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R136a1是(shi)一顆沃爾夫-拉(la)葉星（嚴格(ge)意義上講，類別為 WNxh 的(de)(de)(de)恒星不(bu)屬(shu)于(yu)真正的(de)(de)(de)沃爾夫-拉(la)葉星），是(shi)目前在巨大(da)質量(liang)(liang)恒星列表中已知(zhi)質量(liang)(liang)最(zui)大(da)的(de)(de)(de)恒星。這顆恒星的(de)(de)(de)質量(liang)(liang)是(shi)由(you)謝菲爾德大(da)學(xue)的(de)(de)(de)天文學(xue)家測(ce)量(liang)(liang)的(de)(de)(de)，估計(ji)是(shi) 265 ~ 315 M⊙。這顆恒星也列名在最(zui)亮(liang)恒星列表中，光度是(shi)太陽的(de)(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大(da)麥哲倫(lun)星系(xi)的(de)(de)(de)蜘蛛(zhu)星云中，是(shi)靠近劍魚座 30 復合(he)體的(de)(de)(de) R136 超(chao)星團中的(de)(de)(de)成員。

發現

1960 年，一(yi)組在比勒陀利(li)亞天文(wen)臺工(gong)作的天文(wen)學家(jia)對大麥哲倫星(xing)云的亮(liang)度(du)和明(ming)亮(liang)的恒星(xing)光譜(pu)進行測(ce)量。其中(zhong)(zhong)目錄編號(hao)是(shi) R136 的蜘蛛星(xing)云中(zhong)(zhong)有(you)一(yi)個明(ming)亮(liang)的物(wu)體。隨后(hou)的觀(guan)察表明(ming)，這個物(wu)體——R136 位于(yu)一(yi)個高亮(liang)區的中(zhong)(zhong)心(xin)，這是(shi)一(yi)個直接觀(guan)測(ce)到的巨大的恒星(xing)形(xing)成中(zhong)(zhong)心(xin)。

1979 年(nian)，歐洲南方天文(wen)臺(tai)的(de)(de) 3.6 m 口徑望遠鏡把 R136 劃分(fen)成三部(bu)分(fen)：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的(de)(de)確(que)切性質尚不(bu)清楚，正在進行激烈(lie)的(de)(de)討論。估計中央(yang)區域(yu)的(de)(de)亮度(du)將需要多達(da) 100 個 O 型星(xing)聚集在 0.5 pc 的(de)(de)空間里面，更可能的(de)(de)解釋是有一顆 3000 M⊙ 的(de)(de)恒星(xing)。

維格爾特和貝爾在 1985 年提供 R136a 星團的第一證明(ming)(ming)。利用散斑干涉(she)技術(shu)，R136a 被證明(ming)(ming)是(shi)(shi)在 1 角秒內由(you) 8 顆星組成的星群(qun)，而(er) R136a1 是(shi)(shi)最明(ming)(ming)亮的。

對 R136a 的性質最終確認在哈勃(bo)太空望(wang)遠鏡發(fa)射(she)之(zhi)后。它的行星照相機把 R136a 至少分成 12 部分，并(bing)且顯(xian)示 R136 里(li)包含 200 多個(ge)高光(guang)度恒(heng)星。更先進(jin)的 WFPC2 在 0.5 pc 空間的 R136a 中發(fa)現超(chao)過 3000 顆(ke)恒(heng)星并(bing)且對 4.7 pc 半徑內 46 個(ge)巨大的發(fa)光(guang)恒(heng)星進(jin)行研(yan)究(jiu)。

在 2010 年(nian)，R136a1 被公認為(wei)質量(liang)最(zui)大和(he)最(zui)明(ming)亮的恒星。以前的估計把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家(jia)天文學會的幾個重(zhong)量級人物在(zai)他(ta)們的月度報告中公布了這一重(zhong)大發現。保羅教授幽默(mo)地說道：“這簡(jian)直是(shi)個怪物，可能有很多恒星(xing)比它明亮(liang)，但是(shi)質量卻遠遠不及(ji)它。”

保羅教授(shou)同時說道，雖然(ran)這顆恒(heng)星如此巨大，但它(ta)卻可能只(zhi)有不到一千萬年的壽命，因為(wei)它(ta)質量越大，消耗能量的速度就越快。

發現這顆(ke)恒星的(de)(de)新(xin)聞是(shi)(shi)在(zai) 2010 年 7 月發布的(de)(de)，由英國謝菲爾德大(da)學(xue)的(de)(de)天(tian)文物(wu)理學(xue)教授保羅 · 可(ke)勞瑟（Paul Crowther）領導的(de)(de)一個(ge)小(xiao)組(zu)，使(shi)用歐洲(zhou)南方(fang)天(tian)文臺在(zai)智利的(de)(de)甚大(da)望遠鏡(jing)（VLT），和(he)來自哈勃(bo)太(tai)空望遠鏡(jing)的(de)(de)資料，研究 NGC 3603 和(he) R136a 這兩個(ge)星團(tuan)。R136a 曾經被認為是(shi)(shi)擁有(you)(you)(you)質量(liang)(liang)高達(da) 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)超大(da)質量(liang)(liang)天(tian)體。R136a 的(de)(de)本(ben)質被全(quan)像的(de)(de)斑點干涉測量(liang)(liang)解(jie)析和(he)發現是(shi)(shi)一個(ge)高密度的(de)(de)星團(tuan)。這個(ge)小(xiao)組(zu)發現其中有(you)(you)(you)些(xie)恒星的(de)(de)表面溫(wen)度高達(da) 56000 K，超過太(tai)陽的(de)(de) 7 倍，并且光度是(shi)(shi)太(tai)陽的(de)(de)數百(bai)萬倍。至少有(you)(you)(you) 3 顆(ke)恒星的(de)(de)質量(liang)(liang)大(da)約是(shi)(shi) 150 M⊙。

可見度

在(zai)夜空(kong)中，R136出現在(zai)大(da)麥哲倫(lun)星云(yun)中的蜘(zhi)蛛(zhu)星云(yun)的第十級核心。在(zai) 1979 年需要(yao)一(yi)個 3.6 m 口徑(jing)望(wang)遠鏡才能探測(ce)到 R136 的其(qi)中一(yi)部分：R136a。在(zai) R136a 中檢測(ce) R136a1 需要(yao)太空(kong)望(wang)遠鏡或(huo)復雜的技(ji)術，如自適應光(guang)學散斑干涉。

約南(nan)緯 20 ° 以南(nan)，大(da)麥哲(zhe)倫星(xing)云(yun)在(zai)(zai)拱極位置，這意(yi)味著它可以（至少部(bu)分地）每一(yi)夜都能(neng)看(kan)到，如(ru)果天氣允許的話。在(zai)(zai)北(bei)半球，它在(zai)(zai)北(bei)緯 20 度(du)左右南(nan)部(bu)可見。這不包括(kuo)北(bei)美洲（除墨西哥南(nan)部(bu)），歐洲，北(bei)非和亞洲北(bei)部(bu)。

認識

英國謝菲爾德大(da)(da)學天文學家保羅(luo) · 克(ke)勞瑟及其帶領的研(yan)究小組利用哈(ha)勃太空望遠鏡和歐洲南方天文臺甚大(da)(da)望遠鏡觀測數(shu)據(ju)重(zhong)新計算后發現，大(da)(da)麥哲倫星(xing)系蜘(zhi)蛛星(xing)云內(nei)代號為 R136a1 的恒(heng)星(xing)“質量"創(chuang)下紀錄(lu)。

英國《每日電訊(xun)報》打(da)比方說，如果把 R136a1 放(fang)進太(tai)(tai)陽系，它相(xiang)對(dui)太(tai)(tai)陽的亮(liang)度就相(xiang)當(dang)于太(tai)(tai)陽相(xiang)對(dui)月球(qiu)。

按照埃丁頓極限，星(xing)體質(zhi)量(liang)越大，能(neng)發出(chu)越多的輻(fu)射(she)壓(ya)，而(er)過度(du)的輻(fu)射(she)壓(ya)力，也(ye)將使(shi)星(xing)體不(bu)穩定(ding)。質(zhi)量(liang)超過 50 M⊙的星(xing)體，不(bu)可能(neng)穩定(ding)。人們(men)普遍認(ren)為，150 M⊙ 是愛(ai)丁頓極限可達上限。克勞瑟認(ren)為，R136a1 逼近極限，“這一新紀錄不(bu)可能(neng)在短時間內打破”。不(bu)過 R136a1 正受到強烈宇(yu)宙風暴的侵蝕，其質(zhi)量(liang)正逐步減(jian)少。

是否為雙星

雖然(ran)雙星系統中質量很大(da)的(de)恒星是很常(chang)見(jian)的(de)，但 R136a1 似(si)乎是一個單星，沒有(you)大(da)量的(de)證(zheng)據顯示(shi)有(you)第二顆星。

錢德拉天文臺使用 X 射(she)線檢(jian)測 R136。R136a 和 R136c 都能夠清楚(chu)地檢(jian)測到，但 R136a 的(de)謎團無法(fa)解決。另一項研究(jiu)中否定了(le) R136a1 和 R136a2 為雙(shuang)星(xing)，而 R136a3 被確定為是單星(xing)。R136a1 和 R136a2 散發的(de)光芒(mang)中的(de)軟 X 射(she)線比例比較高，這并(bing)不(bu)表(biao)明他(ta)們是一對雙(shuang)星(xing)。

快速(su)(su)多普勒徑向(xiang)速(su)(su)度的(de)變化可以檢(jian)測一(yi)(yi)對在(zai)(zai)一(yi)(yi)個封(feng)閉的(de)軌道相同質量的(de)恒星(xing)，但這(zhe)不能(neng)實現在(zai)(zai) R136a1 的(de)光譜。一(yi)(yi)個高軌道傾角，一(yi)(yi)個更遙遠(yuan)的(de)雙星(xing)，或有一(yi)(yi)個機會讓遙遠(yuan)的(de)星(xing)星(xing)圍繞它(ta)進行公轉(zhuan)不能(neng)完全(quan)

排除，但被認為是不(bu)可(ke)能的(de)。質(zhi)量(liang)相差懸殊(shu)的(de)雙星是可(ke)能的(de)，但不(bu)會影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一個高亮度的(de)(de)(de)沃爾(er)夫(fu)-拉葉星(xing)，在赫羅圖(tu)的(de)(de)(de)極端左上(shang)角位(wei)置。普通沃爾(er)夫(fu)-拉葉星(xing)是(shi)因(yin)強(qiang)(qiang)烈的(de)(de)(de)發(fa)射(she)線和(he) O 型(xing)星(xing)所區分。這包(bao)括(kuo)離子氮，氦，碳，氧(yang)和(he)少數的(de)(de)(de)硅，但氫線通常弱或不存在。一是(shi) WN5 星(xing)電離氦發(fa)射(she)強(qiang)(qiang)度大(da)大(da)強(qiang)(qiang)于中性氦線的(de)(de)(de)分類基礎，并與 N3，N4 和(he) N5 具有(you)大(da)致相等的(de)(de)(de)發(fa)射(she)強(qiang)(qiang)度。在光譜(pu)(pu)類型(xing)中的(de)(de)(de)“氫”表(biao)示顯著的(de)(de)(de)氫發(fa)射(she)光譜(pu)(pu)，正因(yin)這個，天文學家才計算出氫在 R136a1 表(biao)面(mian)占據了 40% 的(de)(de)(de)質量。

嚴(yan)格意義上講，R136a1 并非(fei)真(zhen)正的(de)(de)沃爾夫(fu)-拉(la)葉星(xing)(xing)。它甚至還沒有把核心(xin)的(de)(de)氫燒(shao)完。因此(ci)光譜中(zhong)會帶有強烈的(de)(de)氫發(fa)射線。此(ci)類恒星(xing)(xing)由(you)于恒星(xing)(xing)內(nei)部的(de)(de)對流或(huo)是(shi)其(qi)(qi)他一些(xie)原因（比如恒星(xing)(xing)間的(de)(de)合并），原本深藏(zang)于核心(xin)的(de)(de)氮(dan)元(yuan)素被拋(pao)到表(biao)面來，于是(shi)造成了這(zhe)種假象，故被稱為“偽(wei)沃爾夫(fu)-拉(la)葉星(xing)(xing)”。實際上真(zhen)正的(de)(de)沃爾夫(fu)-拉(la)葉星(xing)(xing)在暴(bao)露出碳、氮(dan)、氧層時，其(qi)(qi)內(nei)部的(de)(de)氫早就被恒星(xing)(xing)風拋(pao)掉(diao)了，大氣中(zhong)氫的(de)(de)含量(liang)極少(shao)（這(zhe)類恒星(xing)(xing)也是(shi) Ib、Ic 型超(chao)新星(xing)(xing)的(de)(de)來源）。

光(guang)譜為(wei) WN5h 的(de)恒星(xing)(xing)是仍在燃燒氫核的(de)偽(wei)沃爾夫-拉葉星(xing)(xing)。發射光(guang)譜中(zhong)產生一個(ge)強(qiang)大的(de)密集的(de)恒星(xing)(xing)風，高強(qiang)度的(de)氦、氮水平(ping)來自混合對流的(de) C-N-O 循環的(de)產物表面(mian)。

R136a1 是(shi)目前已知(zhi)質量(liang)最大(da)的(de)恒星(xing)，可能是(shi)眾(zhong)所(suo)周知(zhi)的(de)船底座(zuo) η 星(xing)（海山二）、手(shou)槍星(xing)或牡丹星(xing)一倍以上。

現有質(zhi)(zhi)量為太(tai)陽(yang)質(zhi)(zhi)量 265 ~ 315 倍是(shi)從(cong)近紅外（K 波段）使(shi)用相(xiang)結合的(de)非 LTE 的(de)譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣層模(mo)型(xing)發(fa)現的(de)。推導模(mo)型(xing)的(de)恒(heng)星(xing)(xing)是(shi) WN6h 雙(shuang)星(xing)(xing) NGC 3603-A1。在一個視線對(dui)或意(yi)外的(de)雙(shuang)星(xing)(xing)的(de)最壞的(de)情況下，恒(heng)星(xing)(xing)的(de)質(zhi)(zhi)量各會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最初是(shi)質(zhi)(zhi)量為 320 M⊙ 的(de)快速旋(xuan)轉的(de)恒(heng)星(xing)(xing)，已經燃燒了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是使用(yong)(yong)“PoWR”分析發現的，光和紫外光譜(pu)和質光關系的大氣(qi)模(mo)型(xing)，用(yong)(yong)來假設它是一個單星(xing)。

質量損失

R136a1 正(zheng)在經(jing)受極(ji)端(duan)的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失，它的(de)(de)(de)恒星風(feng)達到 2600 ± 150 km/s，這是由于強烈的(de)(de)(de)電磁輻射(she)壓和非常熱的(de)(de)(de)恒星引起(qi)的(de)(de)(de)，其風(feng)力(li)(li)要(yao)比(bi)能保留物質(zhi)(zhi)(zhi)的(de)(de)(de)重力(li)(li)更為強烈。質(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失是由質(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)很大(da)、低表面重力(li)(li)、高亮(liang)度和光球(qiu)重元素含(han)量(liang)高引起(qi)的(de)(de)(de)。R136a1 每年失去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)，比(bi)太陽(yang)損(sun)(sun)失的(de)(de)(de)速度超過(guo)(guo) 10^9 倍(bei)(bei)，預計(ji)自形(xing)成(cheng)以來有超過(guo)(guo) 50 倍(bei)(bei)太陽(yang)的(de)(de)(de)物質(zhi)(zhi)(zhi)失去。

光度

R136a1 的(de)(de)光(guang)度(du)(du)約為(wei) 8.71 × 10^6 L⊙，是(shi)已(yi)知最明亮(liang)的(de)(de)恒星(xing)(xing)，它(ta)(ta)的(de)(de)功率相(xiang)當(dang)(dang)于太(tai)陽(yang)的(de)(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)(de)時(shi)間里(li)釋放(fang)出的(de)(de)能(neng)(neng)量(liang)相(xiang)當(dang)(dang)于太(tai)陽(yang)一年散發(fa)的(de)(de)能(neng)(neng)量(liang)總和，可見光(guang)度(du)(du)相(xiang)當(dang)(dang)于 1.5 × 10^5 L⊙。換句話說，如果它(ta)(ta)代替我們太(tai)陽(yang)，地球收到的(de)(de)可見光(guang)強度(du)(du)將會增(zeng)強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的(de)(de)亮(liang)度(du)(du)，其視星(xing)(xing)等(deng)是(shi) -8.09 等(deng)，遠超過天狼(lang)星(xing)(xing)的(de)(de) -1.46 等(deng)。

R136a1給(gei)整個(ge)劍魚座(zuo) 30 區（多達 70 個(ge) O7 矮星）供應約 7% 的電(dian)離(li)通量。和 R136a2、R136a3 以及 R136c 在整個(ge) R136 星團中一共(gong)產生 43% ~ 46% 的萊曼輻射。

接近愛(ai)丁(ding)(ding)頓極限(xian)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)大質(zhi)量恒(heng)(heng)星(xing)(xing)，在(zai)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)表面向外輻射的(de)(de)(de)(de)(de)(de)壓力等于(yu)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)引力的(de)(de)(de)(de)(de)(de)力量。如果在(zai)愛(ai)丁(ding)(ding)頓限(xian)制以上，一顆恒(heng)(heng)星(xing)(xing)產(chan)生如此(ci)多的(de)(de)(de)(de)(de)(de)能(neng)量，它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)外層(ceng)就會被迅速拋出。這有效地(di)限(xian)制了恒(heng)(heng)星(xing)(xing)長(chang)時(shi)間高光度(du)地(di)閃耀(yao)。經典的(de)(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)(ding)頓光度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)限(xian)制不適用(yong)(yong)于(yu) R136a1 這樣流體靜力平衡的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)，其(qi)計(ji)算是極其(qi)復雜(za)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)，且只適用(yong)(yong)于(yu)真正的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)。戴維森(sen) · 漢弗萊限(xian)制已(yi)被確(que)定(ding)為觀(guan)測到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)亮度(du)限(xian)制，但最近的(de)(de)(de)(de)(de)(de)模型(xing)試(shi)圖計(ji)算出有理論的(de)(de)(de)(de)(de)(de)適用(yong)(yong)于(yu)大質(zhi)量恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)(ding)頓限(xian)制。R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)光度(du)是愛(ai)丁(ding)(ding)頓光度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已經超過(guo) 50000 K 的溫度(du)（56000 K），比太(tai)陽要高(gao)近 9 倍，是極紫外(wai)線輻(fu)射峰值。

R136a1 的(de) B-V 色(se)(se)指數(shu)(shu)約 -0.03，這(zhe)是一個典型的(de) W 型恒(heng)星(xing)的(de)色(se)(se)指數(shu)(shu)。從哈勃(bo)太(tai)空(kong)望遠鏡(jing) WFPC2 336 nm 和 555 nm 的(de)濾波器中得到 U-V 色(se)(se)指數(shu)(shu)是 -1.28，顯示出這(zhe)是一個非常熱的(de)恒(heng)星(xing)，但(dan)該數(shu)(shu)值尚未確(que)定(ding)。這(zhe)種(zhong)“矛盾”的(de)顏色(se)(se)指標(biao)對于“黑體”來(lai)講表示星(xing)際塵埃引起發紅(hong)和光度(du)消(xiao)減(jian)。泛紅(hong)（EB-V）可以估計光度(du)消(xiao)減(jian)水平（AV）。eb-v進行(xing)測量后值 0.29 ~ 0.37。由于鄰近恒(heng)星(xing) R136a2 導(dao)致 AV 在 1.80 左(zuo)右，B-V 色(se)(se)指數(shu)(shu)在 -0.03 左(zuo)右（B-V0）的(de)光污(wu)染，所以具有(you)相當(dang)的(de)不確(que)定(ding)性(xing)。

恒星的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度可以(yi)從它(ta)近(jin)似的(de)(de)(de)(de)(de)顏色推算，但這不是很準確，光譜擬合的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)(qi)模型是必要的(de)(de)(de)(de)(de)，這樣才能獲得準確的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度。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)(wen)度是使用(yong)不同(tong)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)(qi)模型發(fa)現的(de)(de)(de)(de)(de)。舊(jiu)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)(qi)模型得到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度約 43000 K，因此大(da)幅降低預測(ce)到(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)光度。恒星的(de)(de)(de)(de)(de)極端溫(wen)(wen)度的(de)(de)(de)(de)(de)使其輻(fu)射峰值為 50 nm 左右，近(jin) 99% 的(de)(de)(de)(de)(de)輻(fu)射發(fa)射到(dao)非(fei)可見(jian)光的(de)(de)(de)(de)(de)范圍。 

直徑

R136a1 的(de)直徑非常受爭議，但最(zui)新數據顯示它的(de)半徑在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的(de)半徑事實上比畢宿五(wu)還(huan)小。

R136a1的(de)實際半(ban)(ban)徑約(yue)為(wei)(wei) 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最大(da)半(ban)(ban)徑的(de)恒(heng)星是(shi)盾(dun)牌座(zuo) UY，半(ban)(ban)徑約(yue)為(wei)(wei) 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不(bu)(bu)像地球(qiu)或太(tai)陽一(yi)樣已經確定(ding)了可(ke)見(jian)的(de)(de)(de)(de)表(biao)面。恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)靜(jing)水主(zhu)體是由一(yi)個(ge)(ge)(ge)(ge)(ge)密集(ji)的(de)(de)(de)(de)大(da)氣層被加速(su)向外進入恒(heng)(heng)星風中，在(zai)這(zhe)恒(heng)(heng)星風中的(de)(de)(de)(de)一(yi)個(ge)(ge)(ge)(ge)(ge)任意點(dian)被定(ding)義(yi)為測量半(ban)徑(jing)(jing)的(de)(de)(de)(de)表(biao)面，不(bu)(bu)同的(de)(de)(de)(de)作者可(ke)以使用(yong)不(bu)(bu)同的(de)(de)(de)(de)定(ding)義(yi)。例如，一(yi)個(ge)(ge)(ge)(ge)(ge) 2/3 的(de)(de)(de)(de)羅斯蘭(lan)光學深(shen)度(du)大(da)約對(dui)應(ying)到一(yi)個(ge)(ge)(ge)(ge)(ge)可(ke)見(jian)的(de)(de)(de)(de)表(biao)面，而 20 或 100 羅斯蘭(lan)深(shen)度(du)更符合物理光球(qiu)。恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)溫度(du)通(tong)常是在(zai)同一(yi)個(ge)(ge)(ge)(ge)(ge)深(shen)度(du)的(de)(de)(de)(de)測量，所以該恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)半(ban)徑(jing)(jing)和溫度(du)對(dui)應(ying)于(yu)恒(heng)(heng)星光度(du)。

R136a1 的尺(chi)寸(cun)比最大(da)的恒(heng)星小得(de)多：紅(hong)超巨星的半徑長度是幾百到一千多倍太陽(yang)，而 R136a1 只有幾十倍。盡管質量(liang)很大(da)并且(qie)尺(chi)寸(cun)不大(da)，R136a1 的密度卻只有太陽(yang)的平均密度的 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速度不能(neng)被直接(jie)測量(liang)，這(zhe)是因為光(guang)球(qiu)被密集的(de)恒(heng)星(xing)風掩蓋和(he)用于測量(liang)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)多普勒展寬的(de)光(guang)球(qiu)吸(xi)收線(xian)不在光(guang)譜中呈現。在 2.1 μMNV 的(de)發射線(xian)產生的(de)風比較(jiao)深(shen)，可以用來估計(ji)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速度。在 R136a1 它(ta)具有約(yue) 1.5 nm 的(de)寬度，表(biao)示這(zhe)是一個旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)緩(huan)慢或不旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)恒(heng)星(xing)，雖然它(ta)的(de)磁極(ji)可能(neng)與地球(qiu)對齊。R136a2 和(he) R136a3 快(kuai)速旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)，最接(jie)近進化模型(xing)。R136a1 的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速度約(yue) 200 km/s，并且在大約(yue) 1.65 × 10^6 年后(hou)赤道的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速度還是這(zhe)樣。

現狀

R136a1 依然(ran)還在把氫融合成氦(hai)的(de)(de)階段，主要是由于在高溫核心的(de)(de) C-N-O 循(xun)環。由于它(ta)是偽(wei)沃爾夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)，所以它(ta)仍然(ran)年輕。造成它(ta)偽(wei)沃爾夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)的(de)(de)光譜的(de)(de)原(yuan)因是從核心到(dao)表(biao)面的(de)(de)高水平的(de)(de)氦(hai)氮致密恒(heng)星(xing)風直接導致了它(ta)極(ji)亮的(de)(de)光度。恒(heng)星(xing)超過 90% 的(de)(de)部分是對流層(ceng)，只有一個小的(de)(de)非對流層(ceng)在表(biao)面。

現象質疑

大質量(liang)的(de)(de)恒星(xing)釋(shi)放(fang)的(de)(de)能量(liang)也(ye)更加巨大。以手槍星(xing)為例，它 20 秒(miao)內釋(shi)放(fang)出的(de)(de)能量(liang)相當于太陽一(yi)年釋(shi)放(fang)能量(liang)的(de)(de)總和(he)（而(er) R136a1 只需要 5 秒(miao)）。在這一(yi)過程(cheng)中(zhong)，伴(ban)隨著(zhu)質量(liang)的(de)(de)迅(xun)速減少。

克勞瑟說：“星(xing)體(ti)和(he)人(ren)類(lei)不一樣，它們誕生之(zhi)初質量(liang)巨大，年(nian)長后逐漸變輕。R136a1 已經(jing)是(shi)一顆中年(nian)星(xing)體(ti)，質量(liang)已大幅減少。”外(wai)國媒體(ti) 《每日電訊報》說，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年(nian)時間內消耗掉 20% 的質量(liang)，現(xian)質量(liang)相(xiang)當于 265 ~ 315 個太陽。

由(you)于(yu)質(zhi)量迅速(su)損失，這些“巨無霸”星體大(da)多(duo)短命。克勞瑟說：“最大(da)的(de)也(ye)就(jiu)能存(cun)續幾(ji)千萬(wan)年。這在天(tian)文學上講，非常短暫。”

發展

恒星(xing)形(xing)成的吸積分子云模(mo)(mo)型可以預(yu)測恒星(xing)質(zhi)(zhi)量的上(shang)限，在(zai) R136a1 這(zhe)種質(zhi)(zhi)量的恒星(xing)可以形(xing)成之(zhi)前(qian)，它(ta)的輻射可以防止進一(yi)(yi)步(bu)增大(da)。最簡單的吸積模(mo)(mo)型預(yu)測金屬豐(feng)度下限為(wei)太陽(yang)的 40 倍，但(dan)更復雜的理論允許質(zhi)(zhi)量高好幾倍。通過實證的約 150 M⊙ 的限制已(yi)經被廣泛接受。R136a1 明(ming)顯超(chao)過這(zhe)些限制，從而可以導致(zhi)新(xin)的單星(xing)吸積發展模(mo)(mo)型有可能去(qu)除上(shang)限，但(dan)也有大(da)質(zhi)(zhi)量恒星(xing)合并在(zai)一(yi)(yi)起形(xing)成更大(da)質(zhi)(zhi)量恒星(xing)的可能。

作為(wei)(wei)(wei)吸積形成的(de)(de)(de)單星(xing)(xing)，這樣一(yi)(yi)個龐大(da)(da)的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)性質(zhi)(zhi)仍(reng)然是不確定的(de)(de)(de)。合成光譜(pu)表明，它永遠不會有一(yi)(yi)個主序星(xing)(xing)光度(du)型（V），甚(shen)至(zhi)是一(yi)(yi)個正常 O 型光譜(pu)型都不會有。接近愛(ai)丁頓(dun)極限的(de)(de)(de)高(gao)亮度(du)和強烈的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)風，一(yi)(yi)旦 R136a1 成為(wei)(wei)(wei)可見(jian)的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)，可能會是 WNxh 類恒星(xing)(xing)。由(you)于核心的(de)(de)(de)大(da)(da)型對流和表面(mian)的(de)(de)(de)高(gao)質(zhi)(zhi)量(liang)損失(shi)，以(yi)及(ji)它的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)風產生的(de)(de)(de)特別的(de)(de)(de)沃爾夫(fu)-拉(la)葉光譜(pu)，氦(hai)氣(qi)和氮氣(qi)正迅速混合至(zhi)表面(mian)。R136a1 的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)很(hen)(hen)高(gao)，溫度(du)卻很(hen)(hen)“涼(liang)爽”，這種金屬豐度(du)的(de)(de)(de)溫度(du)為(wei)(wei)(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)經(jing)推算其質(zhi)(zhi)量(liang)約為(wei)(wei)(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以(yi) R136a1 比一(yi)(yi)些(xie)(xie)大(da)(da)質(zhi)(zhi)量(liang)主序星(xing)(xing)而(er)言要稍微冷一(yi)(yi)些(xie)(xie)。

在(zai)核(he)心(xin)的(de)氫燃燒過程中，氦占的(de)百分比在(zai)核(he)心(xin)逐漸(jian)增(zeng)加(jia)。根(gen)據維里(li)定理，這(zhe)意味著核(he)心(xin)溫度和壓力將增(zeng)加(jia)。這(zhe)會導致光度增(zeng)加(jia)，所以 R136a1 要(yao)稍微比它形成時更明(ming)亮。R136a1 溫度已(yi)略(lve)有下降(jiang)，恒(heng)星的(de)外層(ceng)已(yi)經膨脹，質(zhi)量也損(sun)失的(de)更快一(yi)些。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)未(wei)來發展(zhan)是不(bu)確定(ding)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)，沒(mei)有(you)類似(si)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)以確認預測(ce)。大(da)質量恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化(hua)取決于他們損失(shi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)質量，不(bu)同的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化(hua)給(gei)出不(bu)同的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)結(jie)果，沒(mei)有(you)一(yi)個(ge)完(wan)全匹配的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)結(jie)果。據(ju)認為(wei)，WN5h 發展(zhan)成高光(guang)度(du)藍變(bian)星(xing)(xing)后，氫(qing)在(zai)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)核(he)心會變(bian)得枯竭。這是一(yi)個(ge)使恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)極(ji)端失(shi)重(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)重(zhong)要階(jie)段，在(zai)太陽(yang)附近的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐度(du)，這個(ge)階(jie)段被(bei)稱(cheng)為(wei)無氫(qing)沃爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)。恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)從核(he)心到表面的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)混(hun)合足夠強，由于對流核(he)心非常大(da)，以及(ji)它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐度(du)很(hen)高和額外的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)“混(hun)合旋轉”，可(ke)以直接跳過高光(guang)度(du)藍變(bian)星(xing)(xing)和富氫(qing) WN 與貧氫(qing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化(hua)。氫(qing)聚變(bian)可(ke)持續 2 × 10^6 年(nian)，而(er) R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)質量在(zai)氫(qing)聚變(bian)末期可(ke)縮小(xiao)為(wei) 200 ~ 215 M⊙。與富金屬(shu)單星(xing)(xing)一(yi)樣，即使它開始(shi)旋轉很(hen)快，到氫(qing)燃(ran)燒(shao)結(jie)束(shu)旋轉速度(du)將減(jian)慢至零左(zuo)右。

核(he)心的氦聚(ju)變(bian)開始(shi)后，大氣中的殘留氫(qing)(qing)迅(xun)速丟(diu)失(shi)，R136a1 會迅(xun)速和無氫(qing)(qing)恒星一樣，亮度(du)會降低。沃爾(er)夫-拉葉(xie)星在(zai)(zai)這一點(dian)的不(bu)同主要是(shi)它們在(zai)(zai)赫羅圖上(shang)的位置為(wei)零齡主序星，類似(si)于主序星，但比主序星的溫度(du)高。

在(zai)(zai)氦燃(ran)(ran)燒(shao)過(guo)程中(zhong)，碳和(he)氧(yang)會(hui)積聚在(zai)(zai)核心(xin)，并且恒星的(de)(de)(de)大(da)量(liang)(liang)的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)損(sun)失(shi)會(hui)繼續。這最(zui)終(zhong)導致了 WC 光(guang)譜的(de)(de)(de)發展，雖然它是富金屬星，但預計大(da)部(bu)分的(de)(de)(de)氦都(dou)在(zai)(zai) WN 階段燃(ran)(ran)燒(shao)了。在(zai)(zai)氦燃(ran)(ran)燒(shao)結束(shu)時，核心(xin)溫(wen)度(du)的(de)(de)(de)增(zeng)(zeng)加和(he)質(zhi)量(liang)(liang)的(de)(de)(de)損(sun)失(shi)會(hui)導致亮(liang)度(du)和(he)溫(wen)度(du)驟(zou)增(zeng)(zeng)，且光(guang)譜類型(xing)成為 WO。接下(xia)來的(de)(de)(de)幾十(shi)萬年將氦融合(he)為更(geng)重的(de)(de)(de)元素(su)，但燃(ran)(ran)燒(shao)的(de)(de)(de)最(zui)后階段不超過(guo)幾百到幾千年。R136a1 的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)會(hui)最(zui)終(zhong)縮(suo)小(xiao)到 180 ~ 220 M⊙ ，這種情況(kuang)與(yu)大(da)犬座 VY 極為相似，只(zhi)不過(guo)光(guang)譜略有不同。

超新星爆炸

任何產(chan)生碳氧的(de)恒星（C-O）核(he)心比白矮星的(de)最大(da)質(zhi)量更大(da)（約 1.44 M⊙）時，便不(bu)可避免地要在(zai)某個階段(duan)受(shou)到核(he)心崩潰(kui)。這通常發(fa)生在(zai)一個已經產(chan)生和(he)融合的(de)鐵核(he)心，不(bu)可以(yi)再(zai)產(chan)生防止核(he)心崩潰(kui)所需的(de)能量，雖然它可以(yi)發(fa)生在(zai)其他情(qing)況下。

一(yi)(yi)(yi)個質(zhi)量(liang)(liang)約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核(he)會變得(de)極熱，具(ju)有(you)極高能(neng)(neng)量(liang)(liang)的 γ 光(guang)子會因相互作用(yong)自己產生(sheng)正負(fu)(fu)電子對(dui)(dui)。由于正負(fu)(fu)電子對(dui)(dui)湮滅時釋放出的能(neng)(neng)量(liang)(liang)要小(xiao)于形(xing)成他們的 γ 光(guang)子的能(neng)(neng)量(liang)(liang)，因此(ci)能(neng)(neng)量(liang)(liang)的損失(shi)將(jiang)(jiang)導致(zhi)其變得(de)極其不(bu)穩(wen)(wen)定(ding)，最終(zhong)核(he)心在(zai)引力的擠壓(ya)下(xia)(xia)崩塌，溫度驟(zou)升引發的核(he)爆轟將(jiang)(jiang)炸毀(hui)整個星(xing)(xing)體，不(bu)留下(xia)(xia)一(yi)(yi)(yi)丁點(dian)殘骸（例(li)如中子星(xing)(xing)，黑洞），只剩下(xia)(xia)一(yi)(yi)(yi)團星(xing)(xing)云(yun)，成為不(bu)穩(wen)(wen)定(ding)對(dui)(dui)超新(xin)(xin)星(xing)(xing)（PISN）。（有(you)時也被稱為一(yi)(yi)(yi)對(dui)(dui)創造(zao)新(xin)(xin)星(xing)(xing)（PCSN））。一(yi)(yi)(yi)個 PISN 通常只產生(sheng)在(zai)很(hen)低(di)(di)的金屬豐(feng)度的恒(heng)星(xing)(xing)，沒有(you)很(hen)大質(zhi)量(liang)(liang)的流失(shi)（保(bao)證 C-O 核(he)心質(zhi)量(liang)(liang)為 64 M⊙ 以上）。這也可以發生(sheng)在(zai)金屬非(fei)常豐(feng)富(fu)的恒(heng)星(xing)(xing)，但 R136a1 預測(ce)的 C-O 核(he)心重量(liang)(liang)低(di)(di)于 50 M⊙，所以形(xing)成 PISN 幾(ji)率幾(ji)乎為零。

鐵芯的(de)崩潰可能會(hui)產生超(chao)新星(xing)爆炸，有時會(hui)有一個(ge)(ge)(ge)伽瑪射線暴（GRB）。這(zhe)種(zhong)超(chao)新星(xing)爆炸的(de)類型將是 I 型，因(yin)為(wei)(wei)這(zhe)顆恒(heng)星(xing)沒有氫，Ic 型是因(yin)為(wei)(wei)它有幾乎沒有氦(hai)。特別(bie)巨大(da)的(de)鐵核心(xin)可能會(hui)在爆炸后使整個(ge)(ge)(ge)恒(heng)星(xing)崩潰成一個(ge)(ge)(ge)黑(hei)洞，超(chao)新星(xing)的(de)“亞光”會(hui)作為(wei)(wei)放射性物質 56Ni 落回黑(hei)洞。其(qi)他的(de)模型預(yu)測，這(zhe)樣(yang)一個(ge)(ge)(ge)大(da)的(de)核心(xin)會(hui)產生非常大(da)量的(de) 56Ni，會(hui)成為(wei)(wei)一個(ge)(ge)(ge)超(chao)亮的(de)超(chao)新星(xing)。

Ic 型(xing)超(chao)新星在具有星球(qiu)旋(xuan)轉和適(shi)當的質量時可以(yi)就(jiu)會產生 GRB。R136a1 預計在那個時候(hou)旋(xuan)轉速度會接(jie)近 0，且核心(xin)會崩潰，所以(yi)能否(fou)形成(cheng) GRB 還有很大的爭議。

一個 Ic 類型的核(he)心(xin)崩(beng)潰的超(chao)新星(xing)究(jiu)竟會形(xing)成(cheng)中(zhong)子(zi)星(xing)還是黑洞，取決于核(he)心(xin)的質(zhi)量(liang)(liang)。R136a1 的核(he)心(xin)將(jiang)遠(yuan)遠(yuan)高于中(zhong)子(zi)星(xing)的最大(da)質(zhi)量(liang)(liang)，所(suo)以形(xing)成(cheng)黑洞是不可避免(mian)的，并且質(zhi)量(liang)(liang)極高。