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R136a1是(shi)(shi)一顆沃爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)（嚴格(ge)意義上講(jiang)，類別為 WNxh 的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)不屬(shu)于真正(zheng)的(de)(de)沃爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)），是(shi)(shi)目前在巨(ju)大(da)質(zhi)量(liang)(liang)(liang)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)列表(biao)中已知質(zhi)量(liang)(liang)(liang)最大(da)的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)。這(zhe)顆恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)質(zhi)量(liang)(liang)(liang)是(shi)(shi)由謝菲爾(er)德大(da)學(xue)的(de)(de)天文學(xue)家測量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)，估計是(shi)(shi) 265 ~ 315 M⊙。這(zhe)顆恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)也列名在最亮恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)列表(biao)中，光(guang)度是(shi)(shi)太陽的(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大(da)麥哲倫星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)蜘蛛星(xing)(xing)云中，是(shi)(shi)靠近劍魚座(zuo) 30 復合體(ti)的(de)(de) R136 超星(xing)(xing)團中的(de)(de)成(cheng)員。

發現

1960 年，一(yi)組在比(bi)勒陀利亞(ya)天文(wen)臺(tai)工作的(de)(de)天文(wen)學家對大麥哲倫星云的(de)(de)亮(liang)(liang)度和(he)明(ming)亮(liang)(liang)的(de)(de)恒星光譜(pu)進行(xing)測(ce)量(liang)。其中目(mu)錄(lu)編號是 R136 的(de)(de)蜘蛛(zhu)星云中有一(yi)個明(ming)亮(liang)(liang)的(de)(de)物(wu)體(ti)。隨后(hou)的(de)(de)觀(guan)察表(biao)明(ming)，這(zhe)個物(wu)體(ti)——R136 位于一(yi)個高亮(liang)(liang)區(qu)的(de)(de)中心，這(zhe)是一(yi)個直接觀(guan)測(ce)到(dao)的(de)(de)巨(ju)大的(de)(de)恒星形成中心。

1979 年，歐洲南方天文(wen)臺的(de) 3.6 m 口(kou)徑(jing)望遠鏡把 R136 劃分(fen)成三部(bu)分(fen)：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的(de)確切性質尚不清楚，正(zheng)在(zai)(zai)進行激烈的(de)討論。估計中央區(qu)域的(de)亮度(du)將需要多達 100 個 O 型(xing)星聚集在(zai)(zai) 0.5 pc 的(de)空間里面，更可能(neng)的(de)解釋(shi)是(shi)有一(yi)顆 3000 M⊙ 的(de)恒星。

維格爾特和貝爾在(zai) 1985 年提供 R136a 星團的(de)第一證(zheng)明。利用散斑(ban)干(gan)涉(she)技術，R136a 被證(zheng)明是(shi)在(zai) 1 角秒內由 8 顆星組成的(de)星群，而 R136a1 是(shi)最明亮的(de)。

對 R136a 的(de)性(xing)質最終確認在(zai)哈勃(bo)太空望遠鏡發(fa)射之后。它的(de)行(xing)星(xing)照相機把(ba) R136a 至少(shao)分成 12 部(bu)分，并(bing)且顯示 R136 里包(bao)含 200 多個(ge)高光度恒(heng)星(xing)。更(geng)先(xian)進(jin)(jin)的(de) WFPC2 在(zai) 0.5 pc 空間的(de) R136a 中(zhong)發(fa)現超(chao)過 3000 顆恒(heng)星(xing)并(bing)且對 4.7 pc 半徑(jing)內 46 個(ge)巨(ju)大(da)的(de)發(fa)光恒(heng)星(xing)進(jin)(jin)行(xing)研究。

在(zai) 2010 年，R136a1 被公(gong)認(ren)為(wei)質量最大和最明亮的恒星。以前的估(gu)計把(ba)亮度(du)低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家天文學會的幾個重量級人物(wu)在他們的月度(du)報告中公布(bu)了這一(yi)重大發現。保羅教(jiao)授幽(you)默地(di)說(shuo)道：“這簡直(zhi)是(shi)個怪物(wu)，可能(neng)有很多(duo)恒星比它(ta)(ta)明亮，但是(shi)質量卻遠(yuan)遠(yuan)不及(ji)它(ta)(ta)。”

保羅教(jiao)授同時(shi)說道，雖然(ran)這顆恒(heng)星如此巨大，但它卻可能只有不到(dao)一(yi)千萬年的壽命，因為它質(zhi)量(liang)越大，消耗能量(liang)的速(su)度(du)就越快。

發(fa)現這(zhe)顆恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)新聞是(shi)(shi)(shi)在(zai) 2010 年 7 月發(fa)布(bu)的(de)(de)(de)(de)(de)，由英(ying)國謝菲爾德大學的(de)(de)(de)(de)(de)天文物理學教授保羅 · 可勞瑟（Paul Crowther）領導(dao)的(de)(de)(de)(de)(de)一個小組，使用歐洲南方天文臺(tai)在(zai)智利(li)的(de)(de)(de)(de)(de)甚大望遠鏡（VLT），和(he)來(lai)自(zi)哈勃太(tai)空望遠鏡的(de)(de)(de)(de)(de)資(zi)料，研(yan)究 NGC 3603 和(he) R136a 這(zhe)兩個星(xing)(xing)團(tuan)(tuan)。R136a 曾經(jing)被認為是(shi)(shi)(shi)擁有質(zhi)量高達 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)(de)(de)(de)超(chao)大質(zhi)量天體。R136a 的(de)(de)(de)(de)(de)本質(zhi)被全像的(de)(de)(de)(de)(de)斑點干(gan)涉測量解(jie)析和(he)發(fa)現是(shi)(shi)(shi)一個高密(mi)度的(de)(de)(de)(de)(de)星(xing)(xing)團(tuan)(tuan)。這(zhe)個小組發(fa)現其(qi)中有些恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)表面溫度高達 56000 K，超(chao)過太(tai)陽的(de)(de)(de)(de)(de) 7 倍，并且光度是(shi)(shi)(shi)太(tai)陽的(de)(de)(de)(de)(de)數百(bai)萬倍。至少有 3 顆恒星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)質(zhi)量大約是(shi)(shi)(shi) 150 M⊙。

可見度

在(zai)(zai)夜空中(zhong)，R136出(chu)現在(zai)(zai)大麥哲倫星(xing)云中(zhong)的蜘蛛星(xing)云的第十級核心。在(zai)(zai) 1979 年需要一(yi)個 3.6 m 口(kou)徑望遠鏡才能探測到 R136 的其中(zhong)一(yi)部(bu)分：R136a。在(zai)(zai) R136a 中(zhong)檢測 R136a1 需要太空望遠鏡或(huo)復雜(za)的技(ji)術，如自適應光學(xue)散(san)斑干涉。

約南(nan)緯 20 ° 以(yi)南(nan)，大麥哲倫(lun)星(xing)云在(zai)(zai)拱極(ji)位置，這(zhe)意(yi)味著它可(ke)以(yi)（至少部(bu)分地(di)）每(mei)一夜都(dou)能看到，如果天氣允許的話(hua)。在(zai)(zai)北(bei)(bei)半球，它在(zai)(zai)北(bei)(bei)緯 20 度左右(you)南(nan)部(bu)可(ke)見。這(zhe)不包(bao)括北(bei)(bei)美洲（除墨西哥(ge)南(nan)部(bu)），歐(ou)洲，北(bei)(bei)非和(he)亞洲北(bei)(bei)部(bu)。

認識

英國謝菲爾(er)德大學天文學家(jia)保羅 · 克勞(lao)瑟及其帶(dai)領的研究小組利(li)用哈勃太空望遠鏡和歐(ou)洲南方(fang)天文臺甚大望遠鏡觀測數據重新(xin)計(ji)算后(hou)發現，大麥哲倫星(xing)系蜘蛛星(xing)云(yun)內代(dai)號為(wei) R136a1 的恒星(xing)“質量"創下(xia)紀錄(lu)。

英國《每(mei)日電訊報》打比方說，如果把 R136a1 放進太(tai)陽系，它相對太(tai)陽的亮度(du)就相當于(yu)太(tai)陽相對月球。

按照埃(ai)丁頓極限，星(xing)體(ti)質(zhi)量(liang)(liang)(liang)越大(da)，能發出(chu)越多的(de)(de)輻射(she)壓，而過(guo)度的(de)(de)輻射(she)壓力，也(ye)將(jiang)使星(xing)體(ti)不穩定。質(zhi)量(liang)(liang)(liang)超過(guo) 50 M⊙的(de)(de)星(xing)體(ti)，不可能穩定。人們普遍(bian)認為，150 M⊙ 是愛丁頓極限可達上限。克(ke)勞瑟認為，R136a1 逼(bi)近(jin)極限，“這一新紀錄不可能在短時間內打破”。不過(guo) R136a1 正受到強烈宇宙風(feng)暴的(de)(de)侵蝕(shi)，其質(zhi)量(liang)(liang)(liang)正逐步減少。

是否為雙星

雖然雙星(xing)系(xi)統中質量很大的(de)(de)恒星(xing)是(shi)很常見的(de)(de)，但 R136a1 似乎是(shi)一個單(dan)星(xing)，沒(mei)有大量的(de)(de)證(zheng)據顯示(shi)有第二顆星(xing)。

錢德拉天(tian)文臺使用(yong) X 射線檢(jian)測 R136。R136a 和 R136c 都能(neng)夠清楚地檢(jian)測到，但 R136a 的謎團(tuan)無法解決。另一(yi)項研究中否(fou)定了 R136a1 和 R136a2 為(wei)雙(shuang)星，而 R136a3 被確定為(wei)是單星。R136a1 和 R136a2 散發的光芒(mang)中的軟 X 射線比例比較高，這并不(bu)表明他們是一(yi)對雙(shuang)星。

快速多普(pu)勒徑向速度的變(bian)化可以檢測一對在(zai)一個(ge)(ge)封閉的軌道相同質量的恒星，但這(zhe)不能(neng)實現在(zai) R136a1 的光(guang)譜(pu)。一個(ge)(ge)高(gao)軌道傾角(jiao)，一個(ge)(ge)更遙遠的雙星，或有一個(ge)(ge)機會讓(rang)遙遠的星星圍繞它進行公轉不能(neng)完全(quan)

排除(chu)，但被認(ren)為(wei)是(shi)不可能(neng)的。質(zhi)量相差懸殊的雙(shuang)星是(shi)可能(neng)的，但不會影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一(yi)個(ge)高亮度的沃(wo)(wo)爾夫(fu)-拉葉星(xing)(xing)，在(zai)赫羅圖的極端左上角位置。普通沃(wo)(wo)爾夫(fu)-拉葉星(xing)(xing)是(shi)因(yin)強(qiang)烈的發射(she)線和(he) O 型(xing)星(xing)(xing)所區分。這包括離子(zi)氮，氦(hai)，碳，氧(yang)和(he)少(shao)數的硅(gui)，但氫(qing)線通常(chang)弱或不存在(zai)。一(yi)是(shi) WN5 星(xing)(xing)電離氦(hai)發射(she)強(qiang)度大大強(qiang)于中(zhong)性氦(hai)線的分類基(ji)礎，并與 N3，N4 和(he) N5 具(ju)有大致相等的發射(she)強(qiang)度。在(zai)光(guang)譜(pu)類型(xing)中(zhong)的“氫(qing)”表(biao)示(shi)顯著的氫(qing)發射(she)光(guang)譜(pu)，正因(yin)這個(ge)，天文學家才計算出氫(qing)在(zai) R136a1 表(biao)面(mian)占(zhan)據了 40% 的質量。

嚴格意義上講，R136a1 并非真(zhen)正(zheng)的沃(wo)爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)。它甚至還沒有把核心的氫燒完。因(yin)此光(guang)譜中會(hui)帶有強烈的氫發射線。此類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)由于恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)內部的對流或是其他一些原因(yin)（比如(ru)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)間的合并），原本(ben)深藏(zang)于核心的氮元素被(bei)拋到表面(mian)來，于是造(zao)成了這種假象，故被(bei)稱為“偽沃(wo)爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)”。實際上真(zhen)正(zheng)的沃(wo)爾夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)在暴露出(chu)碳、氮、氧層(ceng)時，其內部的氫早就被(bei)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)風拋掉(diao)了，大氣中氫的含量(liang)極少（這類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)也是 Ib、Ic 型(xing)超新星(xing)(xing)(xing)(xing)的來源）。

光(guang)譜(pu)為 WN5h 的恒(heng)星是(shi)仍在燃燒氫核的偽沃爾夫-拉葉(xie)星。發射光(guang)譜(pu)中產生(sheng)一個強(qiang)大的密集的恒(heng)星風，高強(qiang)度的氦、氮水平來自混合對(dui)流的 C-N-O 循環的產物表面。

R136a1 是目前已(yi)知質量(liang)最大的(de)恒星(xing)，可(ke)能(neng)是眾所(suo)周(zhou)知的(de)船底座(zuo) η 星(xing)（海(hai)山(shan)二）、手(shou)槍星(xing)或(huo)牡丹星(xing)一倍以上。

現(xian)有質量(liang)(liang)為太陽質量(liang)(liang) 265 ~ 315 倍是(shi)從近紅外（K 波(bo)段）使用相結(jie)合的(de)(de)非(fei) LTE 的(de)(de)譜線(xian)覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標(biao)準大氣層模型發現(xian)的(de)(de)。推導模型的(de)(de)恒(heng)星(xing)是(shi) WN6h 雙星(xing) NGC 3603-A1。在一個視線(xian)對或意外的(de)(de)雙星(xing)的(de)(de)最壞的(de)(de)情況(kuang)下，恒(heng)星(xing)的(de)(de)質量(liang)(liang)各(ge)會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最初是(shi)質量(liang)(liang)為 320 M⊙ 的(de)(de)快速旋轉的(de)(de)恒(heng)星(xing)，已經(jing)燃燒了(le) 1.7 × 10^6 年。

最低(di) 256 M⊙是(shi)使(shi)用“PoWR”分析發(fa)現的，光(guang)和(he)紫外光(guang)譜和(he)質(zhi)光(guang)關系的大氣模型，用來假(jia)設它(ta)是(shi)一個(ge)單星。

質量損失

R136a1 正在經受(shou)極端的(de)(de)質(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失，它的(de)(de)恒(heng)星風達到 2600 ± 150 km/s，這是由(you)于強(qiang)烈(lie)的(de)(de)電磁(ci)輻射壓和(he)非常(chang)熱的(de)(de)恒(heng)星引(yin)起的(de)(de)，其風力(li)要比能(neng)保留(liu)物質(zhi)的(de)(de)重(zhong)力(li)更為(wei)強(qiang)烈(lie)。質(zhi)量(liang)損(sun)(sun)失是由(you)質(zhi)量(liang)很大、低表面重(zhong)力(li)、高亮度和(he)光球(qiu)重(zhong)元素含量(liang)高引(yin)起的(de)(de)。R136a1 每年失去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)質(zhi)量(liang)，比太陽損(sun)(sun)失的(de)(de)速度超(chao)過(guo) 10^9 倍(bei)，預(yu)計自形成(cheng)以來(lai)有超(chao)過(guo) 50 倍(bei)太陽的(de)(de)物質(zhi)失去。

光度

R136a1 的光度(du)約為 8.71 × 10^6 L⊙，是(shi)已知最明亮(liang)(liang)的恒星(xing)，它的功(gong)率(lv)相(xiang)當(dang)于太陽(yang)(yang)的 6.3072 × 10^6 倍(bei)，5 s 的時間里釋(shi)放出的能量相(xiang)當(dang)于太陽(yang)(yang)一年散發的能量總和(he)，可見(jian)光度(du)相(xiang)當(dang)于 1.5 × 10^5 L⊙。換(huan)句話說，如果它代替我們(men)太陽(yang)(yang)，地球收到的可見(jian)光強(qiang)度(du)將會增強(qiang) 1.5 × 10^5 倍(bei)。在(zai)距離 10 pc 的亮(liang)(liang)度(du)，其視星(xing)等是(shi) -8.09 等，遠(yuan)超過(guo)天狼星(xing)的 -1.46 等。

R136a1給(gei)整個(ge)劍魚(yu)座 30 區(qu)（多達 70 個(ge) O7 矮(ai)星(xing)）供應約 7% 的電(dian)離通量(liang)。和 R136a2、R136a3 以及(ji) R136c 在整個(ge) R136 星(xing)團中(zhong)一(yi)共產生 43% ~ 46% 的萊曼輻射。

接(jie)近愛丁(ding)(ding)頓(dun)(dun)極限(xian)的(de)(de)(de)(de)大質量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)，在恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)表(biao)面向外輻射的(de)(de)(de)(de)壓力等于恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)引力的(de)(de)(de)(de)力量(liang)。如(ru)果(guo)在愛丁(ding)(ding)頓(dun)(dun)限(xian)制以(yi)上，一顆恒(heng)星(xing)(xing)產生如(ru)此(ci)多的(de)(de)(de)(de)能量(liang)，它的(de)(de)(de)(de)外層(ceng)就會(hui)被迅速拋出。這(zhe)有(you)效地(di)(di)限(xian)制了恒(heng)星(xing)(xing)長時間高光(guang)度(du)地(di)(di)閃耀。經典的(de)(de)(de)(de)愛丁(ding)(ding)頓(dun)(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de)(de)限(xian)制不(bu)適用于 R136a1 這(zhe)樣流體靜力平衡的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)，其計(ji)算(suan)是極其復雜的(de)(de)(de)(de)，且只適用于真正的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)。戴維森 · 漢弗萊限(xian)制已被確定為觀(guan)測到的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)亮度(du)限(xian)制，但(dan)最近的(de)(de)(de)(de)模(mo)型試圖(tu)計(ji)算(suan)出有(you)理論的(de)(de)(de)(de)適用于大質量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)愛丁(ding)(ding)頓(dun)(dun)限(xian)制。R136a1 的(de)(de)(de)(de)光(guang)度(du)是愛丁(ding)(ding)頓(dun)(dun)光(guang)度(du)的(de)(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已經超(chao)過(guo) 50000 K 的溫(wen)度(du)（56000 K），比太陽(yang)要高近 9 倍，是(shi)極紫外(wai)線輻射(she)峰值。

R136a1 的(de) B-V 色指(zhi)數(shu)約 -0.03，這是一個典型(xing)的(de) W 型(xing)恒(heng)星(xing)的(de)色指(zhi)數(shu)。從哈勃太空望遠鏡 WFPC2 336 nm 和 555 nm 的(de)濾波器(qi)中得(de)到 U-V 色指(zhi)數(shu)是 -1.28，顯示出這是一個非常(chang)熱(re)的(de)恒(heng)星(xing)，但(dan)該數(shu)值尚未確定(ding)。這種(zhong)“矛盾”的(de)顏色指(zhi)標對(dui)于“黑體”來講表(biao)示星(xing)際(ji)塵埃引起發紅和光(guang)度(du)消減。泛紅（EB-V）可以(yi)估計光(guang)度(du)消減水平(ping)（AV）。eb-v進行(xing)測量后值 0.29 ~ 0.37。由(you)于鄰近恒(heng)星(xing) R136a2 導致 AV 在 1.80 左右，B-V 色指(zhi)數(shu)在 -0.03 左右（B-V0）的(de)光(guang)污染，所以(yi)具有相當的(de)不確定(ding)性(xing)。

恒星的(de)(de)溫(wen)度可以(yi)從它近似(si)的(de)(de)顏色(se)推(tui)算，但這不(bu)是很準確，光譜擬合(he)的(de)(de)大(da)氣模型(xing)(xing)是必要的(de)(de)，這樣才能(neng)獲得準確的(de)(de)溫(wen)度。R136a1 的(de)(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)(de)表面(mian)溫(wen)度是使用(yong)不(bu)同的(de)(de)大(da)氣模型(xing)(xing)發(fa)現的(de)(de)。舊的(de)(de)大(da)氣模型(xing)(xing)得到的(de)(de)溫(wen)度約 43000 K，因此大(da)幅降低預測到的(de)(de)光度。恒星的(de)(de)極(ji)端溫(wen)度的(de)(de)使其輻射峰值(zhi)為 50 nm 左右，近 99% 的(de)(de)輻射發(fa)射到非可見光的(de)(de)范圍。 

直徑

R136a1 的直(zhi)徑(jing)非常受爭議，但最新數據顯示(shi)它的半徑(jing)在 28 ~ 35 R⊙ 之間(jian)。R136a1 的半徑(jing)事(shi)實上(shang)比畢宿五(wu)還小。

R136a1的(de)(de)實際(ji)半徑(jing)(jing)約(yue)為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知(zhi)最大半徑(jing)(jing)的(de)(de)恒星(xing)是盾牌座(zuo) UY，半徑(jing)(jing)約(yue)為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不(bu)像地球(qiu)或太(tai)陽一(yi)(yi)樣已(yi)經確定了可見的(de)(de)(de)表(biao)面。恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)靜水主體是由(you)一(yi)(yi)個密集的(de)(de)(de)大(da)氣層被(bei)加(jia)速(su)向外(wai)進入恒(heng)(heng)星風(feng)中，在這恒(heng)(heng)星風(feng)中的(de)(de)(de)一(yi)(yi)個任意點被(bei)定義(yi)為測(ce)量半(ban)徑的(de)(de)(de)表(biao)面，不(bu)同(tong)的(de)(de)(de)作者可以使用不(bu)同(tong)的(de)(de)(de)定義(yi)。例(li)如，一(yi)(yi)個 2/3 的(de)(de)(de)羅斯蘭光學(xue)深(shen)度(du)(du)大(da)約對應到一(yi)(yi)個可見的(de)(de)(de)表(biao)面，而 20 或 100 羅斯蘭深(shen)度(du)(du)更符(fu)合物理光球(qiu)。恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)溫度(du)(du)通(tong)常是在同(tong)一(yi)(yi)個深(shen)度(du)(du)的(de)(de)(de)測(ce)量，所以該恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)半(ban)徑和溫度(du)(du)對應于恒(heng)(heng)星光度(du)(du)。

R136a1 的(de)(de)尺(chi)寸比最大的(de)(de)恒星(xing)小(xiao)得多(duo)：紅超巨(ju)星(xing)的(de)(de)半(ban)徑長度是(shi)(shi)幾(ji)百(bai)到一千多(duo)倍太(tai)陽，而 R136a1 只有(you)幾(ji)十倍。盡管質量很大并且尺(chi)寸不大，R136a1 的(de)(de)密度卻只有(you)太(tai)陽的(de)(de)平均密度的(de)(de) 10%，約是(shi)(shi) 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)(de)的(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度不能(neng)被直接測(ce)(ce)量，這是(shi)因為光(guang)(guang)球被密集(ji)的(de)(de)恒星(xing)風(feng)掩(yan)蓋(gai)和(he)用于測(ce)(ce)量旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)的(de)(de)多普勒(le)展寬(kuan)的(de)(de)光(guang)(guang)球吸收線(xian)(xian)不在(zai)(zai)光(guang)(guang)譜中(zhong)呈現。在(zai)(zai) 2.1 μMNV 的(de)(de)發射(she)線(xian)(xian)產(chan)生的(de)(de)風(feng)比較深，可以用來估計旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度。在(zai)(zai) R136a1 它具有約(yue)(yue) 1.5 nm 的(de)(de)寬(kuan)度，表示這是(shi)一個旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)緩慢或不旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)的(de)(de)恒星(xing)，雖然它的(de)(de)磁極可能(neng)與地球對齊。R136a2 和(he) R136a3 快速旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)，最接近進化模型。R136a1 的(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度約(yue)(yue) 200 km/s，并且(qie)在(zai)(zai)大約(yue)(yue) 1.65 × 10^6 年后(hou)赤(chi)道的(de)(de)旋(xuan)轉(zhuan)(zhuan)(zhuan)速度還是(shi)這樣。

現狀

R136a1 依然還在把氫融(rong)合成氦(hai)的(de)(de)階段，主要是(shi)由于(yu)在高溫(wen)核(he)心的(de)(de) C-N-O 循環。由于(yu)它(ta)是(shi)偽(wei)沃(wo)爾夫-拉葉星(xing)(xing)，所以(yi)它(ta)仍(reng)然年輕。造成它(ta)偽(wei)沃(wo)爾夫-拉葉星(xing)(xing)的(de)(de)光譜(pu)的(de)(de)原因是(shi)從核(he)心到表(biao)面的(de)(de)高水平的(de)(de)氦(hai)氮致密恒星(xing)(xing)風(feng)直接導致了它(ta)極亮的(de)(de)光度。恒星(xing)(xing)超(chao)過 90% 的(de)(de)部分是(shi)對(dui)流層(ceng)，只有一個小(xiao)的(de)(de)非對(dui)流層(ceng)在表(biao)面。

現象質疑

大質量(liang)的(de)(de)恒星(xing)釋放(fang)(fang)的(de)(de)能(neng)量(liang)也更加(jia)巨大。以手槍星(xing)為例，它 20 秒(miao)內釋放(fang)(fang)出的(de)(de)能(neng)量(liang)相(xiang)當于(yu)太陽一(yi)年釋放(fang)(fang)能(neng)量(liang)的(de)(de)總(zong)和(he)（而 R136a1 只需(xu)要(yao) 5 秒(miao)）。在(zai)這一(yi)過程中，伴隨(sui)著質量(liang)的(de)(de)迅速(su)減少。

克勞(lao)瑟說：“星(xing)體和人類(lei)不(bu)一(yi)樣，它(ta)們誕生(sheng)之初質量巨(ju)大，年長后逐漸變輕(qing)。R136a1 已經是一(yi)顆中年星(xing)體，質量已大幅減少。”外(wai)國媒體 《每日(ri)電訊(xun)報》說，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年時間內消耗掉 20% 的質量，現質量相當于 265 ~ 315 個太陽。

由于質量(liang)迅(xun)速損失，這些“巨(ju)無霸”星體大多短(duan)命(ming)。克(ke)勞瑟(se)說：“最大的也就能存續幾千萬年。這在天文學(xue)上(shang)講，非常短(duan)暫。”

發展

恒(heng)(heng)星形成(cheng)的(de)(de)吸(xi)積分子云模型可(ke)以預(yu)測恒(heng)(heng)星質量(liang)的(de)(de)上(shang)限(xian)(xian)，在 R136a1 這種質量(liang)的(de)(de)恒(heng)(heng)星可(ke)以形成(cheng)之前，它的(de)(de)輻射可(ke)以防止進(jin)一(yi)步(bu)增大。最簡單的(de)(de)吸(xi)積模型預(yu)測金屬豐度(du)下(xia)限(xian)(xian)為(wei)太(tai)陽的(de)(de) 40 倍，但更復雜(za)的(de)(de)理論(lun)允(yun)許質量(liang)高好(hao)幾倍。通(tong)過實證的(de)(de)約 150 M⊙ 的(de)(de)限(xian)(xian)制(zhi)已經被廣泛接受。R136a1 明顯(xian)超過這些限(xian)(xian)制(zhi)，從而可(ke)以導致新的(de)(de)單星吸(xi)積發展(zhan)模型有可(ke)能(neng)(neng)去(qu)除(chu)上(shang)限(xian)(xian)，但也有大質量(liang)恒(heng)(heng)星合并(bing)在一(yi)起形成(cheng)更大質量(liang)恒(heng)(heng)星的(de)(de)可(ke)能(neng)(neng)。

作為(wei)吸積形成的(de)單星(xing)(xing)(xing)，這樣一(yi)個龐大的(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)性質(zhi)仍然是(shi)不(bu)確定的(de)。合成光譜(pu)表明，它永遠不(bu)會(hui)有(you)一(yi)個主(zhu)序(xu)星(xing)(xing)(xing)光度(du)(du)型（V），甚至是(shi)一(yi)個正常 O 型光譜(pu)型都(dou)不(bu)會(hui)有(you)。接近愛丁頓極限(xian)的(de)高(gao)亮(liang)度(du)(du)和強烈的(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)風，一(yi)旦 R136a1 成為(wei)可(ke)見的(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)，可(ke)能會(hui)是(shi) WNxh 類恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)。由于核心的(de)大型對流和表面的(de)高(gao)質(zhi)量(liang)損失，以及它的(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)風產生的(de)特(te)別的(de)沃爾(er)夫-拉葉(xie)光譜(pu)，氦(hai)氣和氮氣正迅速混合至表面。R136a1 的(de)質(zhi)量(liang)很高(gao)，溫(wen)度(du)(du)卻很“涼爽”，這種金屬(shu)豐度(du)(du)的(de)溫(wen)度(du)(du)為(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)(xing)經推算(suan)其質(zhi)量(liang)約為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以 R136a1 比(bi)一(yi)些大質(zhi)量(liang)主(zhu)序(xu)星(xing)(xing)(xing)而言(yan)要(yao)稍微(wei)冷一(yi)些。

在核心(xin)的(de)(de)(de)氫燃燒過(guo)程中，氦(hai)占的(de)(de)(de)百(bai)分比(bi)在核心(xin)逐(zhu)漸增(zeng)加。根據維里定理，這(zhe)意(yi)味(wei)著核心(xin)溫(wen)度(du)和壓力將增(zeng)加。這(zhe)會(hui)導致(zhi)光度(du)增(zeng)加，所以(yi) R136a1 要(yao)稍微(wei)比(bi)它(ta)形成時更明亮(liang)。R136a1 溫(wen)度(du)已(yi)(yi)略有下(xia)降(jiang)，恒(heng)星的(de)(de)(de)外層(ceng)已(yi)(yi)經(jing)膨(peng)脹，質(zhi)量也損(sun)失(shi)的(de)(de)(de)更快一(yi)些(xie)。

未來

R136a1 的(de)(de)未來發(fa)展是(shi)不(bu)確(que)定的(de)(de)，沒有類似的(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)以(yi)確(que)認(ren)預測。大質(zhi)量(liang)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)演(yan)化(hua)取(qu)決于他們損失(shi)的(de)(de)質(zhi)量(liang)，不(bu)同(tong)的(de)(de)演(yan)化(hua)給出不(bu)同(tong)的(de)(de)結果(guo)，沒有一(yi)(yi)個完(wan)全匹配的(de)(de)結果(guo)。據認(ren)為(wei)，WN5h 發(fa)展成(cheng)高光(guang)度(du)藍(lan)變星(xing)(xing)后(hou)，氫(qing)(qing)在恒(heng)(heng)星(xing)(xing)核心(xin)會變得枯(ku)竭。這是(shi)一(yi)(yi)個使恒(heng)(heng)星(xing)(xing)極端失(shi)重的(de)(de)重要階(jie)段，在太陽附(fu)近的(de)(de)金(jin)屬(shu)(shu)豐度(du)，這個階(jie)段被稱為(wei)無(wu)氫(qing)(qing)沃爾(er)夫-拉(la)葉星(xing)(xing)。恒(heng)(heng)星(xing)(xing)從核心(xin)到(dao)表面(mian)的(de)(de)混(hun)合足(zu)夠強，由于對流(liu)核心(xin)非常大，以(yi)及它(ta)的(de)(de)金(jin)屬(shu)(shu)豐度(du)很高和額(e)外的(de)(de)“混(hun)合旋(xuan)轉”，可以(yi)直接跳過(guo)高光(guang)度(du)藍(lan)變星(xing)(xing)和富(fu)氫(qing)(qing) WN 與(yu)貧(pin)氫(qing)(qing)的(de)(de) WN 的(de)(de)演(yan)化(hua)。氫(qing)(qing)聚變可持續 2 × 10^6 年(nian)，而(er) R136a1 的(de)(de)質(zhi)量(liang)在氫(qing)(qing)聚變末期可縮(suo)小為(wei) 200 ~ 215 M⊙。與(yu)富(fu)金(jin)屬(shu)(shu)單星(xing)(xing)一(yi)(yi)樣，即使它(ta)開(kai)始旋(xuan)轉很快，到(dao)氫(qing)(qing)燃燒(shao)結束旋(xuan)轉速(su)度(du)將減慢至(zhi)零左右(you)。

核心的氦聚變開始后(hou)，大氣中的殘留氫(qing)迅(xun)速丟失(shi)，R136a1 會迅(xun)速和(he)無氫(qing)恒星一樣，亮(liang)度會降低。沃爾夫-拉(la)葉星在這(zhe)一點的不同主(zhu)(zhu)要(yao)是它們在赫羅圖上的位置為零(ling)齡主(zhu)(zhu)序星，類似(si)于主(zhu)(zhu)序星，但(dan)比(bi)主(zhu)(zhu)序星的溫度高。

在(zai)(zai)氦(hai)(hai)燃(ran)(ran)(ran)燒過程中，碳和氧會(hui)積聚在(zai)(zai)核心，并且(qie)恒星(xing)的大(da)量(liang)的質量(liang)損(sun)失會(hui)繼續(xu)。這(zhe)(zhe)最(zui)終導致了 WC 光(guang)譜(pu)的發展，雖(sui)然它(ta)是富金屬(shu)星(xing)，但預計(ji)大(da)部分(fen)的氦(hai)(hai)都在(zai)(zai) WN 階(jie)段燃(ran)(ran)(ran)燒了。在(zai)(zai)氦(hai)(hai)燃(ran)(ran)(ran)燒結束時，核心溫度的增(zeng)加和質量(liang)的損(sun)失會(hui)導致亮度和溫度驟增(zeng)，且(qie)光(guang)譜(pu)類(lei)型成為(wei) WO。接下(xia)來的幾(ji)(ji)十萬年將氦(hai)(hai)融合(he)為(wei)更重的元素，但燃(ran)(ran)(ran)燒的最(zui)后(hou)階(jie)段不超過幾(ji)(ji)百到幾(ji)(ji)千年。R136a1 的質量(liang)會(hui)最(zui)終縮小(xiao)到 180 ~ 220 M⊙ ，這(zhe)(zhe)種情(qing)況與大(da)犬座 VY 極為(wei)相似，只(zhi)不過光(guang)譜(pu)略有不同。

超新星爆炸

任何產生(sheng)碳氧的(de)恒星（C-O）核(he)心(xin)比白矮星的(de)最大質(zhi)量(liang)更大（約 1.44 M⊙）時，便(bian)不可(ke)(ke)避免地(di)要在(zai)某個(ge)階段受(shou)到核(he)心(xin)崩潰。這(zhe)通常發生(sheng)在(zai)一個(ge)已經產生(sheng)和(he)融合的(de)鐵核(he)心(xin)，不可(ke)(ke)以再產生(sheng)防(fang)止核(he)心(xin)崩潰所需的(de)能量(liang)，雖然(ran)它可(ke)(ke)以發生(sheng)在(zai)其他情(qing)況下。

一(yi)(yi)個質(zhi)量約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核(he)會(hui)變得極(ji)熱，具有極(ji)高能(neng)(neng)量的(de)(de) γ 光子(zi)(zi)會(hui)因相互作用自己產生正(zheng)負(fu)電(dian)子(zi)(zi)對(dui)。由于正(zheng)負(fu)電(dian)子(zi)(zi)對(dui)湮(yin)滅時(shi)釋(shi)放出的(de)(de)能(neng)(neng)量要小于形成他們的(de)(de) γ 光子(zi)(zi)的(de)(de)能(neng)(neng)量，因此能(neng)(neng)量的(de)(de)損失將(jiang)導致其變得極(ji)其不(bu)穩定，最終(zhong)核(he)心(xin)在引力的(de)(de)擠壓下崩塌，溫度(du)驟升引發的(de)(de)核(he)爆(bao)轟將(jiang)炸毀(hui)整個星(xing)體，不(bu)留下一(yi)(yi)丁點殘(can)骸（例如中子(zi)(zi)星(xing)，黑(hei)洞），只剩下一(yi)(yi)團星(xing)云，成為不(bu)穩定對(dui)超新(xin)星(xing)（PISN）。（有時(shi)也被(bei)稱為一(yi)(yi)對(dui)創造(zao)新(xin)星(xing)（PCSN））。一(yi)(yi)個 PISN 通常只產生在很低的(de)(de)金屬豐(feng)度(du)的(de)(de)恒(heng)星(xing)，沒有很大(da)質(zhi)量的(de)(de)流失（保證 C-O 核(he)心(xin)質(zhi)量為 64 M⊙ 以上(shang)）。這(zhe)也可以發生在金屬非常豐(feng)富的(de)(de)恒(heng)星(xing)，但 R136a1 預測的(de)(de) C-O 核(he)心(xin)重(zhong)量低于 50 M⊙，所以形成 PISN 幾率幾乎(hu)為零(ling)。

鐵(tie)(tie)芯的(de)崩潰(kui)可(ke)能(neng)會(hui)(hui)產生超(chao)(chao)(chao)新(xin)星(xing)(xing)爆炸(zha)，有(you)時會(hui)(hui)有(you)一個(ge)(ge)伽瑪(ma)射(she)線暴（GRB）。這(zhe)種超(chao)(chao)(chao)新(xin)星(xing)(xing)爆炸(zha)的(de)類型將(jiang)是(shi) I 型，因為這(zhe)顆恒星(xing)(xing)沒有(you)氫，Ic 型是(shi)因為它有(you)幾乎(hu)沒有(you)氦。特別巨大的(de)鐵(tie)(tie)核心(xin)可(ke)能(neng)會(hui)(hui)在爆炸(zha)后使整個(ge)(ge)恒星(xing)(xing)崩潰(kui)成(cheng)一個(ge)(ge)黑洞(dong)(dong)，超(chao)(chao)(chao)新(xin)星(xing)(xing)的(de)“亞光”會(hui)(hui)作(zuo)為放射(she)性(xing)物質 56Ni 落回黑洞(dong)(dong)。其他的(de)模型預測，這(zhe)樣一個(ge)(ge)大的(de)核心(xin)會(hui)(hui)產生非常(chang)大量的(de) 56Ni，會(hui)(hui)成(cheng)為一個(ge)(ge)超(chao)(chao)(chao)亮的(de)超(chao)(chao)(chao)新(xin)星(xing)(xing)。

Ic 型超(chao)新星在(zai)(zai)具有星球(qiu)旋轉和適當的(de)(de)質量(liang)時(shi)可以(yi)就會(hui)產生 GRB。R136a1 預計在(zai)(zai)那個時(shi)候旋轉速度(du)會(hui)接近 0，且核心(xin)會(hui)崩潰，所(suo)以(yi)能(neng)否形(xing)成 GRB 還有很大的(de)(de)爭議。

一個 Ic 類型的(de)(de)(de)核心(xin)崩潰(kui)的(de)(de)(de)超新星(xing)究竟(jing)會形成中子(zi)星(xing)還是黑洞，取決于核心(xin)的(de)(de)(de)質量(liang)。R136a1 的(de)(de)(de)核心(xin)將遠(yuan)(yuan)遠(yuan)(yuan)高于中子(zi)星(xing)的(de)(de)(de)最大質量(liang)，所以形成黑洞是不(bu)可避免的(de)(de)(de)，并且質量(liang)極高。