宇宙中可以看到數目眾多的恆星，它們表現出不同的型別、顏色、亮度和大小等，其中有一類最明亮的恆星是藍超巨星。藍超巨星屬於超巨星的一種，光譜型為O或B型，是溫度及亮度最高的恆星，被認為是宇宙中的超級燈塔。根據超巨星表面溫度，還可以分為黃超巨星和紅超巨星。目前已知藍超巨星表面溫度為10000~55000K，質量約為太陽的10~150倍。O型早期的藍超巨星是宇宙中最亮最重的恆星。藍超巨星的半徑通常在太陽的15~50倍之間，如果把藍超巨星看成是一個巨大的氣球的話，裡面至少可以裝下3000個太陽。O型超巨星的半徑通常不會大於太陽的30倍，B型藍超巨星則更大一些，但一般也不會超過太陽的60倍。已知直徑最大的B型星是手槍星雲星，直徑是太陽的306倍。

藝術家繪製的藍超巨星（Tahina Ramiaramanantsoa）

這顆藍超巨星的名字起源比較有趣。它位於銀河系中心的一個明亮星雲裡，在人馬座方向，這個星雲因形狀酷似手槍，而被命名為手槍星雲，因此其內的藍超巨星也被稱為手槍星雲星。研究發現手槍星雲星6秒釋放的能量約等於太陽一年釋放的能量，因此如果它發射的光線不被星際塵埃遮蔽的話，在距離25000光年外，我們以裸眼看到的手槍星雲星將是一顆4等星。此外它極有可能在100至300萬年內爆發成一顆壯觀的超新星。

圖1 手槍星雲和手槍星雲星

超連結：恆星光譜分類

天文學中根據光譜特徵可以對恆星進行分類，依據現代的摩根-肯納（MK）分類法，以字母O、B、A、F、G、K和M，從最熱的O型星依序排列到最冷的M型星。此外每個字母項下再用數字從0到9細分為10個次分類，其中0表示最熱，9表示最冷。在MK系統中還使用羅馬數字將光度新增到光譜型中，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表示一顆典型的藍超巨星，而太陽的光譜型是G2V。

圖2 藍超巨星參宿七的質量是的太陽21倍，半徑更是比太陽大79倍。（Bob King）

One

星系化學探針

雖然我們在銀河系中發現不少藍超巨星，但是由於我們和藍超巨星都位於銀盤上，銀盤上濃厚的氣體和塵埃嚴重地阻礙了光的傳播，這就像是在有霧霾的城市，我們只能看到近處的建築，極大地限制了我們觀測銀河系內藍超巨星的距離和數量，也使得透過藍超巨星樣本研究銀盤的結構和演化變得極為困難。另一方面，由於藍超巨星極其明亮，是宇宙中的超級燈塔，它們在河外星系裡也能被容易地觀測到，可以作為探針研究近鄰星系化學成分和演化，特別是研究近鄰正向旋渦星系盤的理想工具。

藍超巨星是大質量恆星（大於8倍太陽質量）快速演化離開主序帶後的產物，它們處於超巨星階段的時間也非常短，不可能遠離誕生地。觀測也發現它們一般位於誕生時所在的星雲中。目前已經有許多觀測和理論證據支援恆星表面大氣中的化學丰度不隨恆星演化而改變，或者只有微小變化。因此假設藍超巨星表面的化學成分不隨時間改變，它們表面大氣中的元素丰度就表徵它們所在地當今的化學成分。基於這一特徵，我們除了可以研究藍超巨星本身的結構和演化性質外，還可以透過大樣本的藍超巨星探尋其所在星系的結構和化學演化。

圖3 夜幕下的郭守敬望遠鏡（蘇晨）

目前郭守敬望遠鏡（LAMOST）光譜巡天為我們提供了豐富的樣本研究藍超巨星和其所在的星系。由於藍超巨星表面溫度非常高，相對於其他恆星和天體，它的顏色偏藍。基於顏色和視向速度等資訊，可以從LAMOST光譜庫中篩選出藍超巨星。我們知道的主要特徵是各種各樣的吸收線，這些吸收線主要由恆星表面的化學成分和物理狀態決定。因此透過分析吸收線可以得到恆星的化學成分和大氣引數，包括有效溫度、表面重力和金屬丰度。由於藍超巨星的高溫，我們發現它的最外層大氣由輻射佔主導，這使得它的表面大氣嚴重地偏離區域性熱動平衡狀態。這與太陽表面大氣由對流主導不一致，太陽表面大氣可以被認為處於區域性熱動平衡狀態下。因此如果用經典的區域性熱動平衡模型擬合光譜，得到物理參量和化學丰度將嚴重偏離實際。想要透過分析藍超巨星光譜獲得可靠的化學丰度資訊，必須要模擬真實的超巨星表面大氣。目前最流行的是非區域性熱動平衡大氣模型，對比大氣模型給出的理論合成譜和實際觀測的藍超巨星光譜，可以得到它們的化學丰度和大氣引數。

超連結：區域性熱動平衡

區域性熱動平衡即在某一點粒子和光子達到碰撞平衡，此時氣體和輻射有相同的溫度，輻射非常接近黑體輻射。

圖3 M31和銀河系將在45億年後發生碰撞（Z.Levay;R.van der Marel; T.Hallas and A.Mellinger）

目前對於如何準確地獲取河外星系——例如仙女星系M31——盤上的金屬丰度分佈，是我們研究它的化學演化歷史的最主要問題。我們知道有許多天體的光譜能夠幫助我們獲得金屬丰度，例如恆星、HII區、行星狀星雲和星團等。但是由於M31距離地球非常遙遠（約250萬光年），因此對於地面上的中小型望遠鏡，我們只能獲得非常明亮天體的光譜，例如藍超巨星、HII區和行星狀星雲。對HII區和行星狀星雲光譜，基於經驗的強線定標方法可以得到氧和氮等少數元素的丰度。使用不同的定標，會推匯出非常明顯不同的絕對金屬丰度，使最後得到的星系金屬丰度的誤差可能達到0.6-0.8dex（天文學裡dex僅表示無量綱化的數量級。例如兩個天體的金屬丰度差0.8dex，說明兩者的金屬丰度差100.8≈6.3倍）。但是對藍超巨星光譜的觀測和分析將幫助我們避免以上問題。結合藍超巨星金屬丰度和它們在星系M31盤上的投影距離，可以看到它們的金屬丰度在盤上有一個非常明顯的分佈趨勢，即星系盤中心的金屬丰度最富，隨著距離增加金屬丰度不斷降低。在其他旋渦星系盤上也能看到類似的結果。

Two

星系距離指示哭

距離是天體測量和天文學研究中一個最基本、也是非常重要的物理量。除了距離我們大約4000光年內的天體可以透過三角視差的方法直接測量距離，測量超過這個距離之外的天體則需要一些距離指示器。測量不同距離上天體的技術和方法則構成宇宙距離階梯。目前一些眾所周知的距離指示器包括天琴座RR變星、造父變星和Ia型超新星等。這些已知亮度的天體就像一個明亮的蠟燭，可以在遙遠距離上被觀測到，它們的闇弱直接表示距離的遠近，此方法也被稱為標準燭光方法。

圖5 宇宙距離階梯

最新研究發現，藍超巨星除了能幫助我們探尋河外旋渦星系盤的化學分佈和演化，它還是非常好的示距天體。此外，藍超巨星比造父變星亮四個星等，能測量更遠星系的距離，這非常好地彌補了造父變星只能測量非常近鄰的星系，而Ia型超新星測量遙遠距離星系之間的空白。在大質量恆星演化曲線上，可以看到藍超巨星隨著時間演化它的溫度不斷降低，但是它的質量和光度基本保持不變。基於這一現象，假設在整個藍超巨星演化階段，它的質量和光度不變，流量加權的重力（即表面重力/有效溫度的四次方）和光度（或絕對熱星等）之間則存在一個非常簡單的關係。對於河外星系，它們到地球的距離遠遠大於本身的直徑，因此忽略星系本身的大小，可以認為所有藍超巨星到我們都有相同的距離。由於絕對熱星等和熱星等之間差一個距離改正，基於以上假設，透過擬合一群有流量加權的重力和熱星等的藍超巨星，給出的擬合常數就是藍超巨星所在星系的距離。對近鄰星系的距離測量發現，其結果與透過觀測食雙星和造父變星得到的距離相一致，表明藍超巨星可以作為標準燭光測量更遠星系的距離。

Three

超新星前身星

藍超巨星還非常引人關注的一點是，它們是極少數特殊II型超新星的前身星。這類特殊II型超新星與普通II型超新星在測光和光譜性質上有著明顯不同，例如它們需要經歷更長時間到達光度最大值，在可見光波段光譜持續展現氫線等。著名的超新星1987A，它的前身星就是一顆位於蜘蛛星雲裡的藍超巨星Sanduleak-69202，約有20倍的太陽質量。這改變了II型超新星只能源於紅超巨星爆發的傳統認識，但是為什麼超新星1987A的前身星是藍超巨星，這一直是個謎。最近日本天文學家模擬發現，兩顆恆星合併而成的藍超巨星爆炸可能有助於我們揭開這一謎團。

圖6 超新星1987A遺蹟