Osupergigantă albastră este ostea supergigantă (clasificarea luminoasă I) atipului spectral O sau B.[1]
Foarte luminoase și foarte fierbinți (temperatura lor efectivă este cuprinsă între 20 000 - 50 000K), au, în mod normal, omasă cuprinsă între 10 și 50 demase solare, o rază superioară a 25 deraze solare și sunt dispuse în unghiul superior stâng alDiagramei Hertzsprung-Russell. Aceste stele, extrem de rare și de enigmatice, sunt cele mai calde și mai strălucitoare dinUniversul cunoscut, dar raritatea lor contrastează eficient cu marea lor luminozitate, încât o bună parte din stelele albastre vizibile pecerul nocturn sunt supergigante albastre.
Ca urmare a masivității lor au o viață relativ scurtă și sunt observate îndeosebi în structurile cosmice tinere, cum suntroiurile deschise, pe brațe alegalaxiilor spirale și alegalaxiilor neregulate. Mai rar sunt observate înnucleelegalaxiilor spirale, alegalaxiilor eliptice și înroiurile globulare, compuse în principal din stele bătrâne.
O supergigantă albatră faimoasă esteRigel (β Orionis), steaua cea mai luminoasă dinconstelațiaOrion, care are masa de circa 20 de ori mai mare decâtSoarele și o luminozitate egală cu 60 000 deluminozități solare.
Faza de supergigantă albastră reprezintă oetapă evolutivă în carefuziunea nucleară are loc mai lent și constituie preludiul morții stelei. Din cauza acestei încetiniri, steaua se contractă și, din moment ce o cantitate mare de energie este emisă de o suprafațăfotosferică mică, temperatura crește semnificativ la suprafață. Osupergigantă roșie poate, în orice moment, să se transforme într-o supergigantă albastră, cu condiția existenței unor reacții nucleare lente; cu toate acestea, există și fenomenul opus, când steaua elplodează într-unpulsar.
În timp cevântul emis de o supergigantă roșie este lent și dens, vântul emis de o supergigantă albastră este extrem de rapid, însă mai puțin dens. Când o supergigantă roșie se contractă într-o supergigantă albastră, viteza vântului stelar crește și produceunde de șoc, comparativ cuimpactul cu vântul mai lent emis anterior; în acest fel, în jurul stelei se formează cochilii moi de materie. Aproape toate supergigantele albastre observate prezintă cochilii similare ale materiei, ceea ce conduce la ipoteza că odată erau supergigante roșii. De-a lungul timpului, steaua poate trece de mai multe ori prin etapele de supergigantă roșie și de supergigantă albastră și lasă în jurul său, la fiecare trecere, cochilii moi concentrice de materie. În perioada de tranziție steaua trece prin tipuri spectrale intermediare, devenind, astfel,galbenă saualbă, ca șiSteaua Polară în prezent. În general steaua este destinată să explodeze însupernovă, însă un număr foarte mic de stele, cu masa cuprinsă între 8 și 12mase solare, la încheierea existenței lor, devin rarepitice albeoxigen-neon.
Dat fiind faptul că stelele petrec mai mult timp în faza desupergigantă roșie, o bună parte din stelele precursoare ale supernovelor observate au fost supergigante roșii. Până în anul 1987 se credea că supernovele au provenit exclusiv din supergigante roșii, dar explozia supernovei din1987, dinMarele Nor al lui Magellan, a doborât această părere: în fapt, imaginile din regiune, efectuate înainte de explozia stelei, au arătat că steaua precursoare a fost o supergigantă albastră de clasă spectrală B3,Sanduleak -69° 202.
Tabelul de mai jos prezintă unele dintre cele mai renumite supergigante albastre.
| Nume | Nume înconstelație (Denumirea Bayer) | Clasă spectrală | Luminozitate (solară) | Temperatura (K) | Distanța (ani- lumină) |
|---|---|---|---|---|---|
| Rigel | β Orionis | B8 Ia | 66.000 | 11.000 | 910 |
| Alnitak | ζ Orionis | O9.5 Ib | 100.000 | 31.000 | 800 |
| Alnilam | ε Orionis | B0 Iab | 375.000 | 28.500 | 1300 |
| Naos | ζ Puppis | O5 Ia | 550.000 | 42.700 | 1100 |
| Saiph | κ Orionis | B0,5 Ia | 57.000 | 26.000 | 720 |
| Aludra | η Canis Majoris | B5 Ia | 66.000 | 13.500 | 2000 |
| Menkib | ζ Persei | B1 Ib | 105.000 | 23.000 | 982 |
