Blaue Superriesen (BSGs) sind superriesige Sterne (Lichtstärke-Klasse I) vom geisterhaften Typ O oder B.

Sie sind äußerst heiß und mit Oberflächentemperaturen von 30.000-50.000 K hell. Sie haben normalerweise 10 bis 50 Sonnenmassen auf dem Diagramm von Hertzsprung-Russell, und können Radien bis zu ungefähr 25 Sonnenradien haben. Diese seltenen und rätselhaften Sterne sind unter dem heißesten und hellsten im bekannten Weltall. Blaue Superriesen sind allgemein viel kleiner als ihre roten Kollegen.

Wegen ihrer äußersten Massen haben sie relativ kurze Lebensspanne und werden in jungen kosmischen Strukturen wie offene Trauben, die Arme spiralförmiger Milchstraßen, und in unregelmäßigen Milchstraßen hauptsächlich beobachtet. Sie werden in spiralförmigen Milchstraße-Kernen, elliptischen Milchstraßen oder kugelförmigen Trauben selten beobachtet, wie man glaubt, die meisten von denen aus älteren Sternen zusammengesetzt werden.

Das am besten bekannte Beispiel ist Rigel, der hellste Stern in der Konstellation von Orion. Seine Masse ist ungefähr 20mal mehr als das der Sonne, und seine Lichtstärke ist mehr als 60,000mal größer. Trotz ihrer Seltenheit und ihrer kurzen Leben werden sie unter den zum nackten Auge sichtbaren Sternen schwer vertreten; ihre innewohnende Helligkeit trumpft ihre Knappheit.

Blaue Superriesen vertreten ein langsameres Brennen führen den Tod eines massiven Sterns stufenweise ein. Wegen Kernkernreaktionen, die, die Sternverträge und da ein bisschen langsamer sind, kommt sehr ähnliche Energie aus einem viel kleineren Gebiet (Photobereich) dann die Oberfläche des Sterns wird viel heißer. Rote Superriesen können blaue Superriesen werden, wenn ihre Kernreaktionen, die aus beliebigem Grund und der Rückseite langsam sind, auch vorkommen können, in Pulsars implodierend.

Während der Sternwind von einem roten Superriesen dicht und langsam ist, ist der Wind von einem blauen Superriesen schnell, aber spärlich. Wenn ein roter Superriese ein blauer Superriese durch das Zusammenziehen wird, der schnellere Wind erzeugt er Einflüsse der bereits ausgestrahlte langsame Wind und veranlasst das outflowing Material, sich in eine dünne Schale zu verdichten. Fast alle blauen erkennbaren Superriesen haben diese Schale des Materials, das sie umgibt, vorschlagend, dass sie alle einmal rote Superriesen waren.

Da sich der Stern entwickelt, kann er hin und her zwischen rotem Superriesen (langsamer, dichter Wind) und blauem Superriesen (schneller, spärlicher Wind) mehrere Male schwingen und konzentrische schwache Schalen um sich geben. Während des Übergangs kann der Stern gelb oder in der Farbe weiß sein, ein gelber Superriese wie der Stern Polarstern, der Nordstern werdend. Schließlich ist der Stern wahrscheinlich vom Schicksal bestimmt, Supernova zu gehen, obwohl ganz wenige superriesige Sterne in der 8-12 Sonnenmassenreihe fortfahren, sehr seltenes mit dem Sauerstoffneonweiß zu werden, ragt über. Es wird nicht gut verstanden, wie oder warum sich diese speziellen weißen Zwergsterne von einem Stern formen, der, in der Theorie, eine kleine Supernova enden sollte. Es wird Hypothese aufgestellt, dass genügend Massenverlust während der superriesigen Phase des Sterns vorkommt, um es unter der Schwelle für die Supernova zu legen. Ein blauer Superriese oder ein roter Superriese, und auch manchmal, selten, ein gelber Superriese, können alle Supernova gehen, weil der Prozess einer Supernova mit dem Staat des Umschlags des Sterns, aber zu Prozessen innerhalb seines Sternkerns nicht verbunden ist.

Da Sterne mehr Zeit verbringen, rote Superriesen seiend, beobachten wir rötere Superriesen, und die meisten supernovae Ahnen sind rote Superriesen. Es wurde angenommen, dass alle supernovae von roten Superriesen bis zur Supernova 1987A gezwungene Revision waren, weil der Ahn ein B3 blauer Superriese war.

Siehe auch

• Blauer Riese
• Roter Superriese
• Gelber Superriese

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