Co to jest niebieski nadolbrzym?
Niebieski nadolbrzym (blue supergiant, klasa widmowa O-B, klasa luminoszcości I) to masywna gwiazda o temperaturze powierzchni od ok. 10 000 K (gwiazdy B) do ponad 50 000 K (gwiazdy O), masie od 20 do ponad 100 mas Słońca i jasności absolutnej od -5 do -8 mag (kilkadziesiąt tysięcy do pół miliona razy jaśniejsza od Słońca). Niebieskie nadolbrzymy leżą w górnym lewym rogu diagramu Hertzsprunga-Russella.
Najjaśniejsze niebieskie nadolbrzymy klasy O to obiekty LBV (Luminous Blue Variables) – Eta Carinae (ok. 5 mln L_sol, masa ok. 130 M_sol, zmienna jasność), P Cygni, HD 93129A. Klasyczne niebieskie nadolbrzymy (Ia-Ib): Rigel (beta Orionis, mag -7,84, ok. 79 000 L_sol), Naos (zeta Puppis, ok. 500 000 L_sol), Deneb (alfa Cygni, ok. 200 000 L_sol, typ A). Niebieskie nadolbrzymy żyją bardzo krotko: masywniejsze (powyżej 40 M_sol) – zaledwie kilka milionów lat. Tracą masę przez potężne wiatry gwiazdowe (prędkosci 1000-3000 km/s), które mogą usunąć znaczną część masy przed śmiercią gwiazdy.
Niebieskie nadolbrzymy są prekursorami różnych typów supernowych: gwiazdy powyżej ok. 30 M_sol mogą ewoluować do LBV i eksplodować jako supernowe Ib/c lub parowe supernowe. Żółto-niebieskie nadolbrzymy (typ B0-B5 Ia) sa bezposrednimi progenitorami supernowych II-L i II-P. Progenitor SN 1987A był żółtym nadolbrzymem Sk -69 202. Niebieskie nadolbrzymy umożliwiają wyznaczanie odległości galaktyk metodą FGLR i są widoczne z odległości dziesiątek megaparseków przez duże teleskopy naziemne i HST.