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R136a1是(shi)一顆(ke)(ke)沃(wo)爾夫-拉葉星(xing)(xing)（嚴格意義(yi)上講，類別為 WNxh 的(de)恒星(xing)(xing)不屬于真(zhen)正的(de)沃(wo)爾夫-拉葉星(xing)(xing)），是(shi)目前在(zai)巨大質(zhi)量恒星(xing)(xing)列表中(zhong)已知質(zhi)量最大的(de)恒星(xing)(xing)。這顆(ke)(ke)恒星(xing)(xing)的(de)質(zhi)量是(shi)由(you)謝菲爾德大學的(de)天文(wen)學家測(ce)量的(de)，估計是(shi) 265 ~ 315 M⊙。這顆(ke)(ke)恒星(xing)(xing)也列名(ming)在(zai)最亮恒星(xing)(xing)列表中(zhong)，光(guang)度是(shi)太陽的(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在(zai)大麥哲倫星(xing)(xing)系的(de)蜘蛛星(xing)(xing)云中(zhong)，是(shi)靠近劍魚座 30 復合體(ti)的(de) R136 超星(xing)(xing)團中(zhong)的(de)成員。

發現

1960 年(nian)，一(yi)組在比勒(le)陀利亞天(tian)文臺工作的(de)天(tian)文學(xue)家對大麥哲倫(lun)星云的(de)亮度和(he)明亮的(de)恒星光譜(pu)進(jin)行測量。其中(zhong)目錄(lu)編號是 R136 的(de)蜘蛛(zhu)星云中(zhong)有(you)一(yi)個明亮的(de)物體。隨后(hou)的(de)觀察(cha)表明，這個物體——R136 位于一(yi)個高(gao)亮區的(de)中(zhong)心，這是一(yi)個直接觀測到的(de)巨(ju)大的(de)恒星形成(cheng)中(zhong)心。

1979 年(nian)，歐洲南方(fang)天文臺的 3.6 m 口徑望遠鏡(jing)把 R136 劃分成三部分：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的確切性質尚不清楚，正在進行激烈的討論。估(gu)計中央(yang)區域的亮度將(jiang)需要(yao)多達 100 個 O 型星聚集在 0.5 pc 的空間里(li)面(mian)，更(geng)可能的解釋是(shi)有(you)一(yi)顆 3000 M⊙ 的恒星。

維格爾(er)特和貝爾(er)在(zai) 1985 年(nian)提供(gong) R136a 星(xing)團(tuan)的第一證明(ming)。利(li)用散斑干(gan)涉技術，R136a 被證明(ming)是在(zai) 1 角秒(miao)內由 8 顆星(xing)組(zu)成的星(xing)群(qun)，而(er) R136a1 是最明(ming)亮的。

對 R136a 的(de)性質(zhi)最終確認在哈勃(bo)太空望遠鏡發射之后(hou)。它的(de)行星照相(xiang)機(ji)把 R136a 至少分(fen)成(cheng) 12 部分(fen)，并且顯示(shi) R136 里包含 200 多個高光(guang)度(du)恒星。更(geng)先進的(de) WFPC2 在 0.5 pc 空間的(de) R136a 中發現超過 3000 顆恒星并且對 4.7 pc 半徑內 46 個巨大的(de)發光(guang)恒星進行研究。

在 2010 年(nian)，R136a1 被公認為質(zhi)量(liang)最(zui)大和最(zui)明亮的(de)恒星。以前的(de)估計把亮度低至(zhi) 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國(guo)皇家(jia)天(tian)文(wen)學會(hui)的幾個重量級(ji)人物(wu)在他們的月度報告中公(gong)布了這一(yi)重大發(fa)現。保羅教授幽默地(di)說道(dao)：“這簡(jian)直是(shi)個怪物(wu)，可能有很多恒星比它明(ming)亮，但是(shi)質量卻遠遠不及它。”

保(bao)羅(luo)教授同時說(shuo)道，雖(sui)然(ran)這顆恒(heng)星如此(ci)巨大，但(dan)它卻可能只有(you)不到一千(qian)萬年(nian)的壽命，因為(wei)它質量越(yue)大，消耗能量的速度(du)就越(yue)快(kuai)。

發現這(zhe)顆恒(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)(de)新聞(wen)是(shi)(shi)在(zai)(zai) 2010 年 7 月發布(bu)的(de)(de)(de)，由英國謝菲(fei)爾德(de)大學的(de)(de)(de)天(tian)文(wen)物理學教授保羅 · 可勞瑟（Paul Crowther）領導的(de)(de)(de)一(yi)個(ge)小(xiao)組(zu)，使用歐(ou)洲(zhou)南方(fang)天(tian)文(wen)臺在(zai)(zai)智利的(de)(de)(de)甚大望遠鏡(jing)（VLT），和來自(zi)哈(ha)勃太空望遠鏡(jing)的(de)(de)(de)資料(liao)，研究 NGC 3603 和 R136a 這(zhe)兩個(ge)星(xing)團(tuan)。R136a 曾經被(bei)認為是(shi)(shi)擁有(you)質(zhi)量(liang)(liang)高(gao)達 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)(de)超(chao)大質(zhi)量(liang)(liang)天(tian)體。R136a 的(de)(de)(de)本質(zhi)被(bei)全像的(de)(de)(de)斑(ban)點干涉測量(liang)(liang)解析和發現是(shi)(shi)一(yi)個(ge)高(gao)密(mi)度(du)的(de)(de)(de)星(xing)團(tuan)。這(zhe)個(ge)小(xiao)組(zu)發現其中有(you)些(xie)恒(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)(de)表面(mian)溫度(du)高(gao)達 56000 K，超(chao)過太陽(yang)的(de)(de)(de) 7 倍，并且光度(du)是(shi)(shi)太陽(yang)的(de)(de)(de)數百(bai)萬倍。至少有(you) 3 顆恒(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)大約是(shi)(shi) 150 M⊙。

可見度

在(zai)夜(ye)空(kong)中(zhong)，R136出現(xian)在(zai)大(da)麥哲倫星(xing)云中(zhong)的(de)蜘蛛星(xing)云的(de)第十級核心(xin)。在(zai) 1979 年需(xu)要(yao)一個 3.6 m 口徑(jing)望(wang)遠鏡才能探測到 R136 的(de)其中(zhong)一部分：R136a。在(zai) R136a 中(zhong)檢測 R136a1 需(xu)要(yao)太空(kong)望(wang)遠鏡或復(fu)雜(za)的(de)技術(shu)，如自(zi)適應(ying)光學散斑干涉。

約南(nan)緯 20 ° 以(yi)(yi)南(nan)，大麥(mai)哲倫星云(yun)在(zai)拱極(ji)位(wei)置，這意味(wei)著它可以(yi)(yi)（至少部(bu)分地）每一夜都(dou)能看到(dao)，如果天氣允許(xu)的話。在(zai)北半球，它在(zai)北緯 20 度左(zuo)右南(nan)部(bu)可見。這不包括(kuo)北美洲(zhou)（除(chu)墨西哥(ge)南(nan)部(bu)），歐洲(zhou)，北非(fei)和亞(ya)洲(zhou)北部(bu)。

認識

英國謝(xie)菲(fei)爾德大(da)學天文學家保(bao)羅 · 克勞(lao)瑟及其帶領(ling)的(de)研究小組利用哈勃太空望(wang)(wang)遠(yuan)鏡和歐洲南方天文臺甚大(da)望(wang)(wang)遠(yuan)鏡觀測(ce)數據重新計(ji)算后發現，大(da)麥哲倫星(xing)(xing)系蜘(zhi)蛛星(xing)(xing)云內(nei)代(dai)號為 R136a1 的(de)恒星(xing)(xing)“質(zhi)量"創下紀錄。

英國《每日電(dian)訊(xun)報》打比方(fang)說，如果把 R136a1 放(fang)進太(tai)陽(yang)系，它相(xiang)對(dui)(dui)太(tai)陽(yang)的亮度就相(xiang)當于(yu)太(tai)陽(yang)相(xiang)對(dui)(dui)月球。

按照(zhao)埃丁(ding)(ding)頓極(ji)(ji)(ji)限(xian)(xian)，星(xing)(xing)體(ti)質(zhi)量越(yue)大，能發(fa)出(chu)越(yue)多的(de)輻射(she)壓，而過度(du)的(de)輻射(she)壓力，也將使星(xing)(xing)體(ti)不(bu)穩(wen)定(ding)。質(zhi)量超過 50 M⊙的(de)星(xing)(xing)體(ti)，不(bu)可(ke)能穩(wen)定(ding)。人們普遍(bian)認為(wei)，150 M⊙ 是愛丁(ding)(ding)頓極(ji)(ji)(ji)限(xian)(xian)可(ke)達上(shang)限(xian)(xian)。克勞瑟(se)認為(wei)，R136a1 逼近極(ji)(ji)(ji)限(xian)(xian)，“這一新紀錄(lu)不(bu)可(ke)能在短時間內打破”。不(bu)過 R136a1 正受(shou)到強烈宇宙風暴的(de)侵蝕，其質(zhi)量正逐步減(jian)少。

是否為雙星

雖然雙(shuang)星系(xi)統中質(zhi)量很(hen)大的(de)恒星是(shi)很(hen)常見的(de)，但 R136a1 似乎(hu)是(shi)一個(ge)單星，沒有(you)大量的(de)證(zheng)據顯示有(you)第(di)二顆星。

錢德(de)拉天(tian)文臺使用 X 射(she)線檢(jian)(jian)測 R136。R136a 和 R136c 都能(neng)夠清楚地檢(jian)(jian)測到，但 R136a 的謎團無法(fa)解決(jue)。另(ling)一項研究(jiu)中(zhong)否定了 R136a1 和 R136a2 為雙(shuang)(shuang)星(xing)，而 R136a3 被確定為是(shi)單星(xing)。R136a1 和 R136a2 散(san)發的光芒中(zhong)的軟 X 射(she)線比例(li)比較高，這并不表明他們是(shi)一對雙(shuang)(shuang)星(xing)。

快速多普勒徑向速度的(de)(de)變化可以檢(jian)測一(yi)(yi)對在一(yi)(yi)個(ge)封閉(bi)的(de)(de)軌(gui)道相同質(zhi)量的(de)(de)恒星，但這(zhe)不能實現(xian)在 R136a1 的(de)(de)光譜。一(yi)(yi)個(ge)高軌(gui)道傾角，一(yi)(yi)個(ge)更遙(yao)遠的(de)(de)雙星，或有一(yi)(yi)個(ge)機會讓遙(yao)遠的(de)(de)星星圍繞它進(jin)行公轉(zhuan)不能完全

排除，但(dan)被認(ren)為是(shi)不可能的。質量(liang)相差懸殊(shu)的雙(shuang)星是(shi)可能的，但(dan)不會影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一(yi)個(ge)高亮度的沃爾夫(fu)(fu)-拉葉(xie)星，在赫(he)羅(luo)圖的極端左上角位置。普通沃爾夫(fu)(fu)-拉葉(xie)星是(shi)因(yin)強烈的發(fa)射線(xian)和 O 型星所區(qu)分。這包括離子(zi)氮，氦，碳，氧(yang)和少數的硅，但氫線(xian)通常弱或不存在。一(yi)是(shi) WN5 星電離氦發(fa)射強度大(da)大(da)強于中性氦線(xian)的分類(lei)基礎，并與(yu) N3，N4 和 N5 具有大(da)致相等的發(fa)射強度。在光譜類(lei)型中的“氫”表(biao)示顯著的氫發(fa)射光譜，正因(yin)這個(ge)，天文學家才計算(suan)出氫在 R136a1 表(biao)面占(zhan)據了 40% 的質(zhi)量(liang)。

嚴格意(yi)義(yi)上講，R136a1 并非真(zhen)正的(de)(de)沃(wo)爾(er)(er)夫-拉葉(xie)(xie)(xie)星。它(ta)甚至(zhi)還沒有把(ba)核(he)心的(de)(de)氫燒完。因此光譜中會帶有強烈(lie)的(de)(de)氫發射線。此類恒星由于恒星內(nei)部的(de)(de)對流(liu)或是其他一些原因（比如(ru)恒星間的(de)(de)合(he)并），原本深藏于核(he)心的(de)(de)氮(dan)元素被(bei)拋到表面(mian)來，于是造成了這種(zhong)假象，故被(bei)稱為“偽沃(wo)爾(er)(er)夫-拉葉(xie)(xie)(xie)星”。實(shi)際(ji)上真(zhen)正的(de)(de)沃(wo)爾(er)(er)夫-拉葉(xie)(xie)(xie)星在暴露出碳、氮(dan)、氧層時，其內(nei)部的(de)(de)氫早就被(bei)恒星風拋掉了，大氣中氫的(de)(de)含(han)量(liang)極少（這類恒星也是 Ib、Ic 型超(chao)新星的(de)(de)來源）。

光譜(pu)為 WN5h 的(de)恒星是仍在燃燒氫核(he)的(de)偽沃爾夫-拉葉(xie)星。發射光譜(pu)中產生一個(ge)強大(da)的(de)密集的(de)恒星風，高強度的(de)氦、氮(dan)水平來自混合(he)對流的(de) C-N-O 循環的(de)產物(wu)表(biao)面。

R136a1 是目(mu)前已(yi)知質(zhi)量最(zui)大(da)的恒(heng)星(xing)(xing)，可能是眾(zhong)所周知的船(chuan)底座 η 星(xing)(xing)（海(hai)山二）、手槍(qiang)星(xing)(xing)或牡丹星(xing)(xing)一倍以上。

現有質(zhi)(zhi)量(liang)為太陽質(zhi)(zhi)量(liang) 265 ~ 315 倍是(shi)從(cong)近紅外(wai)（K 波段(duan)）使用相結合的(de)(de)(de)非 LTE 的(de)(de)(de)譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣(qi)層(ceng)模型發(fa)現的(de)(de)(de)。推(tui)導模型的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星是(shi) WN6h 雙(shuang)星 NGC 3603-A1。在(zai)一個視線對或意外(wai)的(de)(de)(de)雙(shuang)星的(de)(de)(de)最(zui)壞的(de)(de)(de)情況(kuang)下，恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)各(ge)會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最(zui)初是(shi)質(zhi)(zhi)量(liang)為 320 M⊙ 的(de)(de)(de)快速旋轉的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星，已經燃燒(shao)了 1.7 × 10^6 年。

最低(di) 256 M⊙是(shi)使用“PoWR”分析發現(xian)的(de)，光和紫外光譜(pu)和質光關系的(de)大氣模型(xing)，用來(lai)假(jia)設(she)它(ta)是(shi)一個單星。

質量損失

R136a1 正在經受極(ji)端(duan)的質(zhi)(zhi)量損失，它的恒星風(feng)達到 2600 ± 150 km/s，這是由于(yu)強烈(lie)的電磁輻射(she)壓和非常熱的恒星引起(qi)的，其風(feng)力要比(bi)(bi)能保留物質(zhi)(zhi)的重(zhong)力更(geng)為(wei)強烈(lie)。質(zhi)(zhi)量損失是由質(zhi)(zhi)量很大、低表面重(zhong)力、高(gao)亮度和光球重(zhong)元素含量高(gao)引起(qi)的。R136a1 每年失去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的質(zhi)(zhi)量，比(bi)(bi)太陽損失的速度超(chao)過 10^9 倍(bei)，預計自(zi)形成以來(lai)有超(chao)過 50 倍(bei)太陽的物質(zhi)(zhi)失去。

光度

R136a1 的(de)光(guang)(guang)度(du)約為 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明(ming)亮的(de)恒(heng)星，它(ta)(ta)的(de)功率相(xiang)當(dang)于(yu)太陽的(de) 6.3072 × 10^6 倍(bei)，5 s 的(de)時間里釋放出的(de)能量相(xiang)當(dang)于(yu)太陽一(yi)年散(san)發(fa)的(de)能量總和，可見(jian)光(guang)(guang)度(du)相(xiang)當(dang)于(yu) 1.5 × 10^5 L⊙。換句(ju)話(hua)說，如果它(ta)(ta)代(dai)替(ti)我們太陽，地球(qiu)收到的(de)可見(jian)光(guang)(guang)強(qiang)度(du)將會增強(qiang) 1.5 × 10^5 倍(bei)。在距離 10 pc 的(de)亮度(du)，其視(shi)星等是 -8.09 等，遠超過(guo)天狼星的(de) -1.46 等。

R136a1給整(zheng)個劍魚座(zuo) 30 區（多(duo)達 70 個 O7 矮(ai)星(xing)）供應約 7% 的電(dian)離(li)通量。和(he) R136a2、R136a3 以及 R136c 在整(zheng)個 R136 星(xing)團中一共產(chan)生 43% ~ 46% 的萊曼輻射(she)。

接近愛(ai)丁(ding)(ding)頓(dun)極(ji)限(xian)的(de)(de)(de)大(da)質(zhi)量(liang)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，在恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)表面向外(wai)輻(fu)射(she)的(de)(de)(de)壓力等于(yu)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)引力的(de)(de)(de)力量(liang)。如果在愛(ai)丁(ding)(ding)頓(dun)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)以上，一(yi)顆恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)產生如此多的(de)(de)(de)能量(liang)，它的(de)(de)(de)外(wai)層就會被迅速拋(pao)出。這有(you)(you)效地(di)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)了恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)長時(shi)間高光(guang)度(du)(du)地(di)閃耀。經典的(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)(ding)頓(dun)光(guang)度(du)(du)的(de)(de)(de)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)不(bu)適用(yong)于(yu) R136a1 這樣流體靜力平衡的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)，其計(ji)算是極(ji)其復雜(za)的(de)(de)(de)，且只適用(yong)于(yu)真正的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)。戴維森 · 漢弗萊(lai)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)已(yi)被確定為觀測到的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)亮度(du)(du)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)，但最(zui)近的(de)(de)(de)模型試(shi)圖(tu)計(ji)算出有(you)(you)理論的(de)(de)(de)適用(yong)于(yu)大(da)質(zhi)量(liang)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)(ding)頓(dun)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)。R136a1 的(de)(de)(de)光(guang)度(du)(du)是愛(ai)丁(ding)(ding)頓(dun)光(guang)度(du)(du)的(de)(de)(de) 70%。 

溫度

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

R136a1 的(de) B-V 色指(zhi)數(shu)約(yue) -0.03，這是(shi)(shi)(shi)一個典型的(de) W 型恒星(xing)的(de)色指(zhi)數(shu)。從(cong)哈勃太(tai)空(kong)望遠鏡(jing) WFPC2 336 nm 和 555 nm 的(de)濾(lv)波器中得(de)到 U-V 色指(zhi)數(shu)是(shi)(shi)(shi) -1.28，顯示(shi)出這是(shi)(shi)(shi)一個非(fei)常熱(re)的(de)恒星(xing)，但該數(shu)值尚未確定。這種“矛盾(dun)”的(de)顏色指(zhi)標對于“黑體”來講表示(shi)星(xing)際塵埃引(yin)起發紅和光(guang)度(du)消(xiao)減。泛(fan)紅（EB-V）可以估計光(guang)度(du)消(xiao)減水平（AV）。eb-v進行測量后值 0.29 ~ 0.37。由(you)于鄰(lin)近(jin)恒星(xing) R136a2 導致 AV 在(zai)(zai) 1.80 左右，B-V 色指(zhi)數(shu)在(zai)(zai) -0.03 左右（B-V0）的(de)光(guang)污染，所以具有相當的(de)不(bu)確定性。

恒星的(de)(de)(de)(de)溫度(du)(du)(du)可以從(cong)它(ta)近似的(de)(de)(de)(de)顏色推(tui)算，但這不是(shi)很準確(que)，光(guang)譜擬合的(de)(de)(de)(de)大氣(qi)模(mo)型(xing)是(shi)必(bi)要的(de)(de)(de)(de)，這樣才能獲得(de)準確(que)的(de)(de)(de)(de)溫度(du)(du)(du)。R136a1 的(de)(de)(de)(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)(de)(de)(de)表面溫度(du)(du)(du)是(shi)使用(yong)不同的(de)(de)(de)(de)大氣(qi)模(mo)型(xing)發(fa)(fa)現的(de)(de)(de)(de)。舊的(de)(de)(de)(de)大氣(qi)模(mo)型(xing)得(de)到(dao)的(de)(de)(de)(de)溫度(du)(du)(du)約 43000 K，因此大幅降低預(yu)測(ce)到(dao)的(de)(de)(de)(de)光(guang)度(du)(du)(du)。恒星的(de)(de)(de)(de)極端溫度(du)(du)(du)的(de)(de)(de)(de)使其輻(fu)射(she)峰值為 50 nm 左右，近 99% 的(de)(de)(de)(de)輻(fu)射(she)發(fa)(fa)射(she)到(dao)非(fei)可見(jian)光(guang)的(de)(de)(de)(de)范(fan)圍。 

直徑

R136a1 的(de)(de)直徑(jing)非常(chang)受爭議，但最(zui)新數據(ju)顯示它(ta)的(de)(de)半徑(jing)在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的(de)(de)半徑(jing)事(shi)實上比畢宿五還小。

R136a1的實際半(ban)徑(jing)約(yue)為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知(zhi)最(zui)大半(ban)徑(jing)的恒(heng)星是盾牌座 UY，半(ban)徑(jing)約(yue)為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不像地(di)球(qiu)或(huo)太陽一樣(yang)已經確定(ding)了可(ke)(ke)見(jian)的(de)(de)(de)(de)(de)表(biao)面。恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)靜水主體是(shi)由一個(ge)(ge)密集的(de)(de)(de)(de)(de)大(da)氣層被加速向外進入恒(heng)星(xing)風(feng)中，在(zai)這恒(heng)星(xing)風(feng)中的(de)(de)(de)(de)(de)一個(ge)(ge)任意點被定(ding)義為測(ce)量半徑(jing)的(de)(de)(de)(de)(de)表(biao)面，不同的(de)(de)(de)(de)(de)作者(zhe)可(ke)(ke)以使用不同的(de)(de)(de)(de)(de)定(ding)義。例如，一個(ge)(ge) 2/3 的(de)(de)(de)(de)(de)羅斯蘭光學深度大(da)約對(dui)應到(dao)一個(ge)(ge)可(ke)(ke)見(jian)的(de)(de)(de)(de)(de)表(biao)面，而 20 或(huo) 100 羅斯蘭深度更(geng)符合物(wu)理光球(qiu)。恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)溫度通(tong)常是(shi)在(zai)同一個(ge)(ge)深度的(de)(de)(de)(de)(de)測(ce)量，所以該恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)半徑(jing)和溫度對(dui)應于恒(heng)星(xing)光度。

R136a1 的(de)尺(chi)寸比最大(da)的(de)恒星小得多：紅超(chao)巨星的(de)半徑長(chang)度是幾百到(dao)一千多倍太(tai)陽，而 R136a1 只(zhi)有(you)(you)幾十倍。盡管質(zhi)量(liang)很大(da)并且尺(chi)寸不大(da)，R136a1 的(de)密度卻只(zhi)有(you)(you)太(tai)陽的(de)平均密度的(de) 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)(su)度不能(neng)被直(zhi)接(jie)測量，這是因(yin)為光球被密集的(de)恒(heng)星(xing)風掩蓋和用于測量旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)多普勒展寬的(de)光球吸收(shou)線(xian)不在(zai)光譜中呈現。在(zai) 2.1 μMNV 的(de)發射線(xian)產生(sheng)的(de)風比較深，可以用來(lai)估計旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)(su)度。在(zai) R136a1 它具(ju)有約(yue) 1.5 nm 的(de)寬度，表示這是一個旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)緩慢(man)或不旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)恒(heng)星(xing)，雖然它的(de)磁極可能(neng)與地(di)球對齊。R136a2 和 R136a3 快速(su)(su)(su)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)，最(zui)接(jie)近(jin)進(jin)化模型。R136a1 的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)(su)度約(yue) 200 km/s，并(bing)且在(zai)大約(yue) 1.65 × 10^6 年(nian)后赤道的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)(su)度還是這樣。

現狀

R136a1 依然還在把氫融合成氦的階段，主(zhu)要是(shi)由于在高(gao)(gao)溫核(he)(he)心(xin)的 C-N-O 循環。由于它(ta)是(shi)偽(wei)沃(wo)爾夫-拉(la)(la)葉星，所以它(ta)仍然年輕。造(zao)成它(ta)偽(wei)沃(wo)爾夫-拉(la)(la)葉星的光譜的原因(yin)是(shi)從核(he)(he)心(xin)到表(biao)面的高(gao)(gao)水(shui)平的氦氮致密恒(heng)星風直(zhi)接導致了它(ta)極亮的光度(du)。恒(heng)星超過 90% 的部(bu)分(fen)是(shi)對流層，只(zhi)有一個(ge)小的非對流層在表(biao)面。

現象質疑

大質(zhi)量(liang)的(de)恒星釋放(fang)的(de)能量(liang)也更加巨大。以手槍星為例，它(ta) 20 秒內(nei)釋放(fang)出的(de)能量(liang)相(xiang)當于太陽一(yi)年釋放(fang)能量(liang)的(de)總和（而 R136a1 只(zhi)需要(yao) 5 秒）。在這一(yi)過程中(zhong)，伴隨著質(zhi)量(liang)的(de)迅速減少。

克(ke)勞瑟說(shuo)(shuo)：“星體(ti)(ti)和(he)人類不一樣，它(ta)們誕生之初質量巨大，年(nian)長后逐漸變輕。R136a1 已經(jing)是一顆中年(nian)星體(ti)(ti)，質量已大幅(fu)減(jian)少。”外國(guo)媒(mei)體(ti)(ti) 《每日(ri)電(dian)訊報》說(shuo)(shuo)，R136a1 在短(duan)短(duan) 1.7 × 10^6 年(nian)時間內消耗掉 20% 的質量，現質量相當于 265 ~ 315 個太陽。

由(you)于質(zhi)量迅速損(sun)失，這些“巨(ju)無霸”星體大多短命。克勞瑟說：“最大的也就能存續幾千萬年。這在天文學上講，非常短暫(zan)。”

發展

恒星(xing)(xing)形(xing)成的吸積(ji)分(fen)子(zi)云模型(xing)(xing)(xing)可以(yi)(yi)預測恒星(xing)(xing)質量(liang)的上限，在(zai) R136a1 這(zhe)種質量(liang)的恒星(xing)(xing)可以(yi)(yi)形(xing)成之(zhi)前，它的輻射可以(yi)(yi)防止進(jin)一步增大(da)。最簡單的吸積(ji)模型(xing)(xing)(xing)預測金(jin)屬豐(feng)度下限為(wei)太陽的 40 倍(bei)，但(dan)更復雜(za)的理論(lun)允許質量(liang)高(gao)好幾(ji)倍(bei)。通(tong)過(guo)實證的約(yue) 150 M⊙ 的限制(zhi)已經被(bei)廣泛(fan)接(jie)受。R136a1 明顯超過(guo)這(zhe)些限制(zhi)，從而可以(yi)(yi)導致(zhi)新的單星(xing)(xing)吸積(ji)發(fa)展模型(xing)(xing)(xing)有(you)可能去除上限，但(dan)也(ye)有(you)大(da)質量(liang)恒星(xing)(xing)合并在(zai)一起形(xing)成更大(da)質量(liang)恒星(xing)(xing)的可能。

作為(wei)吸積形成(cheng)的(de)(de)單(dan)星(xing)(xing)，這(zhe)樣一(yi)個(ge)龐大的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)性質(zhi)(zhi)仍然是(shi)(shi)不(bu)確定的(de)(de)。合成(cheng)光(guang)(guang)譜表(biao)明，它(ta)永(yong)遠不(bu)會(hui)有一(yi)個(ge)主序(xu)星(xing)(xing)光(guang)(guang)度(du)型(xing)（V），甚至(zhi)是(shi)(shi)一(yi)個(ge)正(zheng)常 O 型(xing)光(guang)(guang)譜型(xing)都(dou)不(bu)會(hui)有。接(jie)近愛(ai)丁頓極限(xian)的(de)(de)高亮度(du)和(he)強烈(lie)的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)風，一(yi)旦(dan) R136a1 成(cheng)為(wei)可見的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)，可能會(hui)是(shi)(shi) WNxh 類恒(heng)星(xing)(xing)。由(you)于核心的(de)(de)大型(xing)對流和(he)表(biao)面的(de)(de)高質(zhi)(zhi)量(liang)損失，以(yi)及(ji)它(ta)的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)風產生的(de)(de)特別的(de)(de)沃(wo)爾夫-拉(la)葉光(guang)(guang)譜，氦氣(qi)和(he)氮氣(qi)正(zheng)迅速(su)混合至(zhi)表(biao)面。R136a1 的(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)很(hen)高，溫(wen)(wen)度(du)卻很(hen)“涼爽(shuang)”，這(zhe)種金(jin)屬豐度(du)的(de)(de)溫(wen)(wen)度(du)為(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)經推算其質(zhi)(zhi)量(liang)約(yue)為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以(yi) R136a1 比一(yi)些大質(zhi)(zhi)量(liang)主序(xu)星(xing)(xing)而言要(yao)稍微冷一(yi)些。

在核(he)心的(de)(de)氫燃燒過程中，氦(hai)占的(de)(de)百分比在核(he)心逐漸增(zeng)加。根(gen)據維里定(ding)理，這意味著(zhu)核(he)心溫度和壓力將(jiang)增(zeng)加。這會導致光度增(zeng)加，所(suo)以 R136a1 要(yao)稍微比它(ta)形(xing)成(cheng)時(shi)更明亮。R136a1 溫度已略有下降，恒(heng)星(xing)的(de)(de)外層已經膨脹，質量也損失的(de)(de)更快(kuai)一些。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)未來發展是(shi)不確定的(de)(de)(de)(de)，沒有類似(si)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)以確認(ren)預測(ce)。大質量(liang)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)演(yan)化取決于他們損失的(de)(de)(de)(de)質量(liang)，不同的(de)(de)(de)(de)演(yan)化給出不同的(de)(de)(de)(de)結(jie)果，沒有一個(ge)完(wan)全(quan)匹(pi)配的(de)(de)(de)(de)結(jie)果。據認(ren)為(wei)，WN5h 發展成高(gao)(gao)光度(du)藍(lan)變(bian)(bian)星(xing)(xing)(xing)(xing)后(hou)，氫(qing)(qing)在(zai)恒星(xing)(xing)(xing)(xing)核(he)心(xin)(xin)會變(bian)(bian)得枯竭(jie)。這是(shi)一個(ge)使恒星(xing)(xing)(xing)(xing)極端失重(zhong)(zhong)的(de)(de)(de)(de)重(zhong)(zhong)要階段，在(zai)太陽附近的(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐(feng)度(du)，這個(ge)階段被稱為(wei)無氫(qing)(qing)沃爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)。恒星(xing)(xing)(xing)(xing)從核(he)心(xin)(xin)到(dao)表面的(de)(de)(de)(de)混(hun)合足夠強，由于對(dui)流(liu)核(he)心(xin)(xin)非常大，以及它(ta)的(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐(feng)度(du)很(hen)高(gao)(gao)和額外的(de)(de)(de)(de)“混(hun)合旋(xuan)轉(zhuan)”，可(ke)(ke)以直(zhi)接跳過高(gao)(gao)光度(du)藍(lan)變(bian)(bian)星(xing)(xing)(xing)(xing)和富氫(qing)(qing) WN 與(yu)貧氫(qing)(qing)的(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)演(yan)化。氫(qing)(qing)聚變(bian)(bian)可(ke)(ke)持續 2 × 10^6 年，而 R136a1 的(de)(de)(de)(de)質量(liang)在(zai)氫(qing)(qing)聚變(bian)(bian)末期可(ke)(ke)縮(suo)小為(wei) 200 ~ 215 M⊙。與(yu)富金屬(shu)單星(xing)(xing)(xing)(xing)一樣(yang)，即使它(ta)開(kai)始(shi)旋(xuan)轉(zhuan)很(hen)快，到(dao)氫(qing)(qing)燃燒結(jie)束旋(xuan)轉(zhuan)速度(du)將減慢至零左(zuo)右。

核心的氦聚變開(kai)始后，大氣中的殘留氫(qing)迅速丟失，R136a1 會(hui)(hui)迅速和無氫(qing)恒(heng)星(xing)一樣(yang)，亮度會(hui)(hui)降(jiang)低(di)。沃爾夫-拉葉星(xing)在這(zhe)一點的不同主要是它們(men)在赫羅圖上的位置為(wei)零齡主序(xu)星(xing)，類(lei)似于主序(xu)星(xing)，但比(bi)主序(xu)星(xing)的溫度高。

在(zai)氦(hai)(hai)燃燒過程中，碳和(he)(he)氧會(hui)(hui)(hui)積聚在(zai)核心，并且恒星(xing)的(de)大量(liang)的(de)質量(liang)損失會(hui)(hui)(hui)繼續。這最終(zhong)導致了 WC 光(guang)(guang)譜(pu)的(de)發展，雖然(ran)它(ta)是富金屬星(xing)，但(dan)預計大部分的(de)氦(hai)(hai)都在(zai) WN 階段(duan)燃燒了。在(zai)氦(hai)(hai)燃燒結束(shu)時，核心溫度的(de)增加和(he)(he)質量(liang)的(de)損失會(hui)(hui)(hui)導致亮度和(he)(he)溫度驟增，且光(guang)(guang)譜(pu)類型成為(wei) WO。接下來的(de)幾十萬年(nian)將氦(hai)(hai)融合為(wei)更重的(de)元素，但(dan)燃燒的(de)最后階段(duan)不超過幾百到幾千年(nian)。R136a1 的(de)質量(liang)會(hui)(hui)(hui)最終(zhong)縮小(xiao)到 180 ~ 220 M⊙ ，這種情況與大犬(quan)座 VY 極為(wei)相似，只不過光(guang)(guang)譜(pu)略有不同(tong)。

超新星爆炸

任(ren)何產生碳氧的恒星（C-O）核(he)(he)心(xin)比白(bai)矮星的最(zui)大(da)質量(liang)更大(da)（約 1.44 M⊙）時，便不(bu)可(ke)避免地要在某個階段受(shou)到核(he)(he)心(xin)崩(beng)(beng)潰。這(zhe)通常發(fa)生在一(yi)個已經產生和(he)融合的鐵核(he)(he)心(xin)，不(bu)可(ke)以(yi)再產生防止核(he)(he)心(xin)崩(beng)(beng)潰所需(xu)的能(neng)量(liang)，雖然它可(ke)以(yi)發(fa)生在其他情況下。

一個質(zhi)量約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核會(hui)變得極(ji)熱，具有(you)極(ji)高能(neng)量的(de)(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)(zi)會(hui)因(yin)相互作用(yong)自己產(chan)生(sheng)(sheng)正(zheng)負電子(zi)(zi)對。由于正(zheng)負電子(zi)(zi)對湮滅(mie)時釋放出的(de)(de)(de)(de)(de)能(neng)量要小于形成(cheng)他們(men)的(de)(de)(de)(de)(de) γ 光子(zi)(zi)的(de)(de)(de)(de)(de)能(neng)量，因(yin)此能(neng)量的(de)(de)(de)(de)(de)損失將導致其變得極(ji)其不(bu)(bu)穩(wen)定，最終核心在引(yin)(yin)力的(de)(de)(de)(de)(de)擠(ji)壓(ya)下(xia)崩塌(ta)，溫度(du)驟(zou)升(sheng)引(yin)(yin)發(fa)的(de)(de)(de)(de)(de)核爆轟將炸毀整個星(xing)(xing)體，不(bu)(bu)留下(xia)一丁(ding)點殘骸(hai)（例如(ru)中(zhong)子(zi)(zi)星(xing)(xing)，黑洞），只剩下(xia)一團星(xing)(xing)云，成(cheng)為(wei)(wei)不(bu)(bu)穩(wen)定對超新(xin)星(xing)(xing)（PISN）。（有(you)時也被稱為(wei)(wei)一對創造新(xin)星(xing)(xing)（PCSN））。一個 PISN 通(tong)常只產(chan)生(sheng)(sheng)在很低的(de)(de)(de)(de)(de)金(jin)屬(shu)豐度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)，沒有(you)很大質(zhi)量的(de)(de)(de)(de)(de)流(liu)失（保證 C-O 核心質(zhi)量為(wei)(wei) 64 M⊙ 以上）。這(zhe)也可以發(fa)生(sheng)(sheng)在金(jin)屬(shu)非常豐富的(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)，但(dan) R136a1 預測的(de)(de)(de)(de)(de) C-O 核心重量低于 50 M⊙，所以形成(cheng) PISN 幾率幾乎為(wei)(wei)零。

鐵(tie)芯的(de)(de)(de)崩(beng)潰可能(neng)會(hui)產生超(chao)新星(xing)爆(bao)(bao)炸(zha)，有(you)時會(hui)有(you)一個(ge)(ge)伽(jia)瑪射(she)線(xian)暴(bao)（GRB）。這(zhe)種超(chao)新星(xing)爆(bao)(bao)炸(zha)的(de)(de)(de)類型(xing)(xing)將是 I 型(xing)(xing)，因為(wei)這(zhe)顆恒星(xing)沒有(you)氫，Ic 型(xing)(xing)是因為(wei)它有(you)幾乎沒有(you)氦。特(te)別巨(ju)大(da)的(de)(de)(de)鐵(tie)核(he)心可能(neng)會(hui)在爆(bao)(bao)炸(zha)后使整個(ge)(ge)恒星(xing)崩(beng)潰成一個(ge)(ge)黑洞(dong)，超(chao)新星(xing)的(de)(de)(de)“亞(ya)光”會(hui)作為(wei)放射(she)性物質(zhi) 56Ni 落回黑洞(dong)。其(qi)他的(de)(de)(de)模(mo)型(xing)(xing)預測(ce)，這(zhe)樣(yang)一個(ge)(ge)大(da)的(de)(de)(de)核(he)心會(hui)產生非常大(da)量的(de)(de)(de) 56Ni，會(hui)成為(wei)一個(ge)(ge)超(chao)亮的(de)(de)(de)超(chao)新星(xing)。

Ic 型超新星(xing)在(zai)具有星(xing)球旋轉(zhuan)和適當的質量時(shi)可以就(jiu)會產生 GRB。R136a1 預計在(zai)那(nei)個(ge)時(shi)候(hou)旋轉(zhuan)速度會接(jie)近 0，且核(he)心會崩(beng)潰，所以能否形(xing)成(cheng) GRB 還(huan)有很大的爭議。

一個 Ic 類型的(de)(de)核心崩潰的(de)(de)超新星(xing)究竟會形成(cheng)中(zhong)子星(xing)還是黑(hei)洞(dong)，取決(jue)于核心的(de)(de)質量(liang)(liang)。R136a1 的(de)(de)核心將遠遠高于中(zhong)子星(xing)的(de)(de)最大質量(liang)(liang)，所以(yi)形成(cheng)黑(hei)洞(dong)是不可避免(mian)的(de)(de)，并(bing)且質量(liang)(liang)極高。