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 蓝巨星

 

 

 

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。

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。[1]

参考文献