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R136a1是(shi)(shi)(shi)一顆沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)（嚴格意義上(shang)講，類(lei)別(bie)為 WNxh 的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)不屬于真正的(de)(de)(de)(de)沃爾夫(fu)-拉葉星(xing)），是(shi)(shi)(shi)目前在(zai)巨大(da)質量(liang)(liang)(liang)恒星(xing)列(lie)表(biao)中已知質量(liang)(liang)(liang)最大(da)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)。這顆恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)質量(liang)(liang)(liang)是(shi)(shi)(shi)由謝(xie)菲爾德大(da)學的(de)(de)(de)(de)天文學家測量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)(de)，估計是(shi)(shi)(shi) 265 ~ 315 M⊙。這顆恒星(xing)也列(lie)名(ming)在(zai)最亮恒星(xing)列(lie)表(biao)中，光(guang)度是(shi)(shi)(shi)太陽的(de)(de)(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位(wei)在(zai)大(da)麥哲倫(lun)星(xing)系的(de)(de)(de)(de)蜘蛛星(xing)云中，是(shi)(shi)(shi)靠(kao)近(jin)劍魚座 30 復合體的(de)(de)(de)(de) R136 超星(xing)團中的(de)(de)(de)(de)成員。

發現

1960 年，一組在比勒陀利亞(ya)天(tian)文(wen)(wen)臺工作的(de)(de)(de)天(tian)文(wen)(wen)學家對大麥哲倫星云(yun)的(de)(de)(de)亮度和明亮的(de)(de)(de)恒(heng)星光譜進行(xing)測量。其中目錄編號(hao)是(shi) R136 的(de)(de)(de)蜘蛛(zhu)星云(yun)中有一個(ge)(ge)明亮的(de)(de)(de)物體。隨后的(de)(de)(de)觀察表(biao)明，這個(ge)(ge)物體——R136 位于一個(ge)(ge)高亮區的(de)(de)(de)中心，這是(shi)一個(ge)(ge)直接觀測到的(de)(de)(de)巨大的(de)(de)(de)恒(heng)星形(xing)成中心。

1979 年，歐洲南方天文臺(tai)的(de) 3.6 m 口徑(jing)望遠鏡把 R136 劃分成三部(bu)分：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的(de)確切性質尚(shang)不清楚，正在進(jin)行(xing)激烈的(de)討(tao)論。估計中央區域的(de)亮度將需要多達 100 個 O 型星聚集在 0.5 pc 的(de)空(kong)間里面，更可能的(de)解(jie)釋是有一顆 3000 M⊙ 的(de)恒(heng)星。

維格爾特和貝爾在 1985 年提供 R136a 星(xing)團的第一證明。利(li)用散斑干涉(she)技(ji)術，R136a 被(bei)證明是(shi)在 1 角秒內由 8 顆星(xing)組成的星(xing)群，而 R136a1 是(shi)最(zui)明亮的。

對(dui) R136a 的性(xing)質最終確認(ren)在哈勃太空望遠鏡發射之后(hou)。它的行(xing)星(xing)照相機把 R136a 至少分成 12 部分，并且(qie)顯示(shi) R136 里包含 200 多個高(gao)光(guang)度恒星(xing)。更先進的 WFPC2 在 0.5 pc 空間(jian)的 R136a 中發現超(chao)過(guo) 3000 顆恒星(xing)并且(qie)對(dui) 4.7 pc 半(ban)徑內 46 個巨大的發光(guang)恒星(xing)進行(xing)研究。

在 2010 年，R136a1 被公(gong)認為(wei)質量最大(da)和最明亮的(de)恒星。以前(qian)的(de)估計(ji)把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家天文學(xue)會(hui)的幾個重量級人物在他們的月(yue)度報告中公布了(le)這(zhe)一重大發(fa)現。保羅教授幽默(mo)地說道：“這(zhe)簡直是個怪物，可(ke)能有(you)很多恒星比它明亮(liang)，但(dan)是質(zhi)量卻遠(yuan)遠(yuan)不(bu)及它。”

保羅教授同時說道，雖(sui)然這(zhe)顆(ke)恒(heng)星如(ru)此巨大(da)(da)，但它卻(que)可(ke)能只(zhi)有(you)不到(dao)一千萬(wan)年(nian)的(de)壽命(ming)，因為它質(zhi)量越大(da)(da)，消(xiao)耗能量的(de)速度就(jiu)越快(kuai)。

發(fa)現這(zhe)顆恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)新聞是(shi)在 2010 年 7 月發(fa)布的(de)(de)(de)(de)(de)，由英國謝菲爾德大學的(de)(de)(de)(de)(de)天(tian)文(wen)物(wu)理學教授保(bao)羅(luo) · 可(ke)勞(lao)瑟（Paul Crowther）領導的(de)(de)(de)(de)(de)一個(ge)(ge)(ge)小(xiao)組(zu)，使用歐洲南方天(tian)文(wen)臺在智利的(de)(de)(de)(de)(de)甚大望遠(yuan)鏡（VLT），和來自(zi)哈勃太空望遠(yuan)鏡的(de)(de)(de)(de)(de)資(zi)料，研究(jiu) NGC 3603 和 R136a 這(zhe)兩個(ge)(ge)(ge)星團。R136a 曾經(jing)被認為是(shi)擁(yong)有質量高達 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)(de)(de)(de)超(chao)大質量天(tian)體(ti)。R136a 的(de)(de)(de)(de)(de)本質被全(quan)像的(de)(de)(de)(de)(de)斑點干(gan)涉測(ce)量解析和發(fa)現是(shi)一個(ge)(ge)(ge)高密(mi)度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)星團。這(zhe)個(ge)(ge)(ge)小(xiao)組(zu)發(fa)現其中有些恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)表面溫度(du)高達 56000 K，超(chao)過太陽的(de)(de)(de)(de)(de) 7 倍(bei)，并且光度(du)是(shi)太陽的(de)(de)(de)(de)(de)數百萬(wan)倍(bei)。至少有 3 顆恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)質量大約是(shi) 150 M⊙。

可見度

在夜空中，R136出現在大麥哲倫(lun)星云(yun)中的蜘蛛星云(yun)的第十(shi)級核心。在 1979 年需要一個 3.6 m 口徑望(wang)遠(yuan)鏡才能探測(ce)到 R136 的其中一部(bu)分：R136a。在 R136a 中檢(jian)測(ce) R136a1 需要太空望(wang)遠(yuan)鏡或復雜的技術，如自適應光學散斑干涉。

約(yue)南緯 20 ° 以(yi)(yi)南，大麥哲倫星云(yun)在(zai)(zai)(zai)拱極位(wei)置，這意味著它可以(yi)(yi)（至少部(bu)(bu)分地）每一夜都能看到(dao)，如果天(tian)氣允許的話(hua)。在(zai)(zai)(zai)北(bei)(bei)半球，它在(zai)(zai)(zai)北(bei)(bei)緯 20 度左(zuo)右南部(bu)(bu)可見。這不包括(kuo)北(bei)(bei)美洲(zhou)（除墨(mo)西(xi)哥南部(bu)(bu)），歐洲(zhou)，北(bei)(bei)非(fei)和(he)亞洲(zhou)北(bei)(bei)部(bu)(bu)。

認識

英國(guo)謝菲爾德大(da)學天文學家保(bao)羅 · 克勞瑟及其帶領(ling)的研究小組利用哈(ha)勃(bo)太空望遠鏡和歐洲南方天文臺甚大(da)望遠鏡觀(guan)測數據重新計算(suan)后發現，大(da)麥哲倫星(xing)系蜘蛛(zhu)星(xing)云內代號(hao)為 R136a1 的恒星(xing)“質量"創下紀錄。

英國《每日電訊報(bao)》打比方說，如果(guo)把(ba) R136a1 放(fang)進太(tai)陽系，它(ta)相對(dui)太(tai)陽的亮度(du)就相當于太(tai)陽相對(dui)月(yue)球。

按照埃丁(ding)頓極(ji)限(xian)，星(xing)(xing)體(ti)質量(liang)越(yue)大(da)，能發出越(yue)多的輻(fu)(fu)射壓，而過度的輻(fu)(fu)射壓力(li)，也(ye)將(jiang)使(shi)星(xing)(xing)體(ti)不穩(wen)定(ding)。質量(liang)超過 50 M⊙的星(xing)(xing)體(ti)，不可(ke)能穩(wen)定(ding)。人們(men)普(pu)遍認(ren)為(wei)(wei)，150 M⊙ 是愛(ai)丁(ding)頓極(ji)限(xian)可(ke)達上限(xian)。克勞瑟認(ren)為(wei)(wei)，R136a1 逼(bi)近極(ji)限(xian)，“這(zhe)一新紀錄不可(ke)能在(zai)短時間內(nei)打(da)破(po)”。不過 R136a1 正受到強烈宇宙(zhou)風(feng)暴的侵蝕，其(qi)質量(liang)正逐步(bu)減少。

是否為雙星

雖(sui)然雙星系統中質量很大(da)的(de)恒星是很常見的(de)，但(dan) R136a1 似乎是一(yi)個單星，沒有大(da)量的(de)證據顯示有第二顆星。

錢德拉天文臺使用 X 射線檢(jian)測(ce) R136。R136a 和(he) R136c 都能夠清楚地檢(jian)測(ce)到，但 R136a 的謎團(tuan)無法解(jie)決。另(ling)一(yi)項研究(jiu)中否定了 R136a1 和(he) R136a2 為雙星，而 R136a3 被確定為是單星。R136a1 和(he) R136a2 散發的光芒(mang)中的軟 X 射線比例比較(jiao)高，這并不表明他們是一(yi)對雙星。

快速(su)多普勒徑向速(su)度的(de)變化可以檢(jian)測一對(dui)在一個封閉(bi)的(de)軌道相同質(zhi)量(liang)的(de)恒星，但這不(bu)能實現(xian)在 R136a1 的(de)光譜。一個高軌道傾角，一個更(geng)遙遠(yuan)的(de)雙(shuang)星，或有一個機會讓遙遠(yuan)的(de)星星圍繞(rao)它進行公轉不(bu)能完全

排除，但被認為是不可能(neng)的(de)。質量相差(cha)懸殊的(de)雙星是可能(neng)的(de)，但不會影響(xiang) R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一個(ge)高(gao)亮度(du)的(de)(de)沃爾夫-拉(la)葉(xie)星(xing)，在(zai)赫羅(luo)圖的(de)(de)極(ji)端左上角(jiao)位(wei)置。普通(tong)沃爾夫-拉(la)葉(xie)星(xing)是(shi)因(yin)強烈的(de)(de)發(fa)(fa)射線和 O 型星(xing)所(suo)區(qu)分。這包括離(li)子氮(dan)，氦，碳，氧和少(shao)數的(de)(de)硅(gui)，但氫線通(tong)常弱或不存在(zai)。一是(shi) WN5 星(xing)電離(li)氦發(fa)(fa)射強度(du)大(da)大(da)強于(yu)中性氦線的(de)(de)分類(lei)基(ji)礎(chu)，并與 N3，N4 和 N5 具有(you)大(da)致相等的(de)(de)發(fa)(fa)射強度(du)。在(zai)光(guang)譜類(lei)型中的(de)(de)“氫”表示(shi)顯著的(de)(de)氫發(fa)(fa)射光(guang)譜，正因(yin)這個(ge)，天文(wen)學家才計算出氫在(zai) R136a1 表面(mian)占據(ju)了 40% 的(de)(de)質量。

嚴(yan)格(ge)意義上講，R136a1 并(bing)非真正的(de)(de)(de)沃爾(er)夫(fu)-拉(la)(la)葉(xie)星(xing)。它甚至還(huan)沒有(you)把核(he)心的(de)(de)(de)氫(qing)燒完。因此光譜(pu)中(zhong)會帶有(you)強烈的(de)(de)(de)氫(qing)發射(she)線。此類恒(heng)星(xing)由于(yu)恒(heng)星(xing)內部的(de)(de)(de)對流或是其他(ta)一些原(yuan)(yuan)因（比如(ru)恒(heng)星(xing)間的(de)(de)(de)合并(bing)），原(yuan)(yuan)本(ben)深藏于(yu)核(he)心的(de)(de)(de)氮(dan)(dan)元素被(bei)(bei)拋到表面來，于(yu)是造成了這種假象，故被(bei)(bei)稱為“偽沃爾(er)夫(fu)-拉(la)(la)葉(xie)星(xing)”。實際上真正的(de)(de)(de)沃爾(er)夫(fu)-拉(la)(la)葉(xie)星(xing)在暴(bao)露出碳、氮(dan)(dan)、氧層時，其內部的(de)(de)(de)氫(qing)早就被(bei)(bei)恒(heng)星(xing)風(feng)拋掉了，大氣中(zhong)氫(qing)的(de)(de)(de)含量極少(shao)（這類恒(heng)星(xing)也(ye)是 Ib、Ic 型超(chao)新星(xing)的(de)(de)(de)來源）。

光譜(pu)為(wei) WN5h 的(de)恒(heng)星是仍(reng)在燃(ran)燒氫核的(de)偽沃爾夫-拉葉(xie)星。發射(she)光譜(pu)中產生一個強大的(de)密集(ji)的(de)恒(heng)星風，高強度(du)的(de)氦、氮水平來(lai)自混合對流的(de) C-N-O 循環的(de)產物(wu)表面(mian)。

R136a1 是目前已(yi)知質量最大的恒(heng)星(xing)，可能是眾所周知的船底座 η 星(xing)（海山(shan)二）、手槍星(xing)或牡丹(dan)星(xing)一倍以上。

現有質(zhi)量為太陽質(zhi)量 265 ~ 315 倍是(shi)從近紅外（K 波段）使用相(xiang)結合的(de)(de)(de)非 LTE 的(de)(de)(de)譜線(xian)覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標(biao)準(zhun)大氣(qi)層模(mo)型(xing)發(fa)現的(de)(de)(de)。推導模(mo)型(xing)的(de)(de)(de)恒星(xing)是(shi) WN6h 雙星(xing) NGC 3603-A1。在一個(ge)視線(xian)對(dui)或意外的(de)(de)(de)雙星(xing)的(de)(de)(de)最壞的(de)(de)(de)情(qing)況下，恒星(xing)的(de)(de)(de)質(zhi)量各會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最初是(shi)質(zhi)量為 320 M⊙ 的(de)(de)(de)快(kuai)速旋(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)(de)恒星(xing)，已經燃燒了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是(shi)使用“PoWR”分析發現的，光(guang)和(he)紫外光(guang)譜和(he)質光(guang)關系的大氣模型(xing)，用來假設它是(shi)一個單星。

質量損失

R136a1 正在(zai)經受(shou)極端的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失(shi)，它的(de)(de)(de)恒星風達(da)到 2600 ± 150 km/s，這是由于強烈的(de)(de)(de)電磁輻射壓和非常(chang)熱(re)的(de)(de)(de)恒星引(yin)起的(de)(de)(de)，其風力要比能(neng)保留物質(zhi)的(de)(de)(de)重(zhong)(zhong)力更為(wei)強烈。質(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失(shi)是由質(zhi)量(liang)很大、低表面重(zhong)(zhong)力、高(gao)亮度和光(guang)球重(zhong)(zhong)元素含量(liang)高(gao)引(yin)起的(de)(de)(de)。R136a1 每(mei)年(nian)失(shi)去(qu) 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)，比太(tai)陽(yang)損(sun)(sun)失(shi)的(de)(de)(de)速度超過(guo) 10^9 倍，預(yu)計自(zi)形成(cheng)以來有超過(guo) 50 倍太(tai)陽(yang)的(de)(de)(de)物質(zhi)失(shi)去(qu)。

光度

R136a1 的(de)光(guang)度約為(wei) 8.71 × 10^6 L⊙，是已(yi)知最明亮的(de)恒星，它的(de)功率(lv)相當于(yu)(yu)太陽的(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)時間里釋放出的(de)能量相當于(yu)(yu)太陽一年散發的(de)能量總和，可(ke)見光(guang)度相當于(yu)(yu) 1.5 × 10^5 L⊙。換(huan)句話說(shuo)，如果它代替我(wo)們太陽，地球(qiu)收到的(de)可(ke)見光(guang)強度將會增強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的(de)亮度，其視星等是 -8.09 等，遠(yuan)超(chao)過(guo)天(tian)狼星的(de) -1.46 等。

R136a1給(gei)整個(ge)劍魚座 30 區（多達 70 個(ge) O7 矮星）供(gong)應約 7% 的電離通(tong)量(liang)。和(he) R136a2、R136a3 以(yi)及 R136c 在整個(ge) R136 星團中一共產生 43% ~ 46% 的萊(lai)曼輻射(she)。

接近愛(ai)丁(ding)頓(dun)極限(xian)的(de)(de)(de)大質(zhi)(zhi)量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，在恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)表(biao)面(mian)向外輻射(she)的(de)(de)(de)壓力(li)等于(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)引力(li)的(de)(de)(de)力(li)量(liang)。如果(guo)在愛(ai)丁(ding)頓(dun)限(xian)制(zhi)以上，一(yi)顆恒(heng)星(xing)(xing)(xing)產生(sheng)如此多的(de)(de)(de)能量(liang)，它的(de)(de)(de)外層就會被迅速拋(pao)出。這有(you)效地(di)限(xian)制(zhi)了恒(heng)星(xing)(xing)(xing)長時間高光(guang)度(du)地(di)閃耀。經(jing)典(dian)的(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de)限(xian)制(zhi)不(bu)適(shi)用(yong)于(yu) R136a1 這樣流體(ti)靜力(li)平(ping)衡的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，其計(ji)算是(shi)(shi)極其復雜的(de)(de)(de)，且只適(shi)用(yong)于(yu)真正的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)。戴維森(sen) · 漢弗(fu)萊限(xian)制(zhi)已(yi)被確(que)定(ding)為觀測到的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)亮度(du)限(xian)制(zhi)，但(dan)最近的(de)(de)(de)模型試(shi)圖計(ji)算出有(you)理論的(de)(de)(de)適(shi)用(yong)于(yu)大質(zhi)(zhi)量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓(dun)限(xian)制(zhi)。R136a1 的(de)(de)(de)光(guang)度(du)是(shi)(shi)愛(ai)丁(ding)頓(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已經(jing)超過 50000 K 的(de)溫度（56000 K），比(bi)太(tai)陽要高近 9 倍，是極紫(zi)外線(xian)輻射峰值。

R136a1 的(de)(de)(de)(de) B-V 色指(zhi)數(shu)(shu)約(yue) -0.03，這是一(yi)(yi)個典型(xing)的(de)(de)(de)(de) W 型(xing)恒(heng)星的(de)(de)(de)(de)色指(zhi)數(shu)(shu)。從哈勃太(tai)空望遠鏡 WFPC2 336 nm 和(he) 555 nm 的(de)(de)(de)(de)濾波器中(zhong)得到 U-V 色指(zhi)數(shu)(shu)是 -1.28，顯示出這是一(yi)(yi)個非常熱的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星，但該數(shu)(shu)值尚未確定。這種“矛盾”的(de)(de)(de)(de)顏色指(zhi)標對于(yu)“黑體(ti)”來講表示星際塵(chen)埃引起發紅和(he)光(guang)度消(xiao)減。泛紅（EB-V）可以估(gu)計光(guang)度消(xiao)減水平（AV）。eb-v進行測(ce)量后值 0.29 ~ 0.37。由于(yu)鄰近恒(heng)星 R136a2 導致 AV 在 1.80 左右(you)，B-V 色指(zhi)數(shu)(shu)在 -0.03 左右(you)（B-V0）的(de)(de)(de)(de)光(guang)污染，所以具有相(xiang)當的(de)(de)(de)(de)不確定性。

恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度(du)可以從(cong)它近似的(de)(de)(de)(de)顏色推(tui)算，但(dan)這(zhe)不(bu)是(shi)很準確，光譜擬合(he)的(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模型(xing)是(shi)必(bi)要的(de)(de)(de)(de)，這(zhe)樣才(cai)能(neng)獲得準確的(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度(du)。R136a1 的(de)(de)(de)(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)(de)(de)(de)表面溫(wen)(wen)度(du)是(shi)使用不(bu)同(tong)的(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模型(xing)發(fa)現(xian)的(de)(de)(de)(de)。舊的(de)(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模型(xing)得到的(de)(de)(de)(de)溫(wen)(wen)度(du)約 43000 K，因此大(da)幅(fu)降低預測(ce)到的(de)(de)(de)(de)光度(du)。恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)極(ji)端溫(wen)(wen)度(du)的(de)(de)(de)(de)使其輻射(she)峰值(zhi)為 50 nm 左右，近 99% 的(de)(de)(de)(de)輻射(she)發(fa)射(she)到非可見光的(de)(de)(de)(de)范圍(wei)。 

直徑

R136a1 的直徑非常(chang)受爭議，但最新數(shu)據顯示它的半徑在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的半徑事實上比畢(bi)宿五還小。

R136a1的(de)實際(ji)半(ban)(ban)徑(jing)約為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知(zhi)最(zui)大半(ban)(ban)徑(jing)的(de)恒(heng)星是盾牌座 UY，半(ban)(ban)徑(jing)約為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不(bu)(bu)像地球或太陽一(yi)(yi)樣已(yi)經(jing)確定了可見(jian)的(de)(de)(de)(de)表面(mian)。恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)靜水主體是由一(yi)(yi)個(ge)(ge)密集的(de)(de)(de)(de)大氣層被(bei)加速向外(wai)進入恒(heng)(heng)星(xing)(xing)風(feng)中(zhong)，在這(zhe)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)風(feng)中(zhong)的(de)(de)(de)(de)一(yi)(yi)個(ge)(ge)任意點被(bei)定義為測量半徑的(de)(de)(de)(de)表面(mian)，不(bu)(bu)同(tong)的(de)(de)(de)(de)作者可以使用不(bu)(bu)同(tong)的(de)(de)(de)(de)定義。例如，一(yi)(yi)個(ge)(ge) 2/3 的(de)(de)(de)(de)羅斯(si)(si)蘭(lan)光學深度(du)大約對應到(dao)一(yi)(yi)個(ge)(ge)可見(jian)的(de)(de)(de)(de)表面(mian)，而 20 或 100 羅斯(si)(si)蘭(lan)深度(du)更符(fu)合(he)物理光球。恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)溫(wen)度(du)通常是在同(tong)一(yi)(yi)個(ge)(ge)深度(du)的(de)(de)(de)(de)測量，所以該恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)半徑和溫(wen)度(du)對應于恒(heng)(heng)星(xing)(xing)光度(du)。

R136a1 的(de)尺(chi)寸(cun)比最大(da)的(de)恒星(xing)(xing)小(xiao)得(de)多：紅超巨星(xing)(xing)的(de)半徑長度是幾(ji)百到一千多倍太陽，而 R136a1 只有(you)幾(ji)十倍。盡管(guan)質(zhi)量很大(da)并且尺(chi)寸(cun)不大(da)，R136a1 的(de)密度卻只有(you)太陽的(de)平均密度的(de) 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)(de)的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)速度不能(neng)被(bei)直接(jie)測量，這是因(yin)為(wei)光(guang)球(qiu)被(bei)密集(ji)的(de)(de)恒星風(feng)掩蓋和(he)用于測量旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)多普勒展寬的(de)(de)光(guang)球(qiu)吸收線(xian)不在(zai)光(guang)譜中呈現。在(zai) 2.1 μMNV 的(de)(de)發射線(xian)產生的(de)(de)風(feng)比較深，可(ke)以用來估計旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)速度。在(zai) R136a1 它具有約 1.5 nm 的(de)(de)寬度，表示這是一個旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)緩慢或(huo)不旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)恒星，雖然它的(de)(de)磁(ci)極可(ke)能(neng)與(yu)地球(qiu)對齊。R136a2 和(he) R136a3 快速旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)，最接(jie)近進化模型。R136a1 的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)速度約 200 km/s，并且在(zai)大(da)約 1.65 × 10^6 年后赤道(dao)的(de)(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)速度還是這樣。

現狀

R136a1 依然(ran)還在把氫融合成氦的(de)(de)階段，主要是(shi)(shi)由于(yu)在高溫核(he)心的(de)(de) C-N-O 循(xun)環。由于(yu)它(ta)是(shi)(shi)偽沃(wo)爾夫(fu)-拉葉星，所以它(ta)仍然(ran)年輕。造成它(ta)偽沃(wo)爾夫(fu)-拉葉星的(de)(de)光譜的(de)(de)原因是(shi)(shi)從核(he)心到表面(mian)的(de)(de)高水平的(de)(de)氦氮致(zhi)密(mi)恒星風直接導致(zhi)了(le)它(ta)極(ji)亮(liang)的(de)(de)光度。恒星超過 90% 的(de)(de)部(bu)分(fen)是(shi)(shi)對流(liu)層(ceng)，只(zhi)有(you)一(yi)個(ge)小(xiao)的(de)(de)非對流(liu)層(ceng)在表面(mian)。

現象質疑

大質量的(de)恒星釋放(fang)(fang)的(de)能量也更(geng)加巨(ju)大。以(yi)手(shou)槍(qiang)星為例，它(ta) 20 秒(miao)內(nei)釋放(fang)(fang)出的(de)能量相當于(yu)太陽一年釋放(fang)(fang)能量的(de)總和（而 R136a1 只(zhi)需要 5 秒(miao)）。在(zai)這(zhe)一過程中，伴隨著質量的(de)迅(xun)速(su)減少。

克勞瑟說：“星體(ti)和人類(lei)不一樣，它們誕生之初質(zhi)量巨大(da)，年(nian)(nian)長后逐漸(jian)變(bian)輕。R136a1 已(yi)經(jing)是一顆中年(nian)(nian)星體(ti)，質(zhi)量已(yi)大(da)幅減少。”外國媒(mei)體(ti) 《每(mei)日電訊報》說，R136a1 在短(duan)短(duan) 1.7 × 10^6 年(nian)(nian)時間(jian)內消耗掉 20% 的質(zhi)量，現質(zhi)量相當于 265 ~ 315 個(ge)太陽。

由(you)于質量迅速損失(shi)，這(zhe)些“巨(ju)無(wu)霸(ba)”星(xing)體大(da)(da)多短命。克勞瑟說：“最大(da)(da)的也就能存續幾千(qian)萬年。這(zhe)在天文學上(shang)講，非常短暫。”

發展

恒星(xing)形成的(de)(de)(de)(de)吸(xi)積(ji)分子云模型(xing)可(ke)以預(yu)測恒星(xing)質(zhi)(zhi)量(liang)的(de)(de)(de)(de)上限(xian)(xian)，在 R136a1 這種質(zhi)(zhi)量(liang)的(de)(de)(de)(de)恒星(xing)可(ke)以形成之前，它的(de)(de)(de)(de)輻射可(ke)以防止進一(yi)步增大。最簡單的(de)(de)(de)(de)吸(xi)積(ji)模型(xing)預(yu)測金屬豐度下限(xian)(xian)為太(tai)陽(yang)的(de)(de)(de)(de) 40 倍，但(dan)(dan)更復(fu)雜的(de)(de)(de)(de)理論允許質(zhi)(zhi)量(liang)高好幾倍。通過(guo)(guo)實證的(de)(de)(de)(de)約(yue) 150 M⊙ 的(de)(de)(de)(de)限(xian)(xian)制已經被(bei)廣泛接受(shou)。R136a1 明顯超過(guo)(guo)這些(xie)限(xian)(xian)制，從而可(ke)以導致新(xin)的(de)(de)(de)(de)單星(xing)吸(xi)積(ji)發展模型(xing)有(you)可(ke)能去除上限(xian)(xian)，但(dan)(dan)也有(you)大質(zhi)(zhi)量(liang)恒星(xing)合并在一(yi)起形成更大質(zhi)(zhi)量(liang)恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)可(ke)能。

作為(wei)吸積(ji)形(xing)成的單星(xing)(xing)(xing)，這(zhe)(zhe)樣一(yi)(yi)個(ge)(ge)龐大的恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的性質(zhi)仍然是不(bu)確定的。合成光(guang)譜表(biao)(biao)明，它永遠不(bu)會(hui)(hui)有一(yi)(yi)個(ge)(ge)主序星(xing)(xing)(xing)光(guang)度(du)型(xing)(xing)（V），甚至是一(yi)(yi)個(ge)(ge)正(zheng)常 O 型(xing)(xing)光(guang)譜型(xing)(xing)都不(bu)會(hui)(hui)有。接近愛丁(ding)頓極限的高亮度(du)和強烈的恒(heng)星(xing)(xing)(xing)風，一(yi)(yi)旦 R136a1 成為(wei)可(ke)見的恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，可(ke)能(neng)會(hui)(hui)是 WNxh 類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)。由于核心的大型(xing)(xing)對流(liu)和表(biao)(biao)面(mian)的高質(zhi)量損失，以(yi)及它的恒(heng)星(xing)(xing)(xing)風產生(sheng)的特別(bie)的沃(wo)爾夫(fu)-拉葉光(guang)譜，氦(hai)氣(qi)(qi)和氮氣(qi)(qi)正(zheng)迅(xun)速混合至表(biao)(biao)面(mian)。R136a1 的質(zhi)量很高，溫度(du)卻很“涼爽”，這(zhe)(zhe)種金屬(shu)豐度(du)的溫度(du)為(wei) 5.6 × 10^4 K 的恒(heng)星(xing)(xing)(xing)經推算其質(zhi)量約為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以(yi) R136a1 比(bi)一(yi)(yi)些大質(zhi)量主序星(xing)(xing)(xing)而言要稍(shao)微(wei)冷(leng)一(yi)(yi)些。

在核心的(de)氫燃燒過程中，氦占的(de)百分比在核心逐(zhu)漸增加。根據維里定理，這意味著核心溫(wen)度(du)(du)(du)和(he)壓力將(jiang)增加。這會(hui)導致光度(du)(du)(du)增加，所以 R136a1 要稍微(wei)比它形成(cheng)時更(geng)明(ming)亮(liang)。R136a1 溫(wen)度(du)(du)(du)已略(lve)有(you)下降，恒星的(de)外層已經膨脹，質量(liang)也損(sun)失(shi)的(de)更(geng)快一些。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)未來發(fa)展是(shi)不確定的(de)(de)(de)(de)(de)(de)，沒有類似(si)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)以(yi)確認(ren)預測。大質(zhi)量(liang)恒星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化取決于他們損失(shi)(shi)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)，不同的(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化給出不同的(de)(de)(de)(de)(de)(de)結果(guo)，沒有一個完(wan)全匹(pi)配的(de)(de)(de)(de)(de)(de)結果(guo)。據認(ren)為(wei)(wei)，WN5h 發(fa)展成高光度(du)藍變星(xing)(xing)(xing)后，氫(qing)(qing)在(zai)恒星(xing)(xing)(xing)核心(xin)會變得枯竭(jie)。這是(shi)一個使恒星(xing)(xing)(xing)極端失(shi)(shi)重的(de)(de)(de)(de)(de)(de)重要階段(duan)，在(zai)太陽附近的(de)(de)(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐度(du)，這個階段(duan)被稱(cheng)為(wei)(wei)無(wu)氫(qing)(qing)沃爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)。恒星(xing)(xing)(xing)從核心(xin)到表面的(de)(de)(de)(de)(de)(de)混合(he)足夠強，由于對流核心(xin)非常大，以(yi)及它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)金屬(shu)豐度(du)很高和額(e)外(wai)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)“混合(he)旋轉”，可(ke)以(yi)直接跳過高光度(du)藍變星(xing)(xing)(xing)和富氫(qing)(qing) WN 與貧氫(qing)(qing)的(de)(de)(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)演(yan)(yan)化。氫(qing)(qing)聚變可(ke)持續(xu) 2 × 10^6 年，而(er) R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)在(zai)氫(qing)(qing)聚變末期可(ke)縮小(xiao)為(wei)(wei) 200 ~ 215 M⊙。與富金屬(shu)單星(xing)(xing)(xing)一樣，即使它開始旋轉很快(kuai)，到氫(qing)(qing)燃燒(shao)結束旋轉速(su)度(du)將減(jian)慢至零(ling)左右。

核心的氦聚變開始后，大氣中的殘(can)留氫(qing)迅速丟失，R136a1 會(hui)迅速和無氫(qing)恒(heng)星(xing)一樣(yang)，亮度會(hui)降低。沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)在(zai)這(zhe)一點(dian)的不同主(zhu)(zhu)要(yao)是它們在(zai)赫羅(luo)圖上的位置為零齡主(zhu)(zhu)序(xu)星(xing)，類似于主(zhu)(zhu)序(xu)星(xing)，但比主(zhu)(zhu)序(xu)星(xing)的溫度高。

在(zai)(zai)氦燃(ran)燒過程(cheng)中(zhong)，碳和氧會積聚在(zai)(zai)核心，并且恒星的(de)(de)大量的(de)(de)質量損失會繼續。這(zhe)最(zui)(zui)終導致了 WC 光(guang)譜(pu)的(de)(de)發展，雖然它是富金屬星，但預計大部(bu)分的(de)(de)氦都在(zai)(zai) WN 階(jie)段燃(ran)燒了。在(zai)(zai)氦燃(ran)燒結(jie)束時，核心溫度(du)的(de)(de)增(zeng)加和質量的(de)(de)損失會導致亮度(du)和溫度(du)驟增(zeng)，且光(guang)譜(pu)類型(xing)成(cheng)為 WO。接下來的(de)(de)幾十(shi)萬年(nian)將氦融合(he)為更(geng)重的(de)(de)元素，但燃(ran)燒的(de)(de)最(zui)(zui)后階(jie)段不超過幾百(bai)到幾千年(nian)。R136a1 的(de)(de)質量會最(zui)(zui)終縮小到 180 ~ 220 M⊙ ，這(zhe)種情況(kuang)與(yu)大犬座 VY 極(ji)為相似，只不過光(guang)譜(pu)略(lve)有不同。

超新星爆炸

任何產生(sheng)碳氧(yang)的(de)恒星（C-O）核心比(bi)白矮星的(de)最大質(zhi)量更大（約 1.44 M⊙）時(shi)，便不(bu)可(ke)(ke)避(bi)免地要在某個(ge)階段受到核心崩(beng)潰。這通常發生(sheng)在一(yi)個(ge)已經產生(sheng)和融合的(de)鐵核心，不(bu)可(ke)(ke)以再產生(sheng)防止核心崩(beng)潰所需的(de)能量，雖然它可(ke)(ke)以發生(sheng)在其他情況下。

一個(ge)質量(liang)約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核會(hui)變得(de)極熱，具有(you)極高能量(liang)的(de)(de)(de) γ 光子(zi)(zi)會(hui)因相互作用自己(ji)產生正負電(dian)子(zi)(zi)對。由于正負電(dian)子(zi)(zi)對湮滅時(shi)釋放出的(de)(de)(de)能量(liang)要(yao)小于形成他們(men)的(de)(de)(de) γ 光子(zi)(zi)的(de)(de)(de)能量(liang)，因此能量(liang)的(de)(de)(de)損失(shi)將導致其(qi)變得(de)極其(qi)不(bu)穩定(ding)，最終核心在(zai)引(yin)力的(de)(de)(de)擠壓(ya)下(xia)崩塌，溫度(du)驟(zou)升引(yin)發(fa)的(de)(de)(de)核爆轟將炸毀整個(ge)星(xing)(xing)(xing)體，不(bu)留下(xia)一丁(ding)點殘骸（例如中子(zi)(zi)星(xing)(xing)(xing)，黑洞），只剩下(xia)一團星(xing)(xing)(xing)云，成為(wei)不(bu)穩定(ding)對超新星(xing)(xing)(xing)（PISN）。（有(you)時(shi)也被稱為(wei)一對創造新星(xing)(xing)(xing)（PCSN））。一個(ge) PISN 通常只產生在(zai)很低的(de)(de)(de)金屬豐(feng)度(du)的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，沒(mei)有(you)很大質量(liang)的(de)(de)(de)流失(shi)（保(bao)證(zheng) C-O 核心質量(liang)為(wei) 64 M⊙ 以上(shang)）。這也可以發(fa)生在(zai)金屬非(fei)常豐(feng)富的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)，但 R136a1 預測的(de)(de)(de) C-O 核心重量(liang)低于 50 M⊙，所(suo)以形成 PISN 幾率幾乎(hu)為(wei)零。

鐵芯的(de)(de)崩潰可能(neng)會(hui)產生(sheng)超(chao)新星(xing)爆(bao)炸(zha)，有(you)(you)時會(hui)有(you)(you)一個(ge)(ge)伽瑪射線(xian)暴（GRB）。這種超(chao)新星(xing)爆(bao)炸(zha)的(de)(de)類型(xing)(xing)將(jiang)是 I 型(xing)(xing)，因(yin)為這顆恒(heng)星(xing)沒有(you)(you)氫，Ic 型(xing)(xing)是因(yin)為它有(you)(you)幾乎沒有(you)(you)氦(hai)。特別巨大(da)的(de)(de)鐵核(he)心可能(neng)會(hui)在爆(bao)炸(zha)后使(shi)整(zheng)個(ge)(ge)恒(heng)星(xing)崩潰成一個(ge)(ge)黑(hei)洞，超(chao)新星(xing)的(de)(de)“亞光”會(hui)作為放(fang)射性(xing)物(wu)質 56Ni 落回(hui)黑(hei)洞。其他(ta)的(de)(de)模型(xing)(xing)預測(ce)，這樣一個(ge)(ge)大(da)的(de)(de)核(he)心會(hui)產生(sheng)非常大(da)量的(de)(de) 56Ni，會(hui)成為一個(ge)(ge)超(chao)亮的(de)(de)超(chao)新星(xing)。

Ic 型(xing)超新星在具有星球旋轉(zhuan)和適當的質量時可以就會產生 GRB。R136a1 預(yu)計(ji)在那個時候(hou)旋轉(zhuan)速(su)度(du)會接近 0，且(qie)核(he)心會崩(beng)潰，所以能否(fou)形成 GRB 還有很大的爭議。

一(yi)個 Ic 類型的(de)核(he)(he)心(xin)崩潰的(de)超新(xin)星(xing)究(jiu)竟會形成中子(zi)星(xing)還是黑(hei)洞，取(qu)決于(yu)核(he)(he)心(xin)的(de)質(zhi)量(liang)。R136a1 的(de)核(he)(he)心(xin)將遠遠高(gao)于(yu)中子(zi)星(xing)的(de)最(zui)大質(zhi)量(liang)，所以形成黑(hei)洞是不可避免的(de)，并(bing)且質(zhi)量(liang)極高(gao)。