顆恆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”，是突出它的光度高。在巨星階段，恆星的體積將膨脹到原先的十億倍。稱它為“紅”巨星，是因為在這恆星迅速膨脹的同時，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，它的光度也變得很高，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，就朝恆星的下一階段——白矮星或中子星(也有少數會變成黑洞)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，最終核心溫度將超過一億度，點燃氦聚變。小於最後的結局將在中心形成一顆白矮星。

藍巨星也是有的，但數量遠少於紅巨星。和紅巨星一樣，藍巨星也都是體積過大的恆星，它們的持續階段是比較短。紅巨星是恆星主序後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式關係。

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，並且靠近銀道面，因而屬於星族I。球狀星團由紅巨星和天琴座RR型星組成，這些恆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，球狀星團的特徵是極端穩定，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雲。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。

疏散星團

特殊藍巨星

特殊的藍巨星：沃爾夫-拉葉星

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星位於主序之上。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，但由於大質量星演化很快，氫已燃燒完，處於主序後階段。