宇宙灯塔：蓝超巨星

宇宙灯塔：蓝超巨星

宇宙中可以看到数目众多的恒星，它们表现出不同的类型、颜色、亮度和大小等，其中有一类最明亮的恒星是蓝超巨星。蓝超巨星属于超巨星的一种，光谱型为O或B型，是温度及亮度最高的恒星，被认为是宇宙中的超级灯塔。根据超巨星表面温度，还可以分为黄超巨星和红超巨星。目前已知蓝超巨星表面温度为10000~55000K，质量约为太阳的10~150倍。O型早期的蓝超巨星是宇宙中最亮最重的恒星。蓝超巨星的半径通常在太阳的15~50倍之间，如果把蓝超巨星看成是一个巨大的气球的话，里面至少可以装下3000个太阳。O型超巨星的半径通常不会大于太阳的30倍，B型蓝超巨星则更大一些，但一般也不会超过太阳的60倍。已知直径最大的B型星是手枪星云星，直径是太阳的306倍。

艺术家绘制的蓝超巨星（Tahina Ramiaramanantsoa）

这颗蓝超巨星的名字起源比较有趣。它位于银河系中心的一个明亮星云里，在人马座方向，这个星云因形状酷似手枪，而被命名为手枪星云，因此其内的蓝超巨星也被称为手枪星云星。研究发现手枪星云星6秒释放的能量约等于太阳一年释放的能量，因此如果它发射的光线不被星际尘埃遮蔽的话，在距离25000光年外，我们以裸眼看到的手枪星云星将是一颗4等星。此外它极有可能在100至300万年内爆发成一颗壮观的超新星。

图1 手枪星云和手枪星云星

超链接：恒星光谱分类

天文学中根据光谱特征可以对恒星进行分类，依据现代的摩根-肯纳（MK）分类法，以字母O、B、A、F、G、K和M，从最热的O型星依序排列到最冷的M型星。此外每个字母项下再用数字从0到9细分为10个次分类，其中0表示最热，9表示最冷。在MK系统中还使用罗马数字将光度添加到光谱型中，I表示超巨星，II表示亮巨星，III表示巨星，IV表示次巨星，V表示主序星。因此B2I表示一颗典型的蓝超巨星，而太阳的光谱型是G2V。

图2 蓝超巨星参宿七的质量是的太阳21倍，半径更是比太阳大79倍。（Bob King）

One

星系化学探针

虽然我们在银河系中发现不少蓝超巨星，但是由于我们和蓝超巨星都位于银盘上，银盘上浓厚的气体和尘埃严重地阻碍了光的传播，这就像是在有雾霾的城市，我们只能看到近处的建筑，极大地限制了我们观测银河系内蓝超巨星的距离和数量，也使得通过蓝超巨星样本研究银盘的结构和演化变得极为困难。另一方面，由于蓝超巨星极其明亮，是宇宙中的超级灯塔，它们在河外星系里也能被容易地观测到，可以作为探针研究近邻星系化学成分和演化，特别是研究近邻正向旋涡星系盘的理想工具。

蓝超巨星是大质量恒星（大于8倍太阳质量）快速演化离开主序带后的产物，它们处于超巨星阶段的时间也非常短，不可能远离诞生地。观测也发现它们一般位于诞生时所在的星云中。目前已经有许多观测和理论证据支持恒星表面大气中的化学丰度不随恒星演化而改变，或者只有微小变化。因此假设蓝超巨星表面的化学成分不随时间改变，它们表面大气中的元素丰度就表征它们所在地当今的化学成分。基于这一特征，我们除了可以研究蓝超巨星本身的结构和演化性质外，还可以通过大样本的蓝超巨星探寻其所在星系的结构和化学演化。

图3 夜幕下的郭守敬望远镜（苏晨）

目前郭守敬望远镜（LAMOST）光谱巡天为我们提供了丰富的样本研究蓝超巨星和其所在的星系。由于蓝超巨星表面温度非常高，相对于其他恒星和天体，它的颜色偏蓝。基于颜色和视向速度等信息，可以从LAMOST光谱库中筛选出蓝超巨星。我们知道的主要特征是各种各样的吸收线，这些吸收线主要由恒星表面的化学成分和物理状态决定。因此通过分析吸收线可以得到恒星的化学成分和大气参数，包括有效温度、表面重力和金属丰度。由于蓝超巨星的高温，我们发现它的最外层大气由辐射占主导，这使得它的表面大气严重地偏离局部热动平衡状态。这与太阳表面大气由对流主导不一致，太阳表面大气可以被认为处于局部热动平衡状态下。因此如果用经典的局部热动平衡模型拟合光谱，得到物理参量和化学丰度将严重偏离实际。想要通过分析蓝超巨星光谱获得可靠的化学丰度信息，必须要模拟真实的超巨星表面大气。目前最流行的是非局部热动平衡大气模型，对比大气模型给出的理论合成谱和实际观测的蓝超巨星光谱，可以得到它们的化学丰度和大气参数。

超链接：局部热动平衡

局部热动平衡即在某一点粒子和光子达到碰撞平衡，此时气体和辐射有相同的温度，辐射非常接近黑体辐射。

图3 M31和银河系将在45亿年后发生碰撞（Z.Levay;R.van der Marel; T.Hallas and A.Mellinger）

目前对于如何准确地获取河外星系——例如仙女星系M31——盘上的金属丰度分布，是我们研究它的化学演化历史的最主要问题。我们知道有许多天体的光谱能够帮助我们获得金属丰度，例如恒星、HII区、行星状星云和星团等。但是由于M31距离地球非常遥远（约250万光年），因此对于地面上的中小型望远镜，我们只能获得非常明亮天体的光谱，例如蓝超巨星、HII区和行星状星云。对HII区和行星状星云光谱，基于经验的强线定标方法可以得到氧和氮等少数元素的丰度。使用不同的定标，会推导出非常明显不同的绝对金属丰度，使最后得到的星系金属丰度的误差可能达到0.6-0.8dex（天文学里dex仅表示无量纲化的数量级。例如两个天体的金属丰度差0.8dex，说明两者的金属丰度差100.8≈6.3倍）。但是对蓝超巨星光谱的观测和分析将帮助我们避免以上问题。结合蓝超巨星金属丰度和它们在星系M31盘上的投影距离，可以看到它们的金属丰度在盘上有一个非常明显的分布趋势，即星系盘中心的金属丰度最富，随着距离增加金属丰度不断降低。在其他旋涡星系盘上也能看到类似的结果。

Two

星系距离指示哭

距离是天体测量和天文学研究中一个最基本、也是非常重要的物理量。除了距离我们大约4000光年内的天体可以通过三角视差的方法直接测量距离，测量超过这个距离之外的天体则需要一些距离指示器。测量不同距离上天体的技术和方法则构成宇宙距离阶梯。目前一些众所周知的距离指示器包括天琴座RR变星、造父变星和Ia型超新星等。这些已知亮度的天体就像一个明亮的蜡烛，可以在遥远距离上被观测到，它们的暗弱直接表示距离的远近，此方法也被称为标准烛光方法。

图5 宇宙距离阶梯

最新研究发现，蓝超巨星除了能帮助我们探寻河外旋涡星系盘的化学分布和演化，它还是非常好的示距天体。此外，蓝超巨星比造父变星亮四个星等，能测量更远星系的距离，这非常好地弥补了造父变星只能测量非常近邻的星系，而Ia型超新星测量遥远距离星系之间的空白。在大质量恒星演化曲线上，可以看到蓝超巨星随着时间演化它的温度不断降低，但是它的质量和光度基本保持不变。基于这一现象，假设在整个蓝超巨星演化阶段，它的质量和光度不变，流量加权的重力（即表面重力/有效温度的四次方）和光度（或绝对热星等）之间则存在一个非常简单的关系。对于河外星系，它们到地球的距离远远大于本身的直径，因此忽略星系本身的大小，可以认为所有蓝超巨星到我们都有相同的距离。由于绝对热星等和热星等之间差一个距离改正，基于以上假设，通过拟合一群有流量加权的重力和热星等的蓝超巨星，给出的拟合常数就是蓝超巨星所在星系的距离。对近邻星系的距离测量发现，其结果与通过观测食双星和造父变星得到的距离相一致，表明蓝超巨星可以作为标准烛光测量更远星系的距离。

Three

超新星前身星

蓝超巨星还非常引人关注的一点是，它们是极少数特殊II型超新星的前身星。这类特殊II型超新星与普通II型超新星在测光和光谱性质上有着明显不同，例如它们需要经历更长时间到达光度最大值，在可见光波段光谱持续展现氢线等。著名的超新星1987A，它的前身星就是一颗位于蜘蛛星云里的蓝超巨星Sanduleak-69202，约有20倍的太阳质量。这改变了II型超新星只能源于红超巨星爆发的传统认识，但是为什么超新星1987A的前身星是蓝超巨星，这一直是个谜。最近日本天文学家模拟发现，两颗恒星合并而成的蓝超巨星爆炸可能有助于我们揭开这一谜团。