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R136a1是一顆沃爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)（嚴格意義上講，類(lei)別為(wei) WNxh 的(de)恒(heng)星(xing)(xing)不屬于真正的(de)沃爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)），是目前在巨大質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)(xing)列(lie)表中已(yi)知質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)最(zui)大的(de)恒(heng)星(xing)(xing)。這(zhe)顆恒(heng)星(xing)(xing)的(de)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)是由謝菲爾(er)德大學的(de)天文學家測量(liang)(liang)的(de)，估計是 265 ~ 315 M⊙。這(zhe)顆恒(heng)星(xing)(xing)也列(lie)名在最(zui)亮(liang)恒(heng)星(xing)(xing)列(lie)表中，光度(du)是太陽(yang)的(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大麥哲倫星(xing)(xing)系(xi)的(de)蜘蛛(zhu)星(xing)(xing)云中，是靠近劍魚座 30 復合體的(de) R136 超星(xing)(xing)團(tuan)中的(de)成員。

發現

1960 年，一組在比勒(le)陀利亞天(tian)文(wen)臺工作的天(tian)文(wen)學家對大麥哲倫(lun)星(xing)云(yun)的亮度和明亮的恒(heng)星(xing)光譜進行測量。其(qi)中目錄編號是 R136 的蜘(zhi)蛛星(xing)云(yun)中有一個(ge)明亮的物體(ti)。隨后(hou)的觀(guan)察(cha)表明，這(zhe)個(ge)物體(ti)——R136 位(wei)于一個(ge)高(gao)亮區的中心(xin)，這(zhe)是一個(ge)直(zhi)接觀(guan)測到的巨大的恒(heng)星(xing)形成中心(xin)。

1979 年，歐洲南(nan)方天文臺的(de)(de) 3.6 m 口徑(jing)望遠鏡(jing)把(ba) R136 劃分成三部(bu)分：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的(de)(de)確切性質尚不清楚，正在進(jin)行激烈的(de)(de)討論。估計(ji)中央區域(yu)的(de)(de)亮度將需要多達 100 個 O 型(xing)星聚集(ji)在 0.5 pc 的(de)(de)空間(jian)里面，更可能的(de)(de)解釋(shi)是有一顆 3000 M⊙ 的(de)(de)恒星。

維(wei)格爾(er)(er)特和貝爾(er)(er)在 1985 年提供 R136a 星團的第一證(zheng)明(ming)。利用散(san)斑干涉技術，R136a 被證(zheng)明(ming)是(shi)在 1 角秒內(nei)由 8 顆(ke)星組成的星群，而(er) R136a1 是(shi)最明(ming)亮的。

對 R136a 的(de)性(xing)質(zhi)最終確認在哈勃太空(kong)(kong)望遠鏡發射之后。它(ta)的(de)行(xing)星照相機把(ba) R136a 至少分(fen)成 12 部分(fen)，并且顯示 R136 里包含(han) 200 多(duo)個(ge)高光度恒(heng)星。更先進的(de) WFPC2 在 0.5 pc 空(kong)(kong)間的(de) R136a 中發現(xian)超過 3000 顆恒(heng)星并且對 4.7 pc 半徑內 46 個(ge)巨大的(de)發光恒(heng)星進行(xing)研究。

在 2010 年，R136a1 被公認(ren)為質量最大和最明(ming)亮的(de)恒(heng)星。以前的(de)估計把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家天(tian)文(wen)學(xue)會(hui)的幾個重(zhong)量(liang)級人物(wu)在他們的月(yue)度報告(gao)中公布了這一(yi)重(zhong)大發(fa)現。保(bao)羅教授幽默(mo)地(di)說道(dao)：“這簡直是(shi)(shi)個怪物(wu)，可能有很多恒星比它明亮，但是(shi)(shi)質量(liang)卻遠遠不(bu)及它。”

保羅教授同時說(shuo)道，雖然這顆(ke)恒星如(ru)此(ci)巨大，但它(ta)卻可能(neng)(neng)只有不(bu)到一千萬年的(de)壽命，因為(wei)它(ta)質量越(yue)大，消(xiao)耗能(neng)(neng)量的(de)速度就越(yue)快。

發(fa)現這顆恒(heng)星(xing)的(de)(de)新聞是(shi)(shi)在 2010 年 7 月發(fa)布的(de)(de)，由英國(guo)謝(xie)菲爾德大(da)(da)學(xue)的(de)(de)天(tian)(tian)文物理學(xue)教授保羅(luo) · 可勞瑟（Paul Crowther）領導的(de)(de)一(yi)個(ge)(ge)小(xiao)組，使用歐洲(zhou)南方天(tian)(tian)文臺在智利的(de)(de)甚大(da)(da)望遠鏡(jing)(jing)（VLT），和(he)(he)來自哈勃太空望遠鏡(jing)(jing)的(de)(de)資料，研究(jiu) NGC 3603 和(he)(he) R136a 這兩個(ge)(ge)星(xing)團(tuan)。R136a 曾經被(bei)認為(wei)是(shi)(shi)擁有(you)質量(liang)高達(da) 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)超(chao)大(da)(da)質量(liang)天(tian)(tian)體。R136a 的(de)(de)本質被(bei)全(quan)像的(de)(de)斑(ban)點干涉測量(liang)解(jie)析和(he)(he)發(fa)現是(shi)(shi)一(yi)個(ge)(ge)高密度(du)的(de)(de)星(xing)團(tuan)。這個(ge)(ge)小(xiao)組發(fa)現其(qi)中有(you)些恒(heng)星(xing)的(de)(de)表面溫度(du)高達(da) 56000 K，超(chao)過太陽的(de)(de) 7 倍，并(bing)且光度(du)是(shi)(shi)太陽的(de)(de)數百萬倍。至少(shao)有(you) 3 顆恒(heng)星(xing)的(de)(de)質量(liang)大(da)(da)約是(shi)(shi) 150 M⊙。

可見度

在夜(ye)空(kong)中(zhong)，R136出現在大麥哲倫星云(yun)中(zhong)的蜘蛛星云(yun)的第(di)十級(ji)核心。在 1979 年(nian)需(xu)要(yao)(yao)一個 3.6 m 口徑(jing)望遠(yuan)鏡才能探(tan)測(ce)到(dao) R136 的其中(zhong)一部分：R136a。在 R136a 中(zhong)檢測(ce) R136a1 需(xu)要(yao)(yao)太空(kong)望遠(yuan)鏡或復雜的技術，如自適應(ying)光(guang)學散斑(ban)干涉(she)。

約南(nan)緯 20 ° 以(yi)南(nan)，大麥哲倫星(xing)云在(zai)拱極位置，這意味著它可以(yi)（至(zhi)少部(bu)分地）每一夜(ye)都(dou)能看到，如果天(tian)氣允許的(de)話(hua)。在(zai)北(bei)半球，它在(zai)北(bei)緯 20 度左右南(nan)部(bu)可見。這不包括北(bei)美(mei)洲(zhou)（除(chu)墨西(xi)哥南(nan)部(bu)），歐洲(zhou)，北(bei)非和亞洲(zhou)北(bei)部(bu)。

認識

英國謝菲爾德大學(xue)天文(wen)學(xue)家(jia)保羅 · 克勞(lao)瑟及(ji)其帶(dai)領的研(yan)究小(xiao)組利用(yong)哈(ha)勃太空望遠鏡和歐洲南方天文(wen)臺甚大望遠鏡觀測數據重新計算后發現，大麥哲倫星系(xi)蜘蛛星云內代號為 R136a1 的恒星“質量"創下紀錄。

英國《每日電訊報》打比方說，如果把 R136a1 放進太陽(yang)系，它(ta)相(xiang)對太陽(yang)的亮度就(jiu)相(xiang)當(dang)于太陽(yang)相(xiang)對月(yue)球(qiu)。

按照埃丁頓極限，星(xing)體質量(liang)(liang)越(yue)大(da)，能發(fa)出(chu)越(yue)多的(de)輻(fu)射(she)壓(ya)，而過(guo)度的(de)輻(fu)射(she)壓(ya)力，也將使星(xing)體不穩定。質量(liang)(liang)超(chao)過(guo) 50 M⊙的(de)星(xing)體，不可(ke)能穩定。人們普遍認(ren)為，150 M⊙ 是(shi)愛(ai)丁頓極限可(ke)達上(shang)限。克勞瑟認(ren)為，R136a1 逼近(jin)極限，“這一(yi)新紀(ji)錄不可(ke)能在短時間內打破”。不過(guo) R136a1 正受到強(qiang)烈宇(yu)宙風暴的(de)侵蝕，其質量(liang)(liang)正逐(zhu)步(bu)減少。

是否為雙星

雖然雙星系統(tong)中質量很大(da)的恒星是很常見的，但(dan) R136a1 似乎是一個單星，沒有大(da)量的證據顯示有第二顆星。

錢德(de)拉(la)天文臺(tai)使(shi)用 X 射線(xian)(xian)檢測 R136。R136a 和 R136c 都能夠清楚(chu)地檢測到(dao)，但 R136a 的謎團無法(fa)解決。另(ling)一(yi)項研(yan)究中(zhong)否定了(le) R136a1 和 R136a2 為(wei)雙星(xing)，而(er) R136a3 被確定為(wei)是單星(xing)。R136a1 和 R136a2 散發(fa)的光芒中(zhong)的軟 X 射線(xian)(xian)比(bi)例比(bi)較高，這并不表明(ming)他(ta)們是一(yi)對雙星(xing)。

快速(su)多普勒徑向速(su)度的(de)(de)(de)變化可以檢測一(yi)(yi)對在一(yi)(yi)個封閉(bi)的(de)(de)(de)軌(gui)道(dao)相同質量的(de)(de)(de)恒星(xing)，但這不能(neng)實(shi)現(xian)在 R136a1 的(de)(de)(de)光譜。一(yi)(yi)個高(gao)軌(gui)道(dao)傾角(jiao)，一(yi)(yi)個更(geng)遙(yao)遠的(de)(de)(de)雙(shuang)星(xing)，或有一(yi)(yi)個機會讓遙(yao)遠的(de)(de)(de)星(xing)星(xing)圍繞(rao)它進行(xing)公轉不能(neng)完全(quan)

排除，但被認為是(shi)不可能(neng)的(de)。質量相差懸殊的(de)雙星(xing)是(shi)可能(neng)的(de)，但不會(hui)影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一個高亮度(du)的(de)沃爾夫-拉葉星，在(zai)(zai)赫羅圖的(de)極端左上(shang)角位(wei)置(zhi)。普通(tong)(tong)沃爾夫-拉葉星是(shi)因強(qiang)(qiang)烈(lie)的(de)發(fa)射(she)線和(he) O 型星所區分。這包(bao)括離(li)子氮，氦，碳，氧(yang)和(he)少(shao)數的(de)硅，但氫線通(tong)(tong)常弱或不存在(zai)(zai)。一是(shi) WN5 星電離(li)氦發(fa)射(she)強(qiang)(qiang)度(du)大大強(qiang)(qiang)于(yu)中性氦線的(de)分類(lei)基(ji)礎，并(bing)與 N3，N4 和(he) N5 具有(you)大致相等的(de)發(fa)射(she)強(qiang)(qiang)度(du)。在(zai)(zai)光譜類(lei)型中的(de)“氫”表(biao)示顯著的(de)氫發(fa)射(she)光譜，正因這個，天文(wen)學家(jia)才計(ji)算出(chu)氫在(zai)(zai) R136a1 表(biao)面(mian)占據了 40% 的(de)質量。

嚴格意義上講，R136a1 并(bing)非(fei)真正(zheng)的(de)(de)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)(xing)。它甚(shen)至還沒有把核心的(de)(de)氫燒完。因此光譜中會帶有強(qiang)烈的(de)(de)氫發射線。此類(lei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)由于(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)內部的(de)(de)對(dui)流(liu)或是其他(ta)一些(xie)原因（比如恒(heng)星(xing)(xing)(xing)間的(de)(de)合并(bing)），原本深藏于(yu)核心的(de)(de)氮元素被拋(pao)到表面(mian)來(lai)(lai)，于(yu)是造成了這(zhe)種假象，故被稱為“偽沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)(xing)”。實際(ji)上真正(zheng)的(de)(de)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)(xing)在暴(bao)露(lu)出碳、氮、氧層時，其內部的(de)(de)氫早(zao)就被恒(heng)星(xing)(xing)(xing)風拋(pao)掉(diao)了，大氣中氫的(de)(de)含量極(ji)少（這(zhe)類(lei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)也是 Ib、Ic 型超(chao)新(xin)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)來(lai)(lai)源）。

光譜(pu)為 WN5h 的(de)恒星是(shi)仍在(zai)燃燒氫核的(de)偽沃爾夫-拉葉星。發射光譜(pu)中(zhong)產生一(yi)個強(qiang)大的(de)密集的(de)恒星風，高強(qiang)度的(de)氦、氮水平(ping)來自混合(he)對流的(de) C-N-O 循環的(de)產物表面。

R136a1 是目前已知質量最大的恒星(xing)，可能是眾所周(zhou)知的船底座 η 星(xing)（海(hai)山二）、手槍星(xing)或牡(mu)丹(dan)星(xing)一倍以上。

現有質量為(wei)太陽質量 265 ~ 315 倍是從近紅外(wai)（K 波段）使用相結合的(de)(de)非 LTE 的(de)(de)譜(pu)線(xian)覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣(qi)層模型(xing)發現的(de)(de)。推導模型(xing)的(de)(de)恒(heng)星(xing)是 WN6h 雙星(xing) NGC 3603-A1。在一個視線(xian)對或意外(wai)的(de)(de)雙星(xing)的(de)(de)最壞的(de)(de)情況下，恒(heng)星(xing)的(de)(de)質量各會是 150 M⊙。R136a1 最初是質量為(wei) 320 M⊙ 的(de)(de)快速(su)旋轉(zhuan)的(de)(de)恒(heng)星(xing)，已(yi)經燃燒了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是(shi)使用(yong)“PoWR”分析發(fa)現的，光(guang)和紫(zi)外(wai)光(guang)譜和質光(guang)關系的大氣(qi)模型，用(yong)來假(jia)設(she)它(ta)是(shi)一(yi)個單星。

質量損失

R136a1 正在經受極端的(de)(de)質量(liang)損失(shi)，它的(de)(de)恒(heng)星風(feng)達到(dao) 2600 ± 150 km/s，這(zhe)是(shi)由(you)于強烈(lie)的(de)(de)電磁(ci)輻射壓和非常熱(re)的(de)(de)恒(heng)星引起(qi)的(de)(de)，其(qi)風(feng)力(li)要(yao)比(bi)能(neng)保留物質的(de)(de)重力(li)更為強烈(lie)。質量(liang)損失(shi)是(shi)由(you)質量(liang)很大、低表面重力(li)、高(gao)亮度(du)和光球重元素含量(liang)高(gao)引起(qi)的(de)(de)。R136a1 每年(nian)失(shi)去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)質量(liang)，比(bi)太陽損失(shi)的(de)(de)速度(du)超(chao)過(guo) 10^9 倍，預計自形成以(yi)來有超(chao)過(guo) 50 倍太陽的(de)(de)物質失(shi)去。

光度

R136a1 的(de)(de)光(guang)度(du)(du)約為 8.71 × 10^6 L⊙，是(shi)已(yi)知最明亮(liang)(liang)的(de)(de)恒星(xing)(xing)，它(ta)的(de)(de)功率相當于太陽的(de)(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)(de)時間(jian)里釋放出(chu)的(de)(de)能量相當于太陽一年散發的(de)(de)能量總和，可見光(guang)度(du)(du)相當于 1.5 × 10^5 L⊙。換(huan)句話說，如(ru)果它(ta)代替我(wo)們太陽，地球收到的(de)(de)可見光(guang)強度(du)(du)將會增強 1.5 × 10^5 倍。在(zai)距離 10 pc 的(de)(de)亮(liang)(liang)度(du)(du)，其視星(xing)(xing)等(deng)是(shi) -8.09 等(deng)，遠超過天狼星(xing)(xing)的(de)(de) -1.46 等(deng)。

R136a1給整(zheng)個劍魚座 30 區（多達(da) 70 個 O7 矮星）供應約 7% 的電(dian)離(li)通量。和(he) R136a2、R136a3 以及 R136c 在整(zheng)個 R136 星團中(zhong)一共產生 43% ~ 46% 的萊(lai)曼輻射(she)。

接(jie)近愛(ai)(ai)丁(ding)頓(dun)極限(xian)(xian)(xian)的(de)(de)(de)(de)大(da)質量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)(xing)，在恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)表面(mian)向外輻射的(de)(de)(de)(de)壓力(li)(li)等于恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)引力(li)(li)的(de)(de)(de)(de)力(li)(li)量(liang)(liang)。如(ru)果(guo)在愛(ai)(ai)丁(ding)頓(dun)限(xian)(xian)(xian)制以上，一顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)產生如(ru)此多的(de)(de)(de)(de)能量(liang)(liang)，它的(de)(de)(de)(de)外層就會被迅速拋出。這有效地限(xian)(xian)(xian)制了恒(heng)星(xing)(xing)長時間高光(guang)度(du)地閃耀。經(jing)典的(de)(de)(de)(de)愛(ai)(ai)丁(ding)頓(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de)(de)限(xian)(xian)(xian)制不適用于 R136a1 這樣流體靜力(li)(li)平衡的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)，其(qi)(qi)計算(suan)是極其(qi)(qi)復雜的(de)(de)(de)(de)，且只適用于真正的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)。戴維森 · 漢弗萊(lai)限(xian)(xian)(xian)制已被確定為(wei)觀測到的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)亮度(du)限(xian)(xian)(xian)制，但最近的(de)(de)(de)(de)模型試圖(tu)計算(suan)出有理論(lun)的(de)(de)(de)(de)適用于大(da)質量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)愛(ai)(ai)丁(ding)頓(dun)限(xian)(xian)(xian)制。R136a1 的(de)(de)(de)(de)光(guang)度(du)是愛(ai)(ai)丁(ding)頓(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已經超過 50000 K 的溫度（56000 K），比太陽(yang)要高近(jin) 9 倍，是極紫外線輻射峰值。

R136a1 的(de)(de) B-V 色(se)指數(shu)約(yue) -0.03，這(zhe)是(shi)一(yi)個典(dian)型(xing)的(de)(de) W 型(xing)恒星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)色(se)指數(shu)。從哈勃太(tai)空望遠鏡(jing) WFPC2 336 nm 和(he) 555 nm 的(de)(de)濾波(bo)器(qi)中(zhong)得到 U-V 色(se)指數(shu)是(shi) -1.28，顯示出這(zhe)是(shi)一(yi)個非常熱的(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)，但該數(shu)值(zhi)尚未確定。這(zhe)種“矛(mao)盾(dun)”的(de)(de)顏色(se)指標(biao)對于(yu)“黑體(ti)”來講表(biao)示星(xing)(xing)(xing)際(ji)塵(chen)埃(ai)引起發紅和(he)光度(du)消減(jian)。泛紅（EB-V）可以(yi)估計光度(du)消減(jian)水平（AV）。eb-v進行測量后(hou)值(zhi) 0.29 ~ 0.37。由(you)于(yu)鄰近恒星(xing)(xing)(xing) R136a2 導(dao)致 AV 在 1.80 左右(you)，B-V 色(se)指數(shu)在 -0.03 左右(you)（B-V0）的(de)(de)光污染，所以(yi)具有(you)相當的(de)(de)不確定性。

恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)度(du)(du)可(ke)(ke)以從它近似的(de)(de)(de)(de)(de)顏色推算，但這不是(shi)很準(zhun)確，光譜(pu)擬(ni)合的(de)(de)(de)(de)(de)大氣模(mo)型(xing)是(shi)必(bi)要(yao)的(de)(de)(de)(de)(de)，這樣(yang)才能獲(huo)得準(zhun)確的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)度(du)(du)。R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)(de)(de)(de)(de)表面(mian)溫(wen)度(du)(du)是(shi)使(shi)用不同的(de)(de)(de)(de)(de)大氣模(mo)型(xing)發(fa)現的(de)(de)(de)(de)(de)。舊的(de)(de)(de)(de)(de)大氣模(mo)型(xing)得到的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)度(du)(du)約 43000 K，因此大幅降低預測到的(de)(de)(de)(de)(de)光度(du)(du)。恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)極端溫(wen)度(du)(du)的(de)(de)(de)(de)(de)使(shi)其輻(fu)射峰值為 50 nm 左右，近 99% 的(de)(de)(de)(de)(de)輻(fu)射發(fa)射到非可(ke)(ke)見光的(de)(de)(de)(de)(de)范圍。 

直徑

R136a1 的直徑(jing)非(fei)常受(shou)爭議，但最新數據顯示(shi)它的半徑(jing)在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的半徑(jing)事實上比畢(bi)宿五還(huan)小。

R136a1的實際(ji)半(ban)徑(jing)約(yue)為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已(yi)知最大(da)半(ban)徑(jing)的恒星(xing)是盾牌座 UY，半(ban)徑(jing)約(yue)為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不(bu)像地球或(huo)太陽一樣已經確定了可見(jian)的(de)(de)表面(mian)(mian)(mian)。恒(heng)星(xing)的(de)(de)靜水主體(ti)是由一個(ge)密(mi)集的(de)(de)大(da)(da)氣層被(bei)加速向外(wai)進入恒(heng)星(xing)風(feng)中，在(zai)這恒(heng)星(xing)風(feng)中的(de)(de)一個(ge)任(ren)意點被(bei)定義為測(ce)(ce)量半徑的(de)(de)表面(mian)(mian)(mian)，不(bu)同(tong)的(de)(de)作者可以使(shi)用(yong)不(bu)同(tong)的(de)(de)定義。例(li)如，一個(ge) 2/3 的(de)(de)羅斯蘭光(guang)學深(shen)(shen)度(du)大(da)(da)約對(dui)應到(dao)一個(ge)可見(jian)的(de)(de)表面(mian)(mian)(mian)，而 20 或(huo) 100 羅斯蘭深(shen)(shen)度(du)更符(fu)合物理光(guang)球。恒(heng)星(xing)的(de)(de)溫度(du)通常是在(zai)同(tong)一個(ge)深(shen)(shen)度(du)的(de)(de)測(ce)(ce)量，所以該恒(heng)星(xing)的(de)(de)半徑和溫度(du)對(dui)應于恒(heng)星(xing)光(guang)度(du)。

R136a1 的(de)(de)尺寸比最大(da)(da)的(de)(de)恒星小得多：紅超巨(ju)星的(de)(de)半徑長度是幾百到(dao)一(yi)千多倍太陽，而 R136a1 只(zhi)有幾十倍。盡管質量很大(da)(da)并且尺寸不(bu)大(da)(da)，R136a1 的(de)(de)密度卻(que)只(zhi)有太陽的(de)(de)平均密度的(de)(de) 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)(de)(de)的(de)(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)速度不能被直接測(ce)量(liang)，這是因為(wei)光(guang)球被密(mi)集(ji)的(de)(de)(de)恒星(xing)風掩蓋和(he)用于測(ce)量(liang)旋(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)(de)多普(pu)勒展寬(kuan)的(de)(de)(de)光(guang)球吸(xi)收(shou)線不在光(guang)譜中呈現。在 2.1 μMNV 的(de)(de)(de)發射線產生的(de)(de)(de)風比較(jiao)深，可以用來估計(ji)旋(xuan)轉(zhuan)速度。在 R136a1 它(ta)具有(you)約(yue) 1.5 nm 的(de)(de)(de)寬(kuan)度，表示(shi)這是一個旋(xuan)轉(zhuan)緩慢或(huo)不旋(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)(de)恒星(xing)，雖然它(ta)的(de)(de)(de)磁極(ji)可能與地球對齊。R136a2 和(he) R136a3 快速旋(xuan)轉(zhuan)，最(zui)接近進化模型。R136a1 的(de)(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)速度約(yue) 200 km/s，并且在大約(yue) 1.65 × 10^6 年后赤道(dao)的(de)(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)速度還是這樣。

現狀

R136a1 依然(ran)還在(zai)把氫融合成氦(hai)的(de)(de)階段，主要是由(you)于(yu)在(zai)高(gao)溫核心(xin)的(de)(de) C-N-O 循(xun)環。由(you)于(yu)它(ta)是偽(wei)(wei)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)星，所以(yi)它(ta)仍然(ran)年輕。造成它(ta)偽(wei)(wei)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)星的(de)(de)光譜(pu)的(de)(de)原(yuan)因是從核心(xin)到表面的(de)(de)高(gao)水平的(de)(de)氦(hai)氮致(zhi)密恒(heng)星風(feng)直接(jie)導致(zhi)了它(ta)極亮的(de)(de)光度。恒(heng)星超過(guo) 90% 的(de)(de)部(bu)分是對流(liu)層，只有一個(ge)小的(de)(de)非對流(liu)層在(zai)表面。

現象質疑

大質量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)恒星(xing)釋放(fang)(fang)的(de)(de)能量(liang)(liang)(liang)也更加巨大。以手(shou)槍(qiang)星(xing)為例，它 20 秒內釋放(fang)(fang)出的(de)(de)能量(liang)(liang)(liang)相當于太(tai)陽一年(nian)釋放(fang)(fang)能量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)總和（而 R136a1 只需要 5 秒）。在(zai)這一過程中，伴(ban)隨著質量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)迅速減少。

克勞(lao)瑟(se)說(shuo)：“星體和人類不一樣，它們誕生之初質量巨大，年長后逐漸變輕。R136a1 已(yi)經是(shi)一顆中年星體，質量已(yi)大幅(fu)減少(shao)。”外國媒體 《每日(ri)電訊報》說(shuo)，R136a1 在短(duan)短(duan) 1.7 × 10^6 年時間內消耗(hao)掉 20% 的質量，現(xian)質量相(xiang)當于 265 ~ 315 個太陽。

由于質量迅(xun)速損失，這(zhe)些“巨無霸”星體大多短命。克(ke)勞(lao)瑟說：“最大的(de)也就能(neng)存續幾千萬年。這(zhe)在天文學上講(jiang)，非常短暫(zan)。”

發展

恒星形(xing)成的(de)吸(xi)(xi)積(ji)分子(zi)云模型(xing)可以預測(ce)恒星質(zhi)量(liang)的(de)上限(xian)，在 R136a1 這種質(zhi)量(liang)的(de)恒星可以形(xing)成之前，它的(de)輻射可以防止進一步增(zeng)大(da)。最簡單的(de)吸(xi)(xi)積(ji)模型(xing)預測(ce)金屬豐度下限(xian)為太(tai)陽的(de) 40 倍，但更(geng)復雜的(de)理(li)論允許質(zhi)量(liang)高好幾倍。通過實證的(de)約 150 M⊙ 的(de)限(xian)制已(yi)經被廣泛接(jie)受。R136a1 明顯超過這些限(xian)制，從(cong)而(er)可以導(dao)致新的(de)單星吸(xi)(xi)積(ji)發展模型(xing)有(you)可能去除上限(xian)，但也(ye)有(you)大(da)質(zhi)量(liang)恒星合并在一起形(xing)成更(geng)大(da)質(zhi)量(liang)恒星的(de)可能。

作為(wei)(wei)吸積形(xing)成(cheng)的(de)(de)(de)單星，這樣一(yi)個龐大的(de)(de)(de)恒(heng)星的(de)(de)(de)性質(zhi)仍然是不(bu)確定(ding)的(de)(de)(de)。合成(cheng)光譜(pu)表(biao)明(ming)，它(ta)永(yong)遠不(bu)會(hui)有(you)一(yi)個主(zhu)序(xu)星光度(du)型（V），甚(shen)至(zhi)是一(yi)個正常 O 型光譜(pu)型都不(bu)會(hui)有(you)。接(jie)近(jin)愛丁頓極(ji)限的(de)(de)(de)高亮(liang)度(du)和(he)強(qiang)烈的(de)(de)(de)恒(heng)星風，一(yi)旦 R136a1 成(cheng)為(wei)(wei)可見的(de)(de)(de)恒(heng)星，可能會(hui)是 WNxh 類(lei)恒(heng)星。由于核心的(de)(de)(de)大型對流和(he)表(biao)面的(de)(de)(de)高質(zhi)量(liang)損(sun)失(shi)，以及它(ta)的(de)(de)(de)恒(heng)星風產生的(de)(de)(de)特別的(de)(de)(de)沃爾(er)夫-拉(la)葉光譜(pu)，氦(hai)氣和(he)氮氣正迅速混合至(zhi)表(biao)面。R136a1 的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)很高，溫度(du)卻(que)很“涼爽”，這種金屬豐度(du)的(de)(de)(de)溫度(du)為(wei)(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)(de)(de)恒(heng)星經推算其質(zhi)量(liang)約為(wei)(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以 R136a1 比一(yi)些大質(zhi)量(liang)主(zhu)序(xu)星而言要稍微(wei)冷一(yi)些。

在核(he)心的(de)氫燃燒過程中(zhong)，氦占的(de)百分比(bi)在核(he)心逐(zhu)漸增加。根據維里定理，這(zhe)(zhe)意味著核(he)心溫(wen)度(du)和壓(ya)力將增加。這(zhe)(zhe)會導致光度(du)增加，所以 R136a1 要(yao)稍(shao)微比(bi)它(ta)形成(cheng)時更(geng)明(ming)亮。R136a1 溫(wen)度(du)已(yi)(yi)略有下降，恒(heng)星的(de)外層已(yi)(yi)經膨脹，質量也損(sun)失的(de)更(geng)快一些。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)未來發展是不確(que)定的(de)(de)(de)(de)，沒(mei)有類似的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)以確(que)認(ren)預測。大質量恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)演化取決于(yu)他們損失的(de)(de)(de)(de)質量，不同(tong)的(de)(de)(de)(de)演化給出不同(tong)的(de)(de)(de)(de)結果，沒(mei)有一個(ge)完全匹(pi)配的(de)(de)(de)(de)結果。據認(ren)為，WN5h 發展成(cheng)高(gao)光度(du)(du)(du)藍(lan)變星(xing)后，氫(qing)(qing)在(zai)恒(heng)星(xing)核心(xin)會變得枯竭。這是一個(ge)使恒(heng)星(xing)極端失重的(de)(de)(de)(de)重要階(jie)段，在(zai)太陽(yang)附(fu)近(jin)的(de)(de)(de)(de)金(jin)屬豐(feng)度(du)(du)(du)，這個(ge)階(jie)段被稱為無氫(qing)(qing)沃爾夫-拉(la)葉星(xing)。恒(heng)星(xing)從(cong)核心(xin)到表(biao)面(mian)的(de)(de)(de)(de)混合足夠強，由于(yu)對流核心(xin)非(fei)常大，以及它的(de)(de)(de)(de)金(jin)屬豐(feng)度(du)(du)(du)很(hen)高(gao)和(he)額外的(de)(de)(de)(de)“混合旋轉”，可(ke)以直接(jie)跳過高(gao)光度(du)(du)(du)藍(lan)變星(xing)和(he)富氫(qing)(qing) WN 與貧氫(qing)(qing)的(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)演化。氫(qing)(qing)聚變可(ke)持續 2 × 10^6 年，而 R136a1 的(de)(de)(de)(de)質量在(zai)氫(qing)(qing)聚變末期可(ke)縮小(xiao)為 200 ~ 215 M⊙。與富金(jin)屬單星(xing)一樣，即使它開始旋轉很(hen)快，到氫(qing)(qing)燃燒結束旋轉速度(du)(du)(du)將減慢至零左右。

核心的(de)氦聚(ju)變開始(shi)后，大氣中的(de)殘留氫迅(xun)速(su)丟失(shi)，R136a1 會(hui)(hui)迅(xun)速(su)和無氫恒星(xing)一(yi)樣，亮度會(hui)(hui)降低。沃爾(er)夫(fu)-拉葉星(xing)在這一(yi)點的(de)不(bu)同(tong)主要(yao)是(shi)它(ta)們在赫羅圖上的(de)位置為零齡主序(xu)星(xing)，類似于主序(xu)星(xing)，但比主序(xu)星(xing)的(de)溫度高。

在(zai)(zai)(zai)氦(hai)(hai)燃(ran)(ran)燒(shao)(shao)過(guo)(guo)程中，碳和氧會(hui)積聚在(zai)(zai)(zai)核心(xin)，并且恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)大(da)量(liang)的(de)(de)(de)(de)質量(liang)損(sun)失(shi)會(hui)繼續(xu)。這(zhe)最(zui)終(zhong)導(dao)致了 WC 光(guang)(guang)譜的(de)(de)(de)(de)發展，雖然(ran)它是富(fu)金屬星(xing)(xing)，但(dan)預計大(da)部分的(de)(de)(de)(de)氦(hai)(hai)都在(zai)(zai)(zai) WN 階(jie)段燃(ran)(ran)燒(shao)(shao)了。在(zai)(zai)(zai)氦(hai)(hai)燃(ran)(ran)燒(shao)(shao)結束時，核心(xin)溫度的(de)(de)(de)(de)增加和質量(liang)的(de)(de)(de)(de)損(sun)失(shi)會(hui)導(dao)致亮度和溫度驟增，且光(guang)(guang)譜類型成(cheng)為(wei) WO。接(jie)下來的(de)(de)(de)(de)幾(ji)十(shi)萬年將氦(hai)(hai)融合(he)為(wei)更重的(de)(de)(de)(de)元(yuan)素，但(dan)燃(ran)(ran)燒(shao)(shao)的(de)(de)(de)(de)最(zui)后階(jie)段不超過(guo)(guo)幾(ji)百到幾(ji)千年。R136a1 的(de)(de)(de)(de)質量(liang)會(hui)最(zui)終(zhong)縮小到 180 ~ 220 M⊙ ，這(zhe)種(zhong)情(qing)況(kuang)與大(da)犬座 VY 極(ji)為(wei)相似，只不過(guo)(guo)光(guang)(guang)譜略有(you)不同。

超新星爆炸

任何產生(sheng)碳(tan)氧的恒星(xing)（C-O）核(he)(he)心(xin)比白矮星(xing)的最大質量更大（約 1.44 M⊙）時(shi)，便不可(ke)避免(mian)地要在(zai)某(mou)個階段受到核(he)(he)心(xin)崩潰。這通常發生(sheng)在(zai)一(yi)個已經產生(sheng)和融合的鐵核(he)(he)心(xin)，不可(ke)以再產生(sheng)防止(zhi)核(he)(he)心(xin)崩潰所(suo)需(xu)的能量，雖然它可(ke)以發生(sheng)在(zai)其他情(qing)況(kuang)下。

一(yi)個(ge)質量(liang)(liang)約(yue) 64 ~ 133 M⊙ C-O 核(he)(he)(he)(he)會變得(de)極(ji)熱，具(ju)有(you)極(ji)高能(neng)(neng)(neng)量(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)會因相(xiang)互作用自(zi)己產生正(zheng)負(fu)電(dian)子(zi)對(dui)。由于正(zheng)負(fu)電(dian)子(zi)對(dui)湮滅時釋放出的(de)(de)(de)(de)能(neng)(neng)(neng)量(liang)(liang)要小于形成(cheng)(cheng)他們的(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)的(de)(de)(de)(de)能(neng)(neng)(neng)量(liang)(liang)，因此(ci)能(neng)(neng)(neng)量(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)損失將導致其變得(de)極(ji)其不穩定，最(zui)終核(he)(he)(he)(he)心(xin)在引力(li)的(de)(de)(de)(de)擠壓下(xia)崩塌，溫度(du)(du)驟升引發的(de)(de)(de)(de)核(he)(he)(he)(he)爆(bao)轟將炸毀整個(ge)星(xing)體，不留(liu)下(xia)一(yi)丁點殘(can)骸（例如中(zhong)子(zi)星(xing)，黑(hei)洞），只剩下(xia)一(yi)團星(xing)云，成(cheng)(cheng)為不穩定對(dui)超(chao)新(xin)星(xing)（PISN）。（有(you)時也(ye)被稱為一(yi)對(dui)創造新(xin)星(xing)（PCSN））。一(yi)個(ge) PISN 通常只產生在很低的(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐度(du)(du)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)，沒有(you)很大(da)質量(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)流失（保證 C-O 核(he)(he)(he)(he)心(xin)質量(liang)(liang)為 64 M⊙ 以上）。這(zhe)也(ye)可以發生在金屬(shu)非常豐富(fu)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)，但 R136a1 預測(ce)的(de)(de)(de)(de) C-O 核(he)(he)(he)(he)心(xin)重(zhong)量(liang)(liang)低于 50 M⊙，所(suo)以形成(cheng)(cheng) PISN 幾率幾乎為零。

鐵(tie)芯的(de)(de)崩潰可能(neng)會(hui)產生(sheng)超(chao)(chao)新(xin)星爆炸，有時(shi)會(hui)有一(yi)(yi)個(ge)(ge)伽瑪射線暴（GRB）。這(zhe)種(zhong)超(chao)(chao)新(xin)星爆炸的(de)(de)類型(xing)(xing)將是 I 型(xing)(xing)，因為(wei)(wei)這(zhe)顆恒星沒有氫，Ic 型(xing)(xing)是因為(wei)(wei)它有幾乎沒有氦。特別(bie)巨大(da)的(de)(de)鐵(tie)核(he)心可能(neng)會(hui)在(zai)爆炸后使整個(ge)(ge)恒星崩潰成一(yi)(yi)個(ge)(ge)黑(hei)洞，超(chao)(chao)新(xin)星的(de)(de)“亞光”會(hui)作為(wei)(wei)放射性物(wu)質 56Ni 落(luo)回黑(hei)洞。其他的(de)(de)模型(xing)(xing)預測，這(zhe)樣一(yi)(yi)個(ge)(ge)大(da)的(de)(de)核(he)心會(hui)產生(sheng)非常(chang)大(da)量的(de)(de) 56Ni，會(hui)成為(wei)(wei)一(yi)(yi)個(ge)(ge)超(chao)(chao)亮的(de)(de)超(chao)(chao)新(xin)星。

Ic 型超新星在(zai)具有(you)星球(qiu)旋轉(zhuan)和適(shi)當的質量時可以就會產(chan)生 GRB。R136a1 預計在(zai)那個時候旋轉(zhuan)速度(du)會接近 0，且(qie)核心會崩潰，所以能(neng)否形成 GRB 還有(you)很大的爭議。

一個(ge) Ic 類(lei)型的(de)(de)核心(xin)(xin)崩潰(kui)的(de)(de)超新星(xing)究竟會形成中子星(xing)還是黑洞，取決于核心(xin)(xin)的(de)(de)質(zhi)(zhi)(zhi)量。R136a1 的(de)(de)核心(xin)(xin)將遠遠高(gao)于中子星(xing)的(de)(de)最大(da)質(zhi)(zhi)(zhi)量，所以形成黑洞是不可避(bi)免的(de)(de)，并且(qie)質(zhi)(zhi)(zhi)量極高(gao)。