世界上最大最亮的星星？

LBV1806-20是目前發現的質量最大，亮度最高的恒星。其距地球有45000光年，人類用肉眼和一般的望遠鏡都無法看見它。

美國佛羅里達州大學的天文學家斯蒂文·俄肯貝利博士所領導的研究組在2004年發現，被命名為LBV 1806-20的恒星是目前發現的亮度很高的恒星，總光度是太陽的200萬倍。直徑尚不明確，質量是太陽的36倍。這顆位于銀河系另一頭的恒星與我們相距4.5萬光年。雖然它如此耀眼，但你卻不能在夜空中找到它，因為宇宙中的塵埃粒子把它發的光大部分阻隔了，只有能測量紅外線的儀器才能發現它。而在此之前，人類所知道的最亮的恒星是海山二，光度為太陽的500萬倍（不過2010年發現的R136a1則比LBV 1806-20還要重和亮）。

LBV 1806-20是一顆高光度藍變星或是聯星，距離太陽30000–49000光年，靠近銀河系的中心。這個系統的總質量約為36太陽質量，光度估計是太陽的200萬倍，使它的光度可以和海山二或手槍星一較高下，得已列名于巨大質量恒星列表中。

世界上最大最亮的恒星 LBV 1806-20比太陽亮500～4000萬倍

盡管它的光度很高，但實際上從太陽系是看不見的，因為只有少于十億分之一的可見光能抵達我們所在之處，其余的都被星際塵埃和氣體吸收掉了。在2微米的紅外線波段觀察，它也只是顆8等星，而經過計算在可見光的領域中它更是顆是探測不到的35等恒星。

LBV 1806-20位于電波星云G10.0-0.3的核心，并且是星團Cl*1806-20的伴星。它自身有個組成分是W 31，在銀河系內最大的電離氫區。星團1806-20由一些高度異常的恒星組成，至少有兩顆富含碳的沃夫-瑞葉星（WC9d和WCL），兩顆藍超巨星，和一顆磁星（SGR 1806-20）

紅星照耀中國第二章好詞好段，謝謝

1、我在中國的七年間，關于中國紅軍，蘇維埃和共產黨主義運動，人們提出過很多很多問題。熱心的黨人是能夠向你提供一套現成答案的，可是這些答案始終很難令人滿意。他們怎么知道的呢？他們可從來沒有到過紅色中國呀。

解析：熱心的黨人，紅色中國表示了作者對中國的熱愛及贊美之情。這一段也用了一處問句，設置懸念，勾起讀者興趣。

2、隨著陽光的轉移，這些山丘的角落陡峭的陰影和顏色起著奇特的變化，到黃昏時分，紫色的山巔連成一片壯麗的海洋，深色的天鵝絨般的褶層從上而下，好像滿族的百褶裙，一直到看去似乎深不見底的溝壑中。

解析：這一段用了比喻的修辭手法，把山巔比作海洋，把山上的褶層比作百褶裙，使語氣更加生動，形象地描述了一幅美麗的畫卷。

擴展資料

寫作背景：

《紅星照耀中國》原名《西行漫記》，是美國著名記者埃德加?斯諾的不朽名著，一部文筆優美的紀實性很強的報道性作品。

作者真實記錄了自1936年6月至10月在中國西北革命根據地（以延安為中心的陜甘寧邊區）進行實地采訪的所見所聞，向培漏猜全世界真實報道了中國共產黨和中國工農紅軍以及許多紅軍領袖、紅軍將領的情況。毛澤東、周恩來和朱德是斯諾筆下最具代表性的人物形象。

作者于1936年6月至10月對中國西北革命根據地進行了實地考察，根據考察所掌握的第一手材料完成了《西行漫記》的寫作，斯諾作為一個西方新聞記者，對中國共產黨和中國革命作了客觀評價，并向全世界作了公正報道。

斯諾同毛澤東、周恩來等進行了多次長時間的談話，搜集了二萬五千里長征第一手資料。此外，他還實地考察，深入紅軍戰士和老百姓當中，口問手寫，對蘇區軍民生活，地方政治改革，民情風俗習慣等作了廣泛深入的調查。

四個月的采訪，他密密麻麻寫滿了14個筆記本。當年10月底，斯諾帶著他的采訪資料、膠配型卷和照片，從陜北回到北平，經過幾個月的埋頭寫作，英文名《Red Star Over China》、中文譯名為《西行漫記》或《紅搜衡星照耀中國》的報告文學終于誕生。

最有名的紅星是心宿二。心宿二是一顆紅巨星。

當一顆恒星度過它漫長的青壯年期――主序星階段，步入老年期時，它將首先變為一顆紅巨星。紅巨星是恒星燃燒到后期所經歷的一個較短的不穩定階段，根據恒星質量的不同，歷時只有數百萬年不等，這與恒星幾十億年甚至上百億年的穩定期相比是非常短暫的。紅巨星時期的恒星表面溫度相對很低，但極為明亮，因為它們的體積非常巨大。在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。之所以被稱為紅巨星是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。金牛座的畢宿五和牧夫座的大角星是紅巨星，獵戶座的參宿四則是紅超巨星。

在赫羅圖（ Hertzsprung-Russell diagram）中， 紅巨星分布在主星序區的右上方的一個相當密集的區域內，差不多呈水平走向。

恒星依靠其內部的熱核聚變而熊熊燃燒著。核聚變的結果，是把每四個氫原子核結合成一個氦原子核，并釋放出大量的原子能，形成輻射壓。處于主星序階段的恒星，核聚變主要在它的中心（核心）部分發生，輻射壓與它自身收縮的引力相平衡，恒星內部氫的燃燒消耗極快，中心形成氦核并且不斷增大。隨著時間的延長，氦核周圍的氫越來越少 ，中心核產生的能量已經不足以維持其輻射，于是平衡被打破，引力占了上風，有著氦核和氫外殼的恒星在引力作用下收縮坍塌，使其密度、壓強和溫度都急劇升高，氫的燃燒向氦核周圍的一個殼層里推進。這以后恒星演化的過程是：內核收縮、外殼膨脹――燃燒殼層內部的氦核向內收縮并變熱，而其恒星外殼則向外膨脹并不斷變冷，表面溫度大大降低。這個過程僅僅持續數十萬年，這顆恒星在迅速膨脹中變為紅巨星。氦聚變最后的結局，是在中心形成一顆白掘碼畝矮星。

在赫羅圖上，紅巨星是巨大的非主序星，光譜屬于K或M型。之所以被稱為紅巨星，是因為看起來的顏色是紅的，體積又很巨大的緣故。鯨魚座的苧藁增二、金牛座的畢宿五、牧夫座的大角星等都是紅巨星；而天蝎座的心宿二、獵戶座的參宿四、大犬座VY等則是紅超巨星。

大部分的紅巨星，其核心是未聚變的氦，能量由氦核外的氫燃燒包層提供，它們在圖上構成了紅巨星分支（RGB星）。另外一些，其核心是碳等更重的元素，外部是在燃燒的氦包層和氫包層，它們構成了圖上水平的漸近巨星分支（AGB星）。在恒星大氣中碳含量比氧含量還高的碳星中，AGB星的光譜類型一般屬于C-N到C-R型。

質量在太陽的9至40倍之間的恒星，在耗盡了核心的氫燃料之后，燃燒將會移至核心外圍的氫氣層。因為惰性的氦核本身沒有能源，便因為重力而收縮并被加熱，在上面的氫也會跟著一起收縮，因此融合的速度會增加，產生更多的能量，導致恒星變得更為明亮(比原來亮1,000～10,000倍)并且使體積膨脹。體積膨脹的程度超過發光能力的增加，因此表面的有效溫度下降。表面溫度的下降使得恒星的顏色傾向紅色，因此稱為紅巨星。理論上，恒星光譜從A至K的主序星會演化成為紅巨星及紅超巨星，而O與B型的恒星會成為藍超巨星（與紅巨星演化有很多不同處）。

當恒星的核心持續收縮到足以點燃3氦過程的密度和溫度條件，氦融合就會啟動。

對質量小于2.5倍太陽的恒星而言，氦核心需要持續收縮以對抗越來越多的核心的氦積聚，對抗重力的唯有電子簡并壓力。所以，當溫度上升到～1億度的點燃溫度時，早已是類似“白矮星”一般的簡并態致密核。這樣的氦燃燒無法及時通過熱膨脹把能量傳輸出去，就會出現熱失控的氦閃，大約在1分鐘內，氦核的大部分都聚變為碳核（以及后續的氧核），并向恒星外層傳輸出巨量的能量，導致恒星突然性變亮，并持續一個短周期。然后，核心又不再產生能量，外層的氫在較淺的位置上以較復雜的方式繼續聚變成判森氦。恒星核心再次緩慢積聚氦，較長的一段時間后，類似的氦閃又在富含碳-氧內核外的氦包層中再次發生。這時的恒星就位于赫羅圖上的漸近巨星分支上，每次氦閃后，從一個紅巨星分支進入另一個分支。

大于太陽質量2.57倍的恒星，由于氫核聚變速度更快、核心更熱，氦聚變可以在核心尚未收縮到白矮星密模慎度的簡并態前就點燃，整個核反應會比較平順與持續的進行。當這類恒星初始的重元素含量較低（“貧金屬”星）時，它們將進入水平分支――這些恒星在赫羅圖上的位置是水平的分布。富含金屬的恒星在這個階段則群聚成赫羅圖上的紅群聚。

紅巨星是一種演化晚期的恒星，廣義上包括氫燃燒以后離開主星序的所有的大光度的恒星。它們位于赫羅圖的右方或右上方，屬于巨星支或超巨星支，通常這些巨星支或超巨星支的恒星大部分是體積和光度均很大的K型星和M型星，因而是光色發紅的低溫恒星，故稱為紅巨星，一部分則為

紅巨星

O型和B型的藍巨星或藍白巨星，還有一些為亞巨星支的G、F、A型黃巨星或黃白巨星、白巨星，這類天體的一部分靠近主序的是剛剛從主序移出不久的主序后恒星，另一些則是演化過程中的處于某一階段的形式，在這一星族中，存在很多型的變星，如造父變星、天琴座RR型變星等，除此之外，一些處于演化早期的恒星也出現在這一區域中，如金牛座的T型星等，但這一類的恒星周圍常有彌漫的氣體云，而一般的紅巨星則沒有，這是兩者現象的一個不同之處。各類質量的恒星轉化為紅巨星的現象是不同的，對于質量較小的恒星（小于太陽質量的一半），氫耗盡后中心發生十分緩慢的收縮，最終在未引起氦燃燒以前就處于簡并態的電子氣的平衡態，因而收縮就會停止，而外殼則稍稍向外膨脹一下，即失去了可見光譜的輻射能力，轉化為核心物質周圍的冷的星云，核心部分外層剩余的氫由于不足以支持星體的輻射而逐漸熄滅，逐漸向簡并態電子氣平衡的核心收縮。星體核心物質轉化為一顆白矮星而消亡，質量更大一些的、在太陽質量1.8―2.2倍以下的恒星，氫耗盡以后核心也收縮為電子氣的簡并態平衡狀態，由于外層的氫燃燒產生的氦不斷加入，氦核心質量不斷增大，因而緩慢向內收縮，當中心的氦核心質量增大到0.45個太陽質量時，氦核心收縮的溫度使氦被點燃，核心物質在簡并態電子氣平衡的條件下發生核燃燒，產生的熱量使氦核心發生膨脹，進而恢復為電子氣的非兼并態，然后形成穩定的核燃燒，質量更大的恒星，內部會在非簡并態下直接發生核燃燒。

對于質量在太陽1.5倍以下的恒星，它在赫羅圖上的移動軌跡是一條底部略有曲折的斜向上的曲線，當恒星移

紅巨星圖片(17張)

動到這條曲線的頂端時，即發生氦燃燒，爾后，由于恒星物質的熱逃逸，氦燃燒變得平穩，光度下降，移至略向左傾斜一點的位置，處于長期的停留狀態，而質量在太陽1.5倍以上的恒星，在赫羅圖上的移動曲線主要表現為一條水平的曲折的向上移動的軌跡，對于質量在太陽10倍以下的恒星，在移向赫羅圖右端時發生氦燃燒，質量大于太陽10倍的恒星，在離開主序后的左端部位即發生氦燃燒，氦燃燒的結果是生成碳。

這個反應通常稱為反應，實際上是按照上面兩步進行的，直接進行反應的幾率很小，由于生成的鈹是具有放射性的，只要在非常短的時間內就會重新分解為氦，所以第二步的反應必須緊接著第一步的反應很快地進行，反應才能完整地發生，這就要求星體內部具有較高的密度和溫度，這和氫的燃燒大不相同了。恒星內部的氦燃燒的時間比氫燃燒短得多，像太陽這樣的恒星可持續10億年，而質量在太陽幾倍到幾十倍的恒星，就只有幾十萬年到幾千年，比主序星的壽命短得多，這就是為什么恒星大多分布集中在主序上的原因。

恒星開始核反應后在反抗引力的持久斗爭中，其主要武器就是核能。它的核心就是一

紅巨星

顆大核彈，在那里不斷地爆炸。正是因為這種核動力能自我調節得幾乎精確地與引力平衡，恒星才能在長達數十億年的時間里保持穩定。熱核反應發生在極高溫度的原子核之間，因而涉及物質的基本結構。在太陽這樣的恒星中心，溫度達到一千五百萬開氏度，壓強則為地球大氣壓的三千億倍。在這樣的條件下，不僅原子失去了所有電子而只剩下核，而且原子核的運動速度也是如此之高，以至于能夠克服電排斥力而結合起來，這就是核聚變。

恒星是在氫分子云的中心產生的，因而主要由氫組成。氫是最簡單的化學元素，它的原子核就是一個帶正電荷的質子，還有一個帶負電荷的電子繞核旋轉。恒星內部的溫度高到使所有電子都與質子分離，而質子就像氣體中的分子在所有方向上運動。由于同種電荷互相排斥，質子就被一種電“盔甲”保護著，從而與其他質子保持距離。但是，在年輕恒星核心的一千五百萬開氏度的高溫下，質子運動得如此之快，以至于當它們相互碰撞時就能夠沖破“盔甲”而粘合在一起，而不是像橡皮球那樣再彈開。四個質子聚合，就成為一個氦核。氦是宇宙中第二位最豐富的元素。氦核的質量小于它賴以形成的四個質子質量之和。這個質量差只是總質量的千分之七，但是這一點質量損失轉化成了巨大的能量。像太陽那樣的恒星有一個巨大的核，在那里每秒鐘有六億噸氫變成氦。巨大的核能量朝向恒星外部猛烈沖擊就能阻止引力收縮。

然而，“恒定”的演化歷程終將結束，當所有的氫都變成了氦時，核心的火就沒有足夠的燃料來維持，恒星在主序階段的平靜日子就到了盡頭，大動蕩的時期來到了。一旦燃料用光，熱核反應的速率立即劇減，引力與輻射壓之間的平衡被打破了，引力占據了上風。有著氦核和氫外殼的恒星，在自身的重力下開始收縮，壓強、密度和溫度都隨之升高，于是恒星外層尚未動用過的氫開始燃燒，產生的結果是外殼開始膨脹，而核心在收縮[3]?。

在大約一億度的高溫下，恒星核心的氦原子核聚變成為碳原子核。每三個氦核聚變成一個碳核，碳核再捕獲另外的氦核而形成氧核。這些新反應的速度與緩慢的氫聚變完全不同。它們像閃電一樣快地突然起爆（氦閃耀），而使恒星不得不盡可能地相應調整自己的結構。經歷約一百萬年后，核能量的外流漸趨穩定。此后的幾億年里，恒星處于暫時的平穩，核區的氦在漸漸消耗，氫的燃燒越來越向更外層推進。但是，調整是要付出代價的，這時的恒星將膨脹得極大，以使自己的結構適應于光度的增大。它的體積將增大十億倍。這個過程中恒星的顏色會改變，因為其外層與高溫的核心區相距很遠，溫度就低了下來。這種狀態的恒星稱為紅巨星。

按一般理論，紅巨星應有很厚的對流包層。一般認為，不少恒星在紅巨星階段大概要失去外層物質(這種物質可能形成行星狀星云)，然后成為白矮星。看來紅巨星是大多數恒星要經過的重要演化階段，但要搞清楚紅巨星前后的演化過程，還需要解決許多實測問題和理論問題。

希望我能幫助你解疑釋惑。

希消簡埋望能幫到你拿螞。咐橋

不拘小節就是就是