世界上最大最亮的星星？

世界上最大最亮的星星？

LBV1806-20是目前发现的质量最大，亮度最高的恒星。其距地球有45000光年，人类用肉眼和一般的望远镜都无法看见它。

美国佛罗里达州大学的天文学家斯蒂文·俄肯贝利博士所领导的研究组在2004年发现，被命名为LBV 1806-20的恒星是目前发现的亮度很高的恒星，总光度是太阳的200万倍。直径尚不明确，质量是太阳的36倍。这颗位于银河系另一头的恒星与我们相距4.5万光年。虽然它如此耀眼，但你却不能在夜空中找到它，因为宇宙中的尘埃粒子把它发的光大部分阻隔了，只有能测量红外线的仪器才能发现它。而在此之前，人类所知道的最亮的恒星是海山二，光度为太阳的500万倍（不过2010年发现的R136a1则比LBV 1806-20还要重和亮）。

LBV 1806-20是一颗高光度蓝变星或是联星，距离太阳30000–49000光年，靠近银河系的中心。这个系统的总质量约为36太阳质量，光度估计是太阳的200万倍，使它的光度可以和海山二或手枪星一较高下，得已列名于巨大质量恒星列表中。

世界上最大最亮的恒星 LBV 1806-20比太阳亮500～4000万倍

尽管它的光度很高，但实际上从太阳系是看不见的，因为只有少于十亿分之一的可见光能抵达我们所在之处，其余的都被星际尘埃和气体吸收掉了。在2微米的红外线波段观察，它也只是颗8等星，而经过计算在可见光的领域中它更是颗是探测不到的35等恒星。

LBV 1806-20位于电波星云G10.0-0.3的核心，并且是星团Cl*1806-20的伴星。它自身有个组成分是W 31，在银河系内最大的电离氢区。星团1806-20由一些高度异常的恒星组成，至少有两颗富含碳的沃夫-瑞叶星（WC9d和WCL），两颗蓝超巨星，和一颗磁星（SGR 1806-20）

红星照耀中国第二章好词好段，谢谢

1、我在中国的七年间，关于中国红军，苏维埃和共产党主义运动，人们提出过很多很多问题。热心的党人是能够向你提供一套现成答案的，可是这些答案始终很难令人满意。他们怎么知道的呢？他们可从来没有到过红色中国呀。

解析：热心的党人，红色中国表示了作者对中国的热爱及赞美之情。这一段也用了一处问句，设置悬念，勾起读者兴趣。

2、随着阳光的转移，这些山丘的角落陡峭的阴影和颜色起着奇特的变化，到黄昏时分，紫色的山巅连成一片壮丽的海洋，深色的天鹅绒般的褶层从上而下，好像满族的百褶裙，一直到看去似乎深不见底的沟壑中。

解析：这一段用了比喻的修辞手法，把山巅比作海洋，把山上的褶层比作百褶裙，使语气更加生动，形象地描述了一幅美丽的画卷。

扩展资料

写作背景：

《红星照耀中国》原名《西行漫记》，是美国著名记者埃德加・斯诺的不朽名著，一部文笔优美的纪实性很强的报道性作品。

作者真实记录了自1936年6月至10月在中国西北革命根据地（以延安为中心的陕甘宁边区）进行实地采访的所见所闻，向培漏猜全世界真实报道了中国共产党和中国工农红军以及许多红军领袖、红军将领的情况。毛泽东、周恩来和朱德是斯诺笔下最具代表性的人物形象。

作者于1936年6月至10月对中国西北革命根据地进行了实地考察，根据考察所掌握的第一手材料完成了《西行漫记》的写作，斯诺作为一个西方新闻记者，对中国共产党和中国革命作了客观评价，并向全世界作了公正报道。

斯诺同毛泽东、周恩来等进行了多次长时间的谈话，搜集了二万五千里长征第一手资料。此外，他还实地考察，深入红军战士和老百姓当中，口问手写，对苏区军民生活，地方政治改革，民情风俗习惯等作了广泛深入的调查。

四个月的采访，他密密麻麻写满了14个笔记本。当年10月底，斯诺带着他的采访资料、胶配型卷和照片，从陕北回到北平，经过几个月的埋头写作，英文名《Red Star Over China》、中文译名为《西行漫记》或《红搜衡星照耀中国》的报告文学终于诞生。

最有名的红星是心宿二。心宿二是一颗红巨星。

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。红巨星是恒星燃烧到后期所经历的一个较短的不稳定阶段，根据恒星质量的不同，历时只有数百万年不等，这与恒星几十亿年甚至上百亿年的稳定期相比是非常短暂的。红巨星时期的恒星表面温度相对很低，但极为明亮，因为它们的体积非常巨大。在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。之所以被称为红巨星是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。金牛座的毕宿五和牧夫座的大角星是红巨星，猎户座的参宿四则是红超巨星。

在赫罗图（ Hertzsprung-Russell diagram）中， 红巨星分布在主星序区的右上方的一个相当密集的区域内，差不多呈水平走向。

恒星依靠其内部的热核聚变而熊熊燃烧着。核聚变的结果，是把每四个氢原子核结合成一个氦原子核，并释放出大量的原子能，形成辐射压。处于主星序阶段的恒星，核聚变主要在它的中心（核心）部分发生，辐射压与它自身收缩的引力相平衡，恒星内部氢的燃烧消耗极快，中心形成氦核并且不断增大。随着时间的延长，氦核周围的氢越来越少 ，中心核产生的能量已经不足以维持其辐射，于是平衡被打破，引力占了上风，有着氦核和氢外壳的恒星在引力作用下收缩坍塌，使其密度、压强和温度都急剧升高，氢的燃烧向氦核周围的一个壳层里推进。这以后恒星演化的过程是：内核收缩、外壳膨胀――燃烧壳层内部的氦核向内收缩并变热，而其恒星外壳则向外膨胀并不断变冷，表面温度大大降低。这个过程仅仅持续数十万年，这颗恒星在迅速膨胀中变为红巨星。氦聚变最后的结局，是在中心形成一颗白掘码亩矮星。

在赫罗图上，红巨星是巨大的非主序星，光谱属于K或M型。之所以被称为红巨星，是因为看起来的颜色是红的，体积又很巨大的缘故。鲸鱼座的苎藁增二、金牛座的毕宿五、牧夫座的大角星等都是红巨星；而天蝎座的心宿二、猎户座的参宿四、大犬座VY等则是红超巨星。

大部分的红巨星，其核心是未聚变的氦，能量由氦核外的氢燃烧包层提供，它们在图上构成了红巨星分支（RGB星）。另外一些，其核心是碳等更重的元素，外部是在燃烧的氦包层和氢包层，它们构成了图上水平的渐近巨星分支（AGB星）。在恒星大气中碳含量比氧含量还高的碳星中，AGB星的光谱类型一般属于C-N到C-R型。

质量在太阳的9至40倍之间的恒星，在耗尽了核心的氢燃料之后，燃烧将会移至核心外围的氢气层。因为惰性的氦核本身没有能源，便因为重力而收缩并被加热，在上面的氢也会跟着一起收缩，因此融合的速度会增加，产生更多的能量，导致恒星变得更为明亮(比原来亮1,000～10,000倍)并且使体积膨胀。体积膨胀的程度超过发光能力的增加，因此表面的有效温度下降。表面温度的下降使得恒星的颜色倾向红色，因此称为红巨星。理论上，恒星光谱从A至K的主序星会演化成为红巨星及红超巨星，而O与B型的恒星会成为蓝超巨星（与红巨星演化有很多不同处）。

当恒星的核心持续收缩到足以点燃3氦过程的密度和温度条件，氦融合就会启动。

对质量小于2.5倍太阳的恒星而言，氦核心需要持续收缩以对抗越来越多的核心的氦积聚，对抗重力的唯有电子简并压力。所以，当温度上升到～1亿度的点燃温度时，早已是类似“白矮星”一般的简并态致密核。这样的氦燃烧无法及时通过热膨胀把能量传输出去，就会出现热失控的氦闪，大约在1分钟内，氦核的大部分都聚变为碳核（以及后续的氧核），并向恒星外层传输出巨量的能量，导致恒星突然性变亮，并持续一个短周期。然后，核心又不再产生能量，外层的氢在较浅的位置上以较复杂的方式继续聚变成判森氦。恒星核心再次缓慢积聚氦，较长的一段时间后，类似的氦闪又在富含碳-氧内核外的氦包层中再次发生。这时的恒星就位于赫罗图上的渐近巨星分支上，每次氦闪后，从一个红巨星分支进入另一个分支。

大于太阳质量2.57倍的恒星，由于氢核聚变速度更快、核心更热，氦聚变可以在核心尚未收缩到白矮星密模慎度的简并态前就点燃，整个核反应会比较平顺与持续的进行。当这类恒星初始的重元素含量较低（“贫金属”星）时，它们将进入水平分支――这些恒星在赫罗图上的位置是水平的分布。富含金属的恒星在这个阶段则群聚成赫罗图上的红群聚。

红巨星是一种演化晚期的恒星，广义上包括氢燃烧以后离开主星序的所有的大光度的恒星。它们位于赫罗图的右方或右上方，属于巨星支或超巨星支，通常这些巨星支或超巨星支的恒星大部分是体积和光度均很大的K型星和M型星，因而是光色发红的低温恒星，故称为红巨星，一部分则为

红巨星

O型和B型的蓝巨星或蓝白巨星，还有一些为亚巨星支的G、F、A型黄巨星或黄白巨星、白巨星，这类天体的一部分靠近主序的是刚刚从主序移出不久的主序后恒星，另一些则是演化过程中的处于某一阶段的形式，在这一星族中，存在很多型的变星，如造父变星、天琴座RR型变星等，除此之外，一些处于演化早期的恒星也出现在这一区域中，如金牛座的T型星等，但这一类的恒星周围常有弥漫的气体云，而一般的红巨星则没有，这是两者现象的一个不同之处。各类质量的恒星转化为红巨星的现象是不同的，对于质量较小的恒星（小于太阳质量的一半），氢耗尽后中心发生十分缓慢的收缩，最终在未引起氦燃烧以前就处于简并态的电子气的平衡态，因而收缩就会停止，而外壳则稍稍向外膨胀一下，即失去了可见光谱的辐射能力，转化为核心物质周围的冷的星云，核心部分外层剩余的氢由于不足以支持星体的辐射而逐渐熄灭，逐渐向简并态电子气平衡的核心收缩。星体核心物质转化为一颗白矮星而消亡，质量更大一些的、在太阳质量1.8―2.2倍以下的恒星，氢耗尽以后核心也收缩为电子气的简并态平衡状态，由于外层的氢燃烧产生的氦不断加入，氦核心质量不断增大，因而缓慢向内收缩，当中心的氦核心质量增大到0.45个太阳质量时，氦核心收缩的温度使氦被点燃，核心物质在简并态电子气平衡的条件下发生核燃烧，产生的热量使氦核心发生膨胀，进而恢复为电子气的非兼并态，然后形成稳定的核燃烧，质量更大的恒星，内部会在非简并态下直接发生核燃烧。

对于质量在太阳1.5倍以下的恒星，它在赫罗图上的移动轨迹是一条底部略有曲折的斜向上的曲线，当恒星移

红巨星图片(17张)

动到这条曲线的顶端时，即发生氦燃烧，尔后，由于恒星物质的热逃逸，氦燃烧变得平稳，光度下降，移至略向左倾斜一点的位置，处于长期的停留状态，而质量在太阳1.5倍以上的恒星，在赫罗图上的移动曲线主要表现为一条水平的曲折的向上移动的轨迹，对于质量在太阳10倍以下的恒星，在移向赫罗图右端时发生氦燃烧，质量大于太阳10倍的恒星，在离开主序后的左端部位即发生氦燃烧，氦燃烧的结果是生成碳。

这个反应通常称为反应，实际上是按照上面两步进行的，直接进行反应的几率很小，由于生成的铍是具有放射性的，只要在非常短的时间内就会重新分解为氦，所以第二步的反应必须紧接着第一步的反应很快地进行，反应才能完整地发生，这就要求星体内部具有较高的密度和温度，这和氢的燃烧大不相同了。恒星内部的氦燃烧的时间比氢燃烧短得多，像太阳这样的恒星可持续10亿年，而质量在太阳几倍到几十倍的恒星，就只有几十万年到几千年，比主序星的寿命短得多，这就是为什么恒星大多分布集中在主序上的原因。

恒星开始核反应后在反抗引力的持久斗争中，其主要武器就是核能。它的核心就是一

红巨星

颗大核弹，在那里不断地爆炸。正是因为这种核动力能自我调节得几乎精确地与引力平衡，恒星才能在长达数十亿年的时间里保持稳定。热核反应发生在极高温度的原子核之间，因而涉及物质的基本结构。在太阳这样的恒星中心，温度达到一千五百万开氏度，压强则为地球大气压的三千亿倍。在这样的条件下，不仅原子失去了所有电子而只剩下核，而且原子核的运动速度也是如此之高，以至于能够克服电排斥力而结合起来，这就是核聚变。

恒星是在氢分子云的中心产生的，因而主要由氢组成。氢是最简单的化学元素，它的原子核就是一个带正电荷的质子，还有一个带负电荷的电子绕核旋转。恒星内部的温度高到使所有电子都与质子分离，而质子就像气体中的分子在所有方向上运动。由于同种电荷互相排斥，质子就被一种电“盔甲”保护着，从而与其他质子保持距离。但是，在年轻恒星核心的一千五百万开氏度的高温下，质子运动得如此之快，以至于当它们相互碰撞时就能够冲破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那样再弹开。四个质子聚合，就成为一个氦核。氦是宇宙中第二位最丰富的元素。氦核的质量小于它赖以形成的四个质子质量之和。这个质量差只是总质量的千分之七，但是这一点质量损失转化成了巨大的能量。像太阳那样的恒星有一个巨大的核，在那里每秒钟有六亿吨氢变成氦。巨大的核能量朝向恒星外部猛烈冲击就能阻止引力收缩。

然而，“恒定”的演化历程终将结束，当所有的氢都变成了氦时，核心的火就没有足够的燃料来维持，恒星在主序阶段的平静日子就到了尽头，大动荡的时期来到了。一旦燃料用光，热核反应的速率立即剧减，引力与辐射压之间的平衡被打破了，引力占据了上风。有着氦核和氢外壳的恒星，在自身的重力下开始收缩，压强、密度和温度都随之升高，于是恒星外层尚未动用过的氢开始燃烧，产生的结果是外壳开始膨胀，而核心在收缩[3] 。

在大约一亿度的高温下，恒星核心的氦原子核聚变成为碳原子核。每三个氦核聚变成一个碳核，碳核再捕获另外的氦核而形成氧核。这些新反应的速度与缓慢的氢聚变完全不同。它们像闪电一样快地突然起爆（氦闪耀），而使恒星不得不尽可能地相应调整自己的结构。经历约一百万年后，核能量的外流渐趋稳定。此后的几亿年里，恒星处于暂时的平稳，核区的氦在渐渐消耗，氢的燃烧越来越向更外层推进。但是，调整是要付出代价的，这时的恒星将膨胀得极大，以使自己的结构适应于光度的增大。它的体积将增大十亿倍。这个过程中恒星的颜色会改变，因为其外层与高温的核心区相距很远，温度就低了下来。这种状态的恒星称为红巨星。

按一般理论，红巨星应有很厚的对流包层。一般认为，不少恒星在红巨星阶段大概要失去外层物质(这种物质可能形成行星状星云)，然后成为白矮星。看来红巨星是大多数恒星要经过的重要演化阶段，但要搞清楚红巨星前后的演化过程，还需要解决许多实测问题和理论问题。

希望我能帮助你解疑释惑。

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