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R136a1是(shi)(shi)(shi)一(yi)顆(ke)沃爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)（嚴格意義上講，類別為 WNxh 的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)不屬于真正的(de)(de)(de)(de)沃爾(er)夫(fu)-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)），是(shi)(shi)(shi)目前在巨大(da)質(zhi)量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)(xing)列(lie)(lie)表中(zhong)(zhong)已知質(zhi)量(liang)(liang)最大(da)的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)。這(zhe)顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)是(shi)(shi)(shi)由謝菲爾(er)德(de)大(da)學的(de)(de)(de)(de)天文學家測量(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)，估計是(shi)(shi)(shi) 265 ~ 315 M⊙。這(zhe)顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)也(ye)列(lie)(lie)名在最亮恒(heng)星(xing)(xing)列(lie)(lie)表中(zhong)(zhong)，光度(du)是(shi)(shi)(shi)太陽的(de)(de)(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大(da)麥哲倫星(xing)(xing)系的(de)(de)(de)(de)蜘蛛星(xing)(xing)云中(zhong)(zhong)，是(shi)(shi)(shi)靠(kao)近劍魚(yu)座(zuo) 30 復合體的(de)(de)(de)(de) R136 超星(xing)(xing)團(tuan)中(zhong)(zhong)的(de)(de)(de)(de)成(cheng)員(yuan)。

發現

1960 年，一(yi)(yi)組在比勒陀利亞天(tian)文(wen)臺工作的(de)(de)(de)天(tian)文(wen)學(xue)家(jia)對大麥哲(zhe)倫星云的(de)(de)(de)亮(liang)(liang)(liang)度和明(ming)亮(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)恒星光譜進行測量。其(qi)中目錄編號(hao)是(shi) R136 的(de)(de)(de)蜘(zhi)蛛星云中有一(yi)(yi)個(ge)明(ming)亮(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)物體(ti)(ti)。隨(sui)后的(de)(de)(de)觀察表明(ming)，這(zhe)個(ge)物體(ti)(ti)——R136 位于一(yi)(yi)個(ge)高亮(liang)(liang)(liang)區(qu)的(de)(de)(de)中心(xin)，這(zhe)是(shi)一(yi)(yi)個(ge)直(zhi)接觀測到的(de)(de)(de)巨大的(de)(de)(de)恒星形成中心(xin)。

1979 年，歐洲南方(fang)天文臺的(de) 3.6 m 口徑望遠鏡(jing)把(ba) R136 劃分(fen)成(cheng)三部分(fen)：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的(de)確切性(xing)質(zhi)尚不(bu)清楚，正(zheng)在(zai)進行激烈(lie)的(de)討論。估計中央區(qu)域的(de)亮度將需要多達 100 個 O 型(xing)星聚集在(zai) 0.5 pc 的(de)空間里面，更(geng)可(ke)能的(de)解釋是有一(yi)顆(ke) 3000 M⊙ 的(de)恒星。

維格爾(er)特和(he)貝(bei)爾(er)在 1985 年提供 R136a 星(xing)團的(de)第一證(zheng)明(ming)。利用(yong)散(san)斑干涉技術，R136a 被證(zheng)明(ming)是在 1 角秒(miao)內由 8 顆(ke)星(xing)組成的(de)星(xing)群，而 R136a1 是最(zui)明(ming)亮的(de)。

對(dui) R136a 的(de)性質最終確認在哈(ha)勃(bo)太(tai)空望(wang)遠鏡發射之后。它的(de)行(xing)星照相機把(ba) R136a 至少(shao)分成(cheng) 12 部(bu)分，并且顯示 R136 里包含 200 多(duo)個(ge)高光度恒(heng)星。更先進的(de) WFPC2 在 0.5 pc 空間的(de) R136a 中(zhong)發現超過 3000 顆恒(heng)星并且對(dui) 4.7 pc 半(ban)徑內 46 個(ge)巨大的(de)發光恒(heng)星進行(xing)研究。

在 2010 年(nian)，R136a1 被公(gong)認為(wei)質量最大(da)和(he)最明亮的(de)恒(heng)星。以前的(de)估計把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家天文學會的(de)幾個重(zhong)量(liang)級(ji)人物在他們的(de)月度報告中公布了這一重(zhong)大發現。保(bao)羅教授幽(you)默(mo)地(di)說道：“這簡直是(shi)個怪物，可能有很多(duo)恒星比(bi)它(ta)明亮，但是(shi)質量(liang)卻遠(yuan)遠(yuan)不及(ji)它(ta)。”

保羅教授同時說(shuo)道，雖然這顆恒星(xing)如此(ci)巨(ju)大，但它卻可能只(zhi)有不到一千萬年的壽命，因為它質量(liang)越大，消(xiao)耗能量(liang)的速度就(jiu)越快。

發現這顆恒(heng)星(xing)的(de)新聞是(shi)在 2010 年 7 月發布(bu)的(de)，由(you)英(ying)國謝(xie)菲爾德大學(xue)的(de)天(tian)文物理學(xue)教(jiao)授保羅 · 可(ke)勞瑟（Paul Crowther）領導(dao)的(de)一個小組(zu)，使(shi)用歐洲南方天(tian)文臺在智(zhi)利(li)的(de)甚大望遠(yuan)鏡（VLT），和(he)來(lai)自哈勃太(tai)空望遠(yuan)鏡的(de)資料，研(yan)究 NGC 3603 和(he) R136a 這兩個星(xing)團(tuan)。R136a 曾經被(bei)認(ren)為(wei)是(shi)擁有質量高達(da) 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)超大質量天(tian)體。R136a 的(de)本質被(bei)全像(xiang)的(de)斑點干涉測量解析和(he)發現是(shi)一個高密(mi)度的(de)星(xing)團(tuan)。這個小組(zu)發現其中有些恒(heng)星(xing)的(de)表面溫度高達(da) 56000 K，超過太(tai)陽的(de) 7 倍，并且光度是(shi)太(tai)陽的(de)數百萬倍。至少有 3 顆恒(heng)星(xing)的(de)質量大約是(shi) 150 M⊙。

可見度

在(zai)(zai)夜空(kong)中(zhong)，R136出現在(zai)(zai)大麥哲倫星云中(zhong)的(de)蜘蛛星云的(de)第十(shi)級(ji)核心。在(zai)(zai) 1979 年需要一(yi)個 3.6 m 口徑望(wang)(wang)遠(yuan)鏡才(cai)能探測到 R136 的(de)其中(zhong)一(yi)部分：R136a。在(zai)(zai) R136a 中(zhong)檢測 R136a1 需要太空(kong)望(wang)(wang)遠(yuan)鏡或(huo)復雜的(de)技術，如(ru)自適應(ying)光(guang)學散(san)斑干涉。

約南(nan)(nan)緯 20 ° 以南(nan)(nan)，大(da)麥哲倫星云在拱極位置，這意味著它可以（至少部(bu)分地）每(mei)一夜都能看到(dao)，如果天氣(qi)允許的話。在北(bei)半球，它在北(bei)緯 20 度左右南(nan)(nan)部(bu)可見(jian)。這不包括北(bei)美洲（除墨西哥南(nan)(nan)部(bu)），歐洲，北(bei)非(fei)和亞洲北(bei)部(bu)。

認識

英國謝(xie)菲爾(er)德(de)大(da)學(xue)天文(wen)學(xue)家保羅 · 克勞瑟及其帶領的研(yan)究小組利用哈勃(bo)太空望(wang)遠(yuan)(yuan)鏡(jing)(jing)和歐洲南方天文(wen)臺甚大(da)望(wang)遠(yuan)(yuan)鏡(jing)(jing)觀(guan)測數據重新計算后發現，大(da)麥哲倫星(xing)系蜘蛛星(xing)云內(nei)代(dai)號為 R136a1 的恒星(xing)“質量"創下紀錄。

英(ying)國《每日(ri)電訊(xun)報》打(da)比方說，如果把 R136a1 放進太(tai)(tai)(tai)陽系(xi)，它相(xiang)對(dui)太(tai)(tai)(tai)陽的亮度就相(xiang)當于(yu)太(tai)(tai)(tai)陽相(xiang)對(dui)月球。

按照(zhao)埃丁頓極限(xian)，星體質(zhi)量(liang)越大，能發(fa)出(chu)越多的(de)(de)輻(fu)射(she)壓(ya)，而(er)過(guo)度的(de)(de)輻(fu)射(she)壓(ya)力，也將(jiang)使星體不穩定(ding)。質(zhi)量(liang)超過(guo) 50 M⊙的(de)(de)星體，不可(ke)能穩定(ding)。人們普遍認為，150 M⊙ 是愛丁頓極限(xian)可(ke)達上(shang)限(xian)。克(ke)勞瑟認為，R136a1 逼近極限(xian)，“這一新紀錄不可(ke)能在短時間內打破”。不過(guo) R136a1 正受(shou)到(dao)強烈宇(yu)宙風暴的(de)(de)侵蝕(shi)，其(qi)質(zhi)量(liang)正逐步減少。

是否為雙星

雖(sui)然雙星系統中質量很大(da)的(de)(de)恒星是(shi)很常見的(de)(de)，但 R136a1 似(si)乎是(shi)一(yi)個單(dan)星，沒有大(da)量的(de)(de)證據顯(xian)示有第(di)二(er)顆(ke)星。

錢德拉(la)天文臺使用 X 射線檢(jian)測 R136。R136a 和(he) R136c 都(dou)能夠清(qing)楚地檢(jian)測到(dao)，但 R136a 的(de)謎(mi)團(tuan)無法解決(jue)。另一(yi)項研究中(zhong)否定(ding)了 R136a1 和(he) R136a2 為(wei)雙星(xing)，而(er) R136a3 被確定(ding)為(wei)是(shi)(shi)單星(xing)。R136a1 和(he) R136a2 散發的(de)光芒中(zhong)的(de)軟 X 射線比例(li)比較(jiao)高，這并不表明(ming)他們是(shi)(shi)一(yi)對雙星(xing)。

快速多普勒(le)徑向速度的變(bian)化可以檢測一(yi)對在一(yi)個封(feng)閉的軌道相同質(zhi)量的恒星，但(dan)這不(bu)能(neng)實現在 R136a1 的光譜。一(yi)個高軌道傾角，一(yi)個更遙遠的雙(shuang)星，或有一(yi)個機會讓(rang)遙遠的星星圍繞它(ta)進行(xing)公轉不(bu)能(neng)完全

排除，但(dan)被認為(wei)是(shi)(shi)不可(ke)能的(de)。質量相差懸殊的(de)雙星是(shi)(shi)可(ke)能的(de)，但(dan)不會影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一(yi)個高亮度(du)的(de)(de)沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星，在(zai)(zai)赫羅(luo)圖(tu)的(de)(de)極(ji)端左上角位置(zhi)。普(pu)通沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星是(shi)因(yin)強(qiang)烈(lie)的(de)(de)發射(she)(she)線和 O 型(xing)星所區(qu)分(fen)。這包(bao)括離(li)子氮，氦(hai)(hai)，碳，氧(yang)和少數的(de)(de)硅，但氫(qing)線通常弱或(huo)不存(cun)在(zai)(zai)。一(yi)是(shi) WN5 星電離(li)氦(hai)(hai)發射(she)(she)強(qiang)度(du)大大強(qiang)于(yu)中性氦(hai)(hai)線的(de)(de)分(fen)類基礎，并與(yu) N3，N4 和 N5 具有大致相等(deng)的(de)(de)發射(she)(she)強(qiang)度(du)。在(zai)(zai)光譜類型(xing)中的(de)(de)“氫(qing)”表(biao)示顯著的(de)(de)氫(qing)發射(she)(she)光譜，正因(yin)這個，天文學家才(cai)計算出氫(qing)在(zai)(zai) R136a1 表(biao)面占據(ju)了(le) 40% 的(de)(de)質(zhi)量。

嚴(yan)格意義上(shang)講(jiang)，R136a1 并非真(zhen)(zhen)正的(de)(de)沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)。它(ta)甚(shen)至還沒有(you)把(ba)核心的(de)(de)氫燒完(wan)。因此光譜(pu)中會帶有(you)強烈的(de)(de)氫發射線。此類恒(heng)(heng)(heng)星(xing)由(you)于(yu)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)內部的(de)(de)對流或(huo)是其他一些原因（比如恒(heng)(heng)(heng)星(xing)間(jian)的(de)(de)合并），原本深(shen)藏(zang)于(yu)核心的(de)(de)氮元素被拋到表面來，于(yu)是造(zao)成了這(zhe)種假象，故被稱(cheng)為“偽(wei)沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)”。實(shi)際上(shang)真(zhen)(zhen)正的(de)(de)沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)在(zai)暴(bao)露出碳、氮、氧層時，其內部的(de)(de)氫早(zao)就(jiu)被恒(heng)(heng)(heng)星(xing)風拋掉了，大氣(qi)中氫的(de)(de)含(han)量極少（這(zhe)類恒(heng)(heng)(heng)星(xing)也是 Ib、Ic 型超新星(xing)的(de)(de)來源）。

光譜為 WN5h 的(de)(de)恒(heng)星是仍在燃(ran)燒(shao)氫核的(de)(de)偽沃爾夫-拉葉(xie)星。發射(she)光譜中產(chan)生一個強大(da)的(de)(de)密集的(de)(de)恒(heng)星風，高強度的(de)(de)氦、氮水平來自混合對(dui)流的(de)(de) C-N-O 循環的(de)(de)產(chan)物表面。

R136a1 是目前已知質量最大的(de)恒星(xing)，可能是眾(zhong)所周知的(de)船底(di)座 η 星(xing)（海山二）、手槍星(xing)或牡丹星(xing)一(yi)倍以上。

現有質(zhi)量(liang)(liang)為太陽質(zhi)量(liang)(liang) 265 ~ 315 倍是(shi)從近紅(hong)外（K 波段(duan)）使用(yong)相(xiang)結合的(de)(de)(de)非(fei) LTE 的(de)(de)(de)譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣(qi)層模型發現的(de)(de)(de)。推導模型的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)是(shi) WN6h 雙(shuang)星(xing) NGC 3603-A1。在一個視線對或意外的(de)(de)(de)雙(shuang)星(xing)的(de)(de)(de)最壞的(de)(de)(de)情況下，恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)各會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最初是(shi)質(zhi)量(liang)(liang)為 320 M⊙ 的(de)(de)(de)快速旋轉的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)，已經燃燒了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是使用“PoWR”分析發(fa)現的，光和紫外光譜和質光關系(xi)的大氣模型(xing)，用來(lai)假設它是一個(ge)單星。

質量損失

R136a1 正在經受極端的(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)損(sun)(sun)失(shi)，它的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星風(feng)達到 2600 ± 150 km/s，這是由于強烈的(de)(de)(de)(de)(de)電磁輻射壓和非常熱的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星引起的(de)(de)(de)(de)(de)，其風(feng)力要比能保留物(wu)質(zhi)的(de)(de)(de)(de)(de)重(zhong)力更為強烈。質(zhi)量(liang)(liang)損(sun)(sun)失(shi)是由質(zhi)量(liang)(liang)很大、低表(biao)面重(zhong)力、高亮度和光球(qiu)重(zhong)元(yuan)素含量(liang)(liang)高引起的(de)(de)(de)(de)(de)。R136a1 每年失(shi)去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)，比太陽(yang)損(sun)(sun)失(shi)的(de)(de)(de)(de)(de)速度超過(guo) 10^9 倍(bei)，預(yu)計自形成以來有(you)超過(guo) 50 倍(bei)太陽(yang)的(de)(de)(de)(de)(de)物(wu)質(zhi)失(shi)去。

光度

R136a1 的(de)(de)(de)光度(du)(du)約為 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明亮的(de)(de)(de)恒星，它的(de)(de)(de)功率相(xiang)當于太(tai)陽(yang)(yang)的(de)(de)(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)(de)(de)時間里釋放(fang)出的(de)(de)(de)能量相(xiang)當于太(tai)陽(yang)(yang)一年散發的(de)(de)(de)能量總(zong)和(he)，可見光度(du)(du)相(xiang)當于 1.5 × 10^5 L⊙。換句話說，如果它代替我(wo)們(men)太(tai)陽(yang)(yang)，地球收到的(de)(de)(de)可見光強度(du)(du)將(jiang)會增強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的(de)(de)(de)亮度(du)(du)，其視星等(deng)是 -8.09 等(deng)，遠(yuan)超過天狼星的(de)(de)(de) -1.46 等(deng)。

R136a1給整個劍魚座 30 區(qu)（多達 70 個 O7 矮星(xing)(xing)）供應約 7% 的電離通量。和 R136a2、R136a3 以及 R136c 在整個 R136 星(xing)(xing)團(tuan)中一共產生 43% ~ 46% 的萊曼輻射。

接(jie)近愛(ai)丁(ding)頓極(ji)限(xian)(xian)的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)質量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，在恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)表面向外(wai)輻射的(de)(de)(de)(de)(de)壓力(li)等(deng)于(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)引(yin)力(li)的(de)(de)(de)(de)(de)力(li)量(liang)。如果在愛(ai)丁(ding)頓限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)以(yi)上，一顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)產生(sheng)如此多的(de)(de)(de)(de)(de)能量(liang)，它的(de)(de)(de)(de)(de)外(wai)層就(jiu)會被迅速拋出(chu)。這(zhe)有效地限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)了(le)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)長時(shi)間高光(guang)度地閃耀。經典的(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓光(guang)度的(de)(de)(de)(de)(de)限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)不適(shi)(shi)用于(yu) R136a1 這(zhe)樣流體靜力(li)平衡(heng)的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，其計算(suan)是極(ji)其復雜的(de)(de)(de)(de)(de)，且只適(shi)(shi)用于(yu)真正的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)。戴維森 · 漢(han)弗萊限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)已被確定為(wei)觀(guan)測到的(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)亮度限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)，但最近的(de)(de)(de)(de)(de)模型(xing)試圖計算(suan)出(chu)有理論的(de)(de)(de)(de)(de)適(shi)(shi)用于(yu)大(da)質量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓限(xian)(xian)制(zhi)(zhi)。R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)光(guang)度是愛(ai)丁(ding)頓光(guang)度的(de)(de)(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已經超過 50000 K 的溫(wen)度（56000 K），比(bi)太陽要高近 9 倍，是極紫外線輻射峰(feng)值。

R136a1 的(de)(de)(de) B-V 色(se)指數(shu)約 -0.03，這是一個典型的(de)(de)(de) W 型恒星的(de)(de)(de)色(se)指數(shu)。從(cong)哈勃太空(kong)望(wang)遠鏡 WFPC2 336 nm 和 555 nm 的(de)(de)(de)濾波(bo)器中得到 U-V 色(se)指數(shu)是 -1.28，顯示(shi)出這是一個非常熱(re)的(de)(de)(de)恒星，但該(gai)數(shu)值尚未確定。這種(zhong)“矛盾”的(de)(de)(de)顏色(se)指標(biao)對于“黑(hei)體”來講表(biao)示(shi)星際塵埃(ai)引(yin)起發(fa)紅和光(guang)(guang)(guang)度消減。泛(fan)紅（EB-V）可以估計光(guang)(guang)(guang)度消減水平（AV）。eb-v進行測量后值 0.29 ~ 0.37。由于鄰(lin)近(jin)恒星 R136a2 導致 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)(de)光(guang)(guang)(guang)污染，所以具有相當(dang)的(de)(de)(de)不確定性。

恒星的(de)溫(wen)(wen)度(du)可(ke)以從它(ta)近似(si)的(de)顏色(se)推算，但這不是很準(zhun)確，光(guang)譜擬合的(de)大(da)氣(qi)模(mo)型是必要(yao)的(de)，這樣才能(neng)獲(huo)得準(zhun)確的(de)溫(wen)(wen)度(du)。R136a1 的(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)表面溫(wen)(wen)度(du)是使(shi)(shi)用不同的(de)大(da)氣(qi)模(mo)型發(fa)(fa)現的(de)。舊(jiu)的(de)大(da)氣(qi)模(mo)型得到(dao)的(de)溫(wen)(wen)度(du)約 43000 K，因此大(da)幅(fu)降低(di)預測到(dao)的(de)光(guang)度(du)。恒星的(de)極端溫(wen)(wen)度(du)的(de)使(shi)(shi)其(qi)輻射(she)峰值為 50 nm 左右，近 99% 的(de)輻射(she)發(fa)(fa)射(she)到(dao)非可(ke)見光(guang)的(de)范(fan)圍。 

直徑

R136a1 的(de)(de)直徑非常受爭議，但最新數據顯示(shi)它的(de)(de)半(ban)徑在 28 ~ 35 R⊙ 之(zhi)間。R136a1 的(de)(de)半(ban)徑事實(shi)上(shang)比畢(bi)宿五(wu)還(huan)小(xiao)。

R136a1的實際半徑約為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最(zui)大(da)半徑的恒星(xing)是盾牌座 UY，半徑約為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不像地(di)球或太陽一(yi)(yi)樣已經確定(ding)(ding)了可(ke)見的(de)(de)(de)表(biao)面(mian)。恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)靜水(shui)主(zhu)體是由一(yi)(yi)個密集的(de)(de)(de)大氣層被(bei)加速向外進入恒(heng)星(xing)風中(zhong)，在這恒(heng)星(xing)風中(zhong)的(de)(de)(de)一(yi)(yi)個任(ren)意(yi)點被(bei)定(ding)(ding)義為測量半(ban)徑的(de)(de)(de)表(biao)面(mian)，不同的(de)(de)(de)作者可(ke)以(yi)使用(yong)不同的(de)(de)(de)定(ding)(ding)義。例如，一(yi)(yi)個 2/3 的(de)(de)(de)羅(luo)斯蘭(lan)光學深(shen)度(du)大約對應(ying)(ying)到一(yi)(yi)個可(ke)見的(de)(de)(de)表(biao)面(mian)，而 20 或 100 羅(luo)斯蘭(lan)深(shen)度(du)更符合(he)物理光球。恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)溫度(du)通常(chang)是在同一(yi)(yi)個深(shen)度(du)的(de)(de)(de)測量，所以(yi)該恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)半(ban)徑和溫度(du)對應(ying)(ying)于恒(heng)星(xing)光度(du)。

R136a1 的尺寸比最大(da)的恒(heng)星小得(de)多(duo)：紅(hong)超巨(ju)星的半(ban)徑長度(du)是(shi)(shi)幾(ji)百到一千(qian)多(duo)倍太陽，而(er) R136a1 只有幾(ji)十(shi)倍。盡管質量很大(da)并且尺寸不(bu)大(da)，R136a1 的密度(du)卻只有太陽的平均密度(du)的 10%，約是(shi)(shi) 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)(de)的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度(du)(du)不能(neng)被直接測(ce)量，這是(shi)因為光(guang)(guang)(guang)球(qiu)被密集的(de)(de)恒(heng)星(xing)風掩蓋和(he)用于測(ce)量旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)的(de)(de)多普勒(le)展寬的(de)(de)光(guang)(guang)(guang)球(qiu)吸收線(xian)不在光(guang)(guang)(guang)譜中呈(cheng)現。在 2.1 μMNV 的(de)(de)發(fa)射線(xian)產(chan)生的(de)(de)風比較深，可以用來估(gu)計旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度(du)(du)。在 R136a1 它具有約(yue) 1.5 nm 的(de)(de)寬度(du)(du)，表(biao)示這是(shi)一個(ge)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)緩慢或不旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)的(de)(de)恒(heng)星(xing)，雖然它的(de)(de)磁(ci)極可能(neng)與地球(qiu)對(dui)齊。R136a2 和(he) R136a3 快速旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)，最接近進化模型。R136a1 的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度(du)(du)約(yue) 200 km/s，并且在大(da)約(yue) 1.65 × 10^6 年后赤道(dao)的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度(du)(du)還是(shi)這樣(yang)。

現狀

R136a1 依然還在(zai)把(ba)氫融(rong)合成氦的(de)(de)階(jie)段，主(zhu)要(yao)是(shi)(shi)由于在(zai)高溫核心的(de)(de) C-N-O 循環。由于它是(shi)(shi)偽沃爾夫(fu)-拉(la)葉(xie)星(xing)，所以(yi)它仍然年輕。造成它偽沃爾夫(fu)-拉(la)葉(xie)星(xing)的(de)(de)光譜(pu)的(de)(de)原(yuan)因是(shi)(shi)從核心到表面的(de)(de)高水平的(de)(de)氦氮(dan)致(zhi)密恒(heng)星(xing)風直(zhi)接導致(zhi)了它極亮的(de)(de)光度。恒(heng)星(xing)超過 90% 的(de)(de)部(bu)分(fen)是(shi)(shi)對流(liu)層，只有一個小的(de)(de)非對流(liu)層在(zai)表面。

現象質疑

大質(zhi)量的(de)(de)恒(heng)星釋(shi)放(fang)(fang)的(de)(de)能(neng)量也更(geng)加巨大。以手槍星為例，它(ta) 20 秒(miao)內釋(shi)放(fang)(fang)出的(de)(de)能(neng)量相(xiang)當于太陽(yang)一(yi)年釋(shi)放(fang)(fang)能(neng)量的(de)(de)總和（而 R136a1 只需要 5 秒(miao)）。在這一(yi)過程中，伴隨(sui)著質(zhi)量的(de)(de)迅(xun)速減少。

克(ke)勞(lao)瑟說(shuo)：“星體(ti)和人類不一(yi)樣，它們誕生之初質量(liang)巨(ju)大，年(nian)(nian)長后逐漸變輕。R136a1 已經是一(yi)顆中年(nian)(nian)星體(ti)，質量(liang)已大幅減少。”外國媒體(ti) 《每日電訊報》說(shuo)，R136a1 在短(duan)(duan)短(duan)(duan) 1.7 × 10^6 年(nian)(nian)時間內消耗掉(diao) 20% 的質量(liang)，現質量(liang)相當于 265 ~ 315 個(ge)太陽。

由于(yu)質量(liang)迅速損(sun)失，這些“巨無(wu)霸(ba)”星體大(da)多短命。克勞瑟說(shuo)：“最大(da)的也就能(neng)存續幾(ji)千萬(wan)年。這在天文(wen)學(xue)上講，非常短暫。”

發展

恒星(xing)(xing)形成的吸積(ji)(ji)分子云模型可(ke)以(yi)預(yu)測恒星(xing)(xing)質量的上(shang)限(xian)，在 R136a1 這(zhe)種(zhong)質量的恒星(xing)(xing)可(ke)以(yi)形成之前，它的輻(fu)射可(ke)以(yi)防(fang)止(zhi)進一步增(zeng)大(da)。最簡單(dan)的吸積(ji)(ji)模型預(yu)測金屬豐度(du)下限(xian)為太陽的 40 倍，但(dan)更復雜的理論允許(xu)質量高(gao)好(hao)幾(ji)倍。通過(guo)實(shi)證的約 150 M⊙ 的限(xian)制已經被廣泛接(jie)受。R136a1 明顯超過(guo)這(zhe)些限(xian)制，從而可(ke)以(yi)導(dao)致新的單(dan)星(xing)(xing)吸積(ji)(ji)發展模型有可(ke)能(neng)去除上(shang)限(xian)，但(dan)也(ye)有大(da)質量恒星(xing)(xing)合(he)并在一起(qi)形成更大(da)質量恒星(xing)(xing)的可(ke)能(neng)。

作為(wei)吸(xi)積形成的(de)(de)(de)(de)(de)(de)單星(xing)(xing)(xing)，這樣一(yi)個龐大(da)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)性質(zhi)(zhi)仍然是不(bu)確定的(de)(de)(de)(de)(de)(de)。合(he)成光譜表明，它(ta)永遠不(bu)會(hui)(hui)有一(yi)個主序星(xing)(xing)(xing)光度型（V），甚至(zhi)是一(yi)個正(zheng)常(chang) O 型光譜型都(dou)不(bu)會(hui)(hui)有。接近愛丁頓(dun)極限的(de)(de)(de)(de)(de)(de)高亮(liang)度和(he)強烈的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)風，一(yi)旦 R136a1 成為(wei)可見的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)，可能會(hui)(hui)是 WNxh 類恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)。由于核(he)心的(de)(de)(de)(de)(de)(de)大(da)型對(dui)流和(he)表面(mian)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)高質(zhi)(zhi)量(liang)損失，以(yi)及它(ta)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)風產生的(de)(de)(de)(de)(de)(de)特別的(de)(de)(de)(de)(de)(de)沃爾夫-拉葉光譜，氦氣(qi)和(he)氮氣(qi)正(zheng)迅(xun)速混合(he)至(zhi)表面(mian)。R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)很高，溫度卻很“涼(liang)爽”，這種金屬(shu)豐(feng)度的(de)(de)(de)(de)(de)(de)溫度為(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)經(jing)推(tui)算其(qi)質(zhi)(zhi)量(liang)約為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以(yi) R136a1 比一(yi)些大(da)質(zhi)(zhi)量(liang)主序星(xing)(xing)(xing)而言要稍(shao)微(wei)冷一(yi)些。

在核(he)心的氫燃燒過程中，氦占的百分比在核(he)心逐(zhu)漸增(zeng)加。根據維里定(ding)理(li)，這意味著核(he)心溫度(du)和壓(ya)力將增(zeng)加。這會(hui)導致光度(du)增(zeng)加，所以 R136a1 要稍(shao)微比它形成時更明亮。R136a1 溫度(du)已略有下降，恒星的外層已經(jing)膨脹，質(zhi)量也損失的更快一些(xie)。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)未來(lai)發(fa)展是不(bu)(bu)確定的(de)(de)(de)(de)(de)，沒有(you)類似的(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)以(yi)確認預(yu)測。大質(zhi)量(liang)恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)演化取決(jue)于(yu)他(ta)們(men)損失的(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)，不(bu)(bu)同的(de)(de)(de)(de)(de)演化給出(chu)不(bu)(bu)同的(de)(de)(de)(de)(de)結(jie)果(guo)(guo)，沒有(you)一(yi)個完全(quan)匹配(pei)的(de)(de)(de)(de)(de)結(jie)果(guo)(guo)。據認為(wei)，WN5h 發(fa)展成高光度藍(lan)變(bian)星(xing)(xing)后(hou)，氫在(zai)恒星(xing)(xing)核(he)(he)心會變(bian)得枯竭。這是一(yi)個使恒星(xing)(xing)極端失重(zhong)的(de)(de)(de)(de)(de)重(zhong)要階段，在(zai)太陽(yang)附近的(de)(de)(de)(de)(de)金屬豐度，這個階段被(bei)稱為(wei)無(wu)氫沃爾夫-拉葉星(xing)(xing)。恒星(xing)(xing)從核(he)(he)心到表(biao)面的(de)(de)(de)(de)(de)混合(he)足(zu)夠(gou)強(qiang)，由于(yu)對(dui)流核(he)(he)心非常大，以(yi)及(ji)它(ta)的(de)(de)(de)(de)(de)金屬豐度很高和額外的(de)(de)(de)(de)(de)“混合(he)旋(xuan)轉”，可以(yi)直接(jie)跳過高光度藍(lan)變(bian)星(xing)(xing)和富(fu)氫 WN 與(yu)貧(pin)氫的(de)(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)(de)演化。氫聚(ju)變(bian)可持續 2 × 10^6 年(nian)，而(er) R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)在(zai)氫聚(ju)變(bian)末期可縮小為(wei) 200 ~ 215 M⊙。與(yu)富(fu)金屬單星(xing)(xing)一(yi)樣，即使它(ta)開始旋(xuan)轉很快，到氫燃燒結(jie)束旋(xuan)轉速度將減慢至零(ling)左(zuo)右。

核心(xin)的(de)氦聚變(bian)開始后，大(da)氣中的(de)殘(can)留氫迅速丟失，R136a1 會迅速和無氫恒星一樣，亮(liang)度(du)(du)會降低。沃爾夫(fu)-拉(la)葉星在這一點的(de)不同主(zhu)要是它們在赫羅圖(tu)上的(de)位(wei)置為零齡主(zhu)序(xu)(xu)星，類似于(yu)主(zhu)序(xu)(xu)星，但比主(zhu)序(xu)(xu)星的(de)溫度(du)(du)高。

在(zai)(zai)氦(hai)燃燒(shao)(shao)過程中，碳和氧會(hui)積(ji)聚在(zai)(zai)核心，并且恒星的(de)大量(liang)的(de)質量(liang)損失會(hui)繼續(xu)。這(zhe)最終(zhong)導致了 WC 光譜(pu)的(de)發展，雖然它(ta)是富金屬星，但預計大部分(fen)的(de)氦(hai)都(dou)在(zai)(zai) WN 階(jie)段燃燒(shao)(shao)了。在(zai)(zai)氦(hai)燃燒(shao)(shao)結束時，核心溫(wen)(wen)度的(de)增加和質量(liang)的(de)損失會(hui)導致亮度和溫(wen)(wen)度驟增，且光譜(pu)類型成為(wei) WO。接下來的(de)幾十萬年將氦(hai)融合為(wei)更(geng)重的(de)元(yuan)素，但燃燒(shao)(shao)的(de)最后階(jie)段不超(chao)過幾百(bai)到(dao)幾千年。R136a1 的(de)質量(liang)會(hui)最終(zhong)縮小到(dao) 180 ~ 220 M⊙ ，這(zhe)種情況與(yu)大犬座 VY 極為(wei)相似，只(zhi)不過光譜(pu)略有(you)不同(tong)。

超新星爆炸

任(ren)何產(chan)生(sheng)碳氧(yang)的恒星(xing)（C-O）核(he)心比白矮星(xing)的最大質量(liang)更大（約 1.44 M⊙）時，便不可(ke)避免地要(yao)在某個階段受到核(he)心崩潰。這通常(chang)發生(sheng)在一個已經產(chan)生(sheng)和融合的鐵核(he)心，不可(ke)以再產(chan)生(sheng)防止(zhi)核(he)心崩潰所(suo)需的能量(liang)，雖然它可(ke)以發生(sheng)在其他(ta)情況下。

一(yi)個質量(liang)(liang)(liang)約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核會變得極熱，具有(you)(you)極高能(neng)量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)會因相互作用自己產(chan)生(sheng)正負電(dian)子(zi)對。由(you)于(yu)(yu)正負電(dian)子(zi)對湮滅時(shi)釋放出的(de)(de)(de)(de)能(neng)量(liang)(liang)(liang)要小于(yu)(yu)形(xing)(xing)成他們(men)的(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)的(de)(de)(de)(de)能(neng)量(liang)(liang)(liang)，因此能(neng)量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)損失(shi)(shi)將導(dao)致其(qi)(qi)變得極其(qi)(qi)不穩定(ding)，最(zui)終核心在(zai)引力的(de)(de)(de)(de)擠壓(ya)下(xia)(xia)崩塌，溫度(du)驟升(sheng)引發的(de)(de)(de)(de)核爆轟(hong)將炸毀整個星(xing)體，不留下(xia)(xia)一(yi)丁(ding)點殘骸（例如中子(zi)星(xing)，黑(hei)洞），只(zhi)剩下(xia)(xia)一(yi)團(tuan)星(xing)云，成為不穩定(ding)對超新星(xing)（PISN）。（有(you)(you)時(shi)也(ye)被(bei)稱為一(yi)對創(chuang)造新星(xing)（PCSN））。一(yi)個 PISN 通常(chang)只(zhi)產(chan)生(sheng)在(zai)很低的(de)(de)(de)(de)金(jin)(jin)屬豐(feng)度(du)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)，沒有(you)(you)很大質量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)流(liu)失(shi)(shi)（保證(zheng) C-O 核心質量(liang)(liang)(liang)為 64 M⊙ 以上）。這也(ye)可以發生(sheng)在(zai)金(jin)(jin)屬非常(chang)豐(feng)富(fu)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)，但(dan) R136a1 預測的(de)(de)(de)(de) C-O 核心重量(liang)(liang)(liang)低于(yu)(yu) 50 M⊙，所以形(xing)(xing)成 PISN 幾率幾乎為零。

鐵芯(xin)的(de)(de)(de)(de)崩潰可能(neng)會(hui)(hui)產生超(chao)新星(xing)爆炸(zha)，有(you)時會(hui)(hui)有(you)一個(ge)伽瑪射線暴(bao)（GRB）。這(zhe)種(zhong)超(chao)新星(xing)爆炸(zha)的(de)(de)(de)(de)類(lei)型(xing)(xing)將是 I 型(xing)(xing)，因為這(zhe)顆恒星(xing)沒(mei)有(you)氫(qing)，Ic 型(xing)(xing)是因為它有(you)幾(ji)乎(hu)沒(mei)有(you)氦(hai)。特別巨(ju)大(da)的(de)(de)(de)(de)鐵核心(xin)可能(neng)會(hui)(hui)在爆炸(zha)后使整個(ge)恒星(xing)崩潰成一個(ge)黑洞，超(chao)新星(xing)的(de)(de)(de)(de)“亞光”會(hui)(hui)作為放射性物質(zhi) 56Ni 落(luo)回黑洞。其他的(de)(de)(de)(de)模(mo)型(xing)(xing)預測，這(zhe)樣一個(ge)大(da)的(de)(de)(de)(de)核心(xin)會(hui)(hui)產生非常大(da)量的(de)(de)(de)(de) 56Ni，會(hui)(hui)成為一個(ge)超(chao)亮的(de)(de)(de)(de)超(chao)新星(xing)。

Ic 型超新星(xing)在(zai)具有星(xing)球旋轉和(he)適當的(de)質量時(shi)可(ke)以就會(hui)產生 GRB。R136a1 預計在(zai)那個時(shi)候旋轉速度會(hui)接近 0，且核心會(hui)崩潰(kui)，所以能(neng)否形成 GRB 還有很大的(de)爭議。

一個 Ic 類(lei)型的核(he)(he)心(xin)崩潰(kui)的超新(xin)星(xing)究竟(jing)會形(xing)成中子(zi)星(xing)還是黑洞(dong)，取(qu)決(jue)于核(he)(he)心(xin)的質量。R136a1 的核(he)(he)心(xin)將遠遠高于中子(zi)星(xing)的最大質量，所以形(xing)成黑洞(dong)是不可避免的，并且(qie)質量極(ji)高。