R136a1是一顆(ke)沃爾(er)夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)（嚴格(ge)意義上講(jiang)，類別為 WNxh 的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)不(bu)屬于真正(zheng)的(de)(de)(de)沃爾(er)夫-拉(la)葉星(xing)(xing)(xing)(xing)），是目前在(zai)(zai)巨大(da)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)列表中(zhong)已知(zhi)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)最大(da)的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)。這(zhe)顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)是由謝菲爾(er)德大(da)學的(de)(de)(de)天文(wen)學家(jia)測量(liang)(liang)的(de)(de)(de)，估計是 265 ~ 315 M⊙。這(zhe)顆(ke)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)也列名在(zai)(zai)最亮恒(heng)星(xing)(xing)(xing)(xing)列表中(zhong)，光度是太陽的(de)(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在(zai)(zai)大(da)麥哲倫星(xing)(xing)(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)(de)蜘蛛星(xing)(xing)(xing)(xing)云中(zhong)，是靠近劍魚(yu)座 30 復合體的(de)(de)(de) R136 超星(xing)(xing)(xing)(xing)團中(zhong)的(de)(de)(de)成員。
1960 年，一組(zu)在比勒陀利亞(ya)天文臺工(gong)作的天文學家(jia)對(dui)大(da)麥哲倫星(xing)云(yun)的亮(liang)度和明亮(liang)的恒星(xing)光譜進(jin)行測量。其中目錄(lu)編號(hao)是 R136 的蜘蛛星(xing)云(yun)中有一個明亮(liang)的物體(ti)(ti)。隨(sui)后的觀察表明，這個物體(ti)(ti)——R136 位于(yu)一個高亮(liang)區的中心，這是一個直接觀測到的巨大(da)的恒星(xing)形成中心。
1979 年，歐洲南方天文臺的(de)(de) 3.6 m 口(kou)徑望遠(yuan)鏡把 R136 劃分(fen)成三部(bu)分(fen)：R136a，R136b，和(he) R136c。R136a 的(de)(de)確(que)切(qie)性質(zhi)尚(shang)不(bu)清(qing)楚，正在進行激烈的(de)(de)討論。估計(ji)中央區(qu)域的(de)(de)亮(liang)度將需要多達 100 個(ge) O 型星聚集在 0.5 pc 的(de)(de)空間里面，更可能的(de)(de)解釋(shi)是有一顆(ke) 3000 M⊙ 的(de)(de)恒星。
維格爾特和貝爾在 1985 年提供(gong) R136a 星團的(de)(de)(de)第一證明。利用散斑干涉技術，R136a 被證明是在 1 角(jiao)秒內(nei)由 8 顆星組成的(de)(de)(de)星群，而 R136a1 是最明亮(liang)的(de)(de)(de)。
對 R136a 的(de)(de)性質最終確認在哈勃太(tai)空(kong)望遠(yuan)鏡發射之后。它的(de)(de)行星(xing)照相(xiang)機把 R136a 至少分成 12 部分，并且(qie)顯(xian)示 R136 里包含 200 多個高光(guang)度恒(heng)(heng)星(xing)。更先進的(de)(de) WFPC2 在 0.5 pc 空(kong)間的(de)(de) R136a 中(zhong)發現超過 3000 顆恒(heng)(heng)星(xing)并且(qie)對 4.7 pc 半徑內 46 個巨(ju)大的(de)(de)發光(guang)恒(heng)(heng)星(xing)進行研(yan)究。
在 2010 年，R136a1 被公(gong)認為(wei)質量(liang)最大(da)和(he)最明亮(liang)的恒星(xing)。以前的估計把亮(liang)度低至 1.5 × 10^6 L⊙。
英國皇家天文學會的幾個重(zhong)量級人物在(zai)他(ta)們的月度報告中公布了這(zhe)一重(zhong)大發現(xian)。保羅教授幽(you)默地(di)說道：“這(zhe)簡直是個怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是質量卻遠遠不(bu)及它。”
保羅教(jiao)授同時說道，雖然這顆恒星如此巨大，但(dan)它卻可能(neng)只有不到一千(qian)萬年的壽命，因為它質量(liang)越大，消(xiao)耗能(neng)量(liang)的速度就(jiu)越快。
發(fa)(fa)現(xian)這顆(ke)恒星(xing)的(de)(de)(de)新聞是(shi)(shi)在 2010 年 7 月發(fa)(fa)布(bu)的(de)(de)(de)，由英國謝菲(fei)爾德大學的(de)(de)(de)天(tian)文物理(li)學教授保(bao)羅 · 可勞瑟（Paul Crowther）領導(dao)的(de)(de)(de)一個(ge)小組，使用歐(ou)洲南方天(tian)文臺在智利的(de)(de)(de)甚(shen)大望遠(yuan)(yuan)鏡(jing)（VLT），和(he)來自(zi)哈勃太空望遠(yuan)(yuan)鏡(jing)的(de)(de)(de)資料，研究 NGC 3603 和(he) R136a 這兩個(ge)星(xing)團(tuan)。R136a 曾經被(bei)(bei)認(ren)為是(shi)(shi)擁(yong)有(you)質量(liang)高達(da) 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)(de)超大質量(liang)天(tian)體。R136a 的(de)(de)(de)本質被(bei)(bei)全像的(de)(de)(de)斑點干涉測量(liang)解析和(he)發(fa)(fa)現(xian)是(shi)(shi)一個(ge)高密度的(de)(de)(de)星(xing)團(tuan)。這個(ge)小組發(fa)(fa)現(xian)其(qi)中(zhong)有(you)些恒星(xing)的(de)(de)(de)表面溫(wen)度高達(da) 56000 K，超過太陽的(de)(de)(de) 7 倍，并且光度是(shi)(shi)太陽的(de)(de)(de)數百萬倍。至少有(you) 3 顆(ke)恒星(xing)的(de)(de)(de)質量(liang)大約(yue)是(shi)(shi) 150 M⊙。
在夜空中，R136出現在大麥哲倫(lun)星云中的蜘蛛星云的第十級核心。在 1979 年需(xu)要一個(ge) 3.6 m 口徑望(wang)遠鏡才能探測到(dao) R136 的其(qi)中一部分：R136a。在 R136a 中檢測 R136a1 需(xu)要太空望(wang)遠鏡或(huo)復(fu)雜的技術(shu)，如自適應光學散斑干涉(she)。
約南緯 20 ° 以(yi)南，大麥哲倫星(xing)云在(zai)(zai)(zai)拱(gong)極(ji)位置(zhi)，這(zhe)意(yi)味著它(ta)可以(yi)（至(zhi)少(shao)部分地）每一夜都能看到(dao)，如果天氣允(yun)許的話。在(zai)(zai)(zai)北半球，它(ta)在(zai)(zai)(zai)北緯 20 度左右南部可見。這(zhe)不(bu)包括北美洲(zhou)（除墨西哥(ge)南部），歐洲(zhou)，北非和亞洲(zhou)北部。
英(ying)國(guo)謝菲爾德大(da)學天文學家保羅 · 克勞瑟及其帶領的研究小組利用哈(ha)勃(bo)太空望(wang)遠(yuan)鏡(jing)和歐洲(zhou)南方(fang)天文臺(tai)甚大(da)望(wang)遠(yuan)鏡(jing)觀測數據(ju)重新計算后發(fa)現(xian)，大(da)麥哲倫星系蜘蛛星云內(nei)代號為 R136a1 的恒星“質量"創下紀錄。
英國《每日電訊報(bao)》打比方說(shuo)，如果(guo)把(ba) R136a1 放(fang)進太陽系，它相對太陽的亮度就相當于太陽相對月球。
按照埃(ai)丁頓極(ji)限，星(xing)體質(zhi)量(liang)越大(da)，能發出(chu)越多的(de)(de)(de)輻(fu)(fu)射壓，而過(guo)(guo)度的(de)(de)(de)輻(fu)(fu)射壓力，也將使(shi)星(xing)體不(bu)穩定。質(zhi)量(liang)超過(guo)(guo) 50 M⊙的(de)(de)(de)星(xing)體，不(bu)可能穩定。人們普遍認(ren)為(wei)，150 M⊙ 是愛丁頓極(ji)限可達上限。克勞瑟認(ren)為(wei)，R136a1 逼近極(ji)限，“這(zhe)一新紀錄不(bu)可能在短時間內打(da)破”。不(bu)過(guo)(guo) R136a1 正(zheng)受到強烈宇宙風暴的(de)(de)(de)侵蝕，其質(zhi)量(liang)正(zheng)逐(zhu)步減少。
雖然雙星系統中質量很(hen)大(da)的(de)恒星是很(hen)常見的(de)，但(dan) R136a1 似乎(hu)是一個(ge)單星，沒有大(da)量的(de)證據顯(xian)示有第二顆星。
錢(qian)德拉天(tian)文臺使(shi)用 X 射線檢(jian)測(ce) R136。R136a 和(he) R136c 都能夠清楚地(di)檢(jian)測(ce)到，但 R136a 的謎團無法解決。另(ling)一項研(yan)究中(zhong)否(fou)定了 R136a1 和(he) R136a2 為雙(shuang)星(xing)，而 R136a3 被確定為是單星(xing)。R136a1 和(he) R136a2 散(san)發的光芒中(zhong)的軟 X 射線比例比較高，這并不表明(ming)他們是一對雙(shuang)星(xing)。
快速(su)多普勒徑(jing)向速(su)度的(de)變化可以(yi)檢測一(yi)對在一(yi)個封(feng)閉的(de)軌道(dao)相同質(zhi)量的(de)恒星(xing)，但這(zhe)不能(neng)實現在 R136a1 的(de)光譜。一(yi)個高(gao)軌道(dao)傾角(jiao)，一(yi)個更遙遠的(de)雙星(xing)，或(huo)有一(yi)個機會讓遙遠的(de)星(xing)星(xing)圍(wei)繞(rao)它進行(xing)公(gong)轉(zhuan)不能(neng)完全
排除，但被認為是(shi)不可(ke)能(neng)的(de)。質量相差懸殊的(de)雙星是(shi)可(ke)能(neng)的(de)，但不會影響 R136a1。
R136a1 是(shi)(shi)一(yi)個(ge)高亮(liang)度的(de)沃爾夫-拉葉星，在赫羅圖的(de)極端左上(shang)角位置。普通沃爾夫-拉葉星是(shi)(shi)因(yin)(yin)強烈的(de)發(fa)射(she)(she)(she)線和(he) O 型星所區分。這包括離子氮，氦，碳，氧和(he)少數的(de)硅，但氫線通常(chang)弱(ruo)或不(bu)存在。一(yi)是(shi)(shi) WN5 星電離氦發(fa)射(she)(she)(she)強度大(da)大(da)強于中(zhong)性氦線的(de)分類(lei)基礎(chu)，并與 N3，N4 和(he) N5 具有大(da)致相(xiang)等的(de)發(fa)射(she)(she)(she)強度。在光譜類(lei)型中(zhong)的(de)“氫”表示(shi)顯著的(de)氫發(fa)射(she)(she)(she)光譜，正因(yin)(yin)這個(ge)，天文學家才計算出氫在 R136a1 表面占據了(le) 40% 的(de)質(zhi)量。
嚴(yan)格意義上(shang)講，R136a1 并非真(zhen)正的(de)沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)(xing)。它甚至還沒有(you)把(ba)核心(xin)的(de)氫(qing)(qing)燒完。因(yin)此光譜中(zhong)會帶有(you)強(qiang)烈的(de)氫(qing)(qing)發射線(xian)。此類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)由于(yu)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)內部的(de)對流或是其他(ta)一些原(yuan)因(yin)（比如恒(heng)星(xing)(xing)(xing)間的(de)合并），原(yuan)本深(shen)藏于(yu)核心(xin)的(de)氮元(yuan)素被拋到表(biao)面來(lai)，于(yu)是造成(cheng)了(le)這(zhe)(zhe)種假象，故被稱為“偽沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)(xing)”。實(shi)際上(shang)真(zhen)正的(de)沃(wo)爾(er)夫-拉葉(xie)星(xing)(xing)(xing)在暴露出碳、氮、氧層時，其內部的(de)氫(qing)(qing)早就被恒(heng)星(xing)(xing)(xing)風拋掉了(le)，大氣中(zhong)氫(qing)(qing)的(de)含量極少（這(zhe)(zhe)類恒(heng)星(xing)(xing)(xing)也是 Ib、Ic 型超新星(xing)(xing)(xing)的(de)來(lai)源）。
光譜為 WN5h 的恒(heng)星是仍在燃(ran)燒氫核的偽沃(wo)爾夫(fu)-拉(la)葉(xie)星。發射光譜中(zhong)產(chan)生一(yi)個強大的密集的恒(heng)星風，高強度的氦、氮水平來(lai)自混合對流的 C-N-O 循環的產(chan)物表(biao)面。
R136a1 是(shi)目前已知(zhi)質(zhi)量最(zui)大的恒星(xing)，可(ke)能(neng)是(shi)眾所(suo)周(zhou)知(zhi)的船底(di)座 η 星(xing)（海山(shan)二）、手槍星(xing)或牡丹星(xing)一倍(bei)以上。
現有質量(liang)為(wei)太陽質量(liang) 265 ~ 315 倍是(shi)從近紅外（K 波段）使用相結合的(de)(de)非 LTE 的(de)(de)譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣層模型發(fa)現的(de)(de)。推(tui)導模型的(de)(de)恒星是(shi) WN6h 雙(shuang)星 NGC 3603-A1。在一個視(shi)線對或(huo)意外的(de)(de)雙(shuang)星的(de)(de)最(zui)壞的(de)(de)情(qing)況(kuang)下，恒星的(de)(de)質量(liang)各會是(shi) 150 M⊙。R136a1 最(zui)初是(shi)質量(liang)為(wei) 320 M⊙ 的(de)(de)快(kuai)速旋(xuan)轉的(de)(de)恒星，已經燃燒了 1.7 × 10^6 年。
最低 256 M⊙是(shi)使用(yong)“PoWR”分(fen)析發現(xian)的，光(guang)和紫外光(guang)譜和質光(guang)關(guan)系的大(da)氣(qi)模型，用(yong)來假(jia)設它是(shi)一個單星。
R136a1 正在經(jing)受極端的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)損失(shi)(shi)，它的(de)(de)(de)恒星(xing)風達到 2600 ± 150 km/s，這是(shi)由(you)(you)于(yu)強烈(lie)的(de)(de)(de)電(dian)磁輻(fu)射壓和(he)非常熱的(de)(de)(de)恒星(xing)引(yin)起的(de)(de)(de)，其風力(li)(li)要比能保留(liu)物質(zhi)的(de)(de)(de)重力(li)(li)更為強烈(lie)。質(zhi)量(liang)損失(shi)(shi)是(shi)由(you)(you)質(zhi)量(liang)很(hen)大、低(di)表面(mian)重力(li)(li)、高亮度和(he)光球(qiu)重元素含量(liang)高引(yin)起的(de)(de)(de)。R136a1 每年失(shi)(shi)去 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)，比太陽損失(shi)(shi)的(de)(de)(de)速度超過(guo) 10^9 倍(bei)，預計自形成以來(lai)有超過(guo) 50 倍(bei)太陽的(de)(de)(de)物質(zhi)失(shi)(shi)去。
R136a1 的(de)(de)光度(du)(du)(du)約為 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明亮的(de)(de)恒星，它的(de)(de)功率(lv)相當于太陽(yang)的(de)(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)(de)時間里釋放出的(de)(de)能(neng)量相當于太陽(yang)一年(nian)散(san)發(fa)的(de)(de)能(neng)量總和，可(ke)見光度(du)(du)(du)相當于 1.5 × 10^5 L⊙。換句(ju)話說(shuo)，如果它代替我們太陽(yang)，地球收到(dao)的(de)(de)可(ke)見光強度(du)(du)(du)將會增強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的(de)(de)亮度(du)(du)(du)，其視星等(deng)是 -8.09 等(deng)，遠超過天狼星的(de)(de) -1.46 等(deng)。
R136a1給整個劍魚座 30 區(qu)（多達(da) 70 個 O7 矮星）供應約 7% 的電離通量(liang)。和 R136a2、R136a3 以(yi)及 R136c 在整個 R136 星團中一共產(chan)生 43% ~ 46% 的萊曼(man)輻射。
接近(jin)愛丁(ding)頓極(ji)限(xian)的(de)(de)大質量(liang)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)，在恒(heng)(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)表面向外(wai)輻射的(de)(de)壓力等于(yu)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)引力的(de)(de)力量(liang)。如果在愛丁(ding)頓限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)以上，一顆恒(heng)(heng)(heng)星(xing)產生(sheng)如此多的(de)(de)能(neng)量(liang)，它的(de)(de)外(wai)層就會被迅速拋(pao)出。這有效地限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)了恒(heng)(heng)(heng)星(xing)長時間高光度地閃耀(yao)。經(jing)典的(de)(de)愛丁(ding)頓光度的(de)(de)限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)不適(shi)用于(yu) R136a1 這樣流(liu)體靜力平衡的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)，其(qi)計算(suan)是極(ji)其(qi)復雜的(de)(de)，且只適(shi)用于(yu)真正的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)。戴維森 · 漢弗萊限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)已被確定為觀測到的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)亮度限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)，但最(zui)近(jin)的(de)(de)模型試(shi)圖計算(suan)出有理論的(de)(de)適(shi)用于(yu)大質量(liang)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)愛丁(ding)頓限(xian)制(zhi)(zhi)(zhi)。R136a1 的(de)(de)光度是愛丁(ding)頓光度的(de)(de) 70%。
R136a1 已(yi)經超過 50000 K 的溫度(du)（56000 K），比太(tai)陽要高近 9 倍，是極紫(zi)外(wai)線輻(fu)射峰值。
R136a1 的(de)(de)(de) B-V 色(se)指(zhi)(zhi)數(shu)約 -0.03，這(zhe)是(shi)(shi)一(yi)個典型(xing)的(de)(de)(de) W 型(xing)恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)色(se)指(zhi)(zhi)數(shu)。從(cong)哈勃(bo)太(tai)空望遠鏡 WFPC2 336 nm 和(he) 555 nm 的(de)(de)(de)濾波器中得到 U-V 色(se)指(zhi)(zhi)數(shu)是(shi)(shi) -1.28，顯示(shi)出這(zhe)是(shi)(shi)一(yi)個非常熱(re)的(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)，但該(gai)數(shu)值尚未確定(ding)。這(zhe)種“矛盾”的(de)(de)(de)顏色(se)指(zhi)(zhi)標對于“黑(hei)體”來講(jiang)表示(shi)星(xing)際塵埃引起(qi)發紅(hong)和(he)光度(du)消減。泛紅(hong)（EB-V）可以估計(ji)光度(du)消減水(shui)平（AV）。eb-v進行測量后值 0.29 ~ 0.37。由(you)于鄰近恒(heng)星(xing) R136a2 導致 AV 在(zai) 1.80 左右(you)，B-V 色(se)指(zhi)(zhi)數(shu)在(zai) -0.03 左右(you)（B-V0）的(de)(de)(de)光污染(ran)，所(suo)以具有相當的(de)(de)(de)不確定(ding)性(xing)。
恒星(xing)的(de)(de)(de)溫度可以(yi)從(cong)它近似的(de)(de)(de)顏色推算，但(dan)這不是很準確，光譜擬合的(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模(mo)型是必(bi)要的(de)(de)(de)，這樣才能獲(huo)得準確的(de)(de)(de)溫度。R136a1 的(de)(de)(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)(de)(de)表面溫度是使用不同的(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模(mo)型發(fa)(fa)現的(de)(de)(de)。舊的(de)(de)(de)大(da)氣(qi)模(mo)型得到的(de)(de)(de)溫度約 43000 K，因(yin)此大(da)幅(fu)降低預測到的(de)(de)(de)光度。恒星(xing)的(de)(de)(de)極端(duan)溫度的(de)(de)(de)使其輻射峰值為 50 nm 左(zuo)右，近 99% 的(de)(de)(de)輻射發(fa)(fa)射到非可見(jian)光的(de)(de)(de)范圍。
R136a1 的直徑非(fei)常受爭議，但(dan)最新數據顯(xian)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(shi)際半徑約(yue)為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已(yi)知最大半徑的(de)恒星是盾(dun)牌座 UY，半徑約(yue)為 1708 ± 192 R⊙。
R136a1 不(bu)(bu)像地球或太(tai)陽一(yi)(yi)樣(yang)已經確定了(le)可見的(de)(de)表面。恒(heng)星(xing)的(de)(de)靜水主體是由一(yi)(yi)個(ge)(ge)(ge)密(mi)集的(de)(de)大氣層(ceng)被(bei)加(jia)速向外進入恒(heng)星(xing)風中，在這恒(heng)星(xing)風中的(de)(de)一(yi)(yi)個(ge)(ge)(ge)任意點被(bei)定義為測量(liang)半(ban)徑的(de)(de)表面，不(bu)(bu)同的(de)(de)作(zuo)者可以(yi)使用(yong)不(bu)(bu)同的(de)(de)定義。例(li)如，一(yi)(yi)個(ge)(ge)(ge) 2/3 的(de)(de)羅斯(si)蘭光學深(shen)(shen)度(du)大約對應到(dao)一(yi)(yi)個(ge)(ge)(ge)可見的(de)(de)表面，而 20 或 100 羅斯(si)蘭深(shen)(shen)度(du)更(geng)符合物理光球。恒(heng)星(xing)的(de)(de)溫度(du)通常是在同一(yi)(yi)個(ge)(ge)(ge)深(shen)(shen)度(du)的(de)(de)測量(liang)，所以(yi)該恒(heng)星(xing)的(de)(de)半(ban)徑和溫度(du)對應于恒(heng)星(xing)光度(du)。
R136a1 的(de)尺(chi)寸(cun)比最大的(de)恒(heng)星(xing)小得多：紅超巨星(xing)的(de)半徑長(chang)度是幾百到一千多倍太陽(yang)，而 R136a1 只有幾十倍。盡(jin)管質量很大并(bing)且尺(chi)寸(cun)不(bu)大，R136a1 的(de)密度卻(que)只有太陽(yang)的(de)平均密度的(de) 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。
R136a1 的(de)(de)的(de)(de)旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)速(su)度(du)不(bu)能(neng)被(bei)直(zhi)接(jie)測量，這(zhe)是因為光球被(bei)密集的(de)(de)恒(heng)星風掩(yan)蓋和用于(yu)測量旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)多普勒展寬的(de)(de)光球吸收線不(bu)在(zai)(zai)(zai)光譜中呈現。在(zai)(zai)(zai) 2.1 μMNV 的(de)(de)發射線產生的(de)(de)風比較深，可以用來估計旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)速(su)度(du)。在(zai)(zai)(zai) R136a1 它(ta)(ta)具(ju)有約 1.5 nm 的(de)(de)寬度(du)，表(biao)示這(zhe)是一個旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)緩慢或不(bu)旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)的(de)(de)恒(heng)星，雖然它(ta)(ta)的(de)(de)磁(ci)極(ji)可能(neng)與(yu)地球對齊。R136a2 和 R136a3 快(kuai)速(su)旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)，最接(jie)近進(jin)化模(mo)型。R136a1 的(de)(de)旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)速(su)度(du)約 200 km/s，并且(qie)在(zai)(zai)(zai)大約 1.65 × 10^6 年后赤道的(de)(de)旋(xuan)(xuan)(xuan)轉(zhuan)速(su)度(du)還是這(zhe)樣(yang)。
R136a1 依然還在(zai)(zai)把氫融合成氦的(de)(de)階段，主要(yao)是(shi)由于在(zai)(zai)高(gao)溫核心的(de)(de) C-N-O 循環。由于它是(shi)偽沃爾(er)夫-拉葉星(xing)，所以它仍然年輕。造成它偽沃爾(er)夫-拉葉星(xing)的(de)(de)光(guang)(guang)譜的(de)(de)原(yuan)因(yin)是(shi)從(cong)核心到表面(mian)的(de)(de)高(gao)水平(ping)的(de)(de)氦氮致密恒星(xing)風直(zhi)接(jie)導致了它極(ji)亮的(de)(de)光(guang)(guang)度。恒星(xing)超過 90% 的(de)(de)部分是(shi)對流層，只(zhi)有一個小(xiao)的(de)(de)非對流層在(zai)(zai)表面(mian)。
大(da)質量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)恒(heng)星釋(shi)放(fang)的(de)(de)能(neng)量(liang)(liang)(liang)也更加巨(ju)大(da)。以手槍(qiang)星為例，它 20 秒(miao)內釋(shi)放(fang)出(chu)的(de)(de)能(neng)量(liang)(liang)(liang)相當于太(tai)陽一(yi)年釋(shi)放(fang)能(neng)量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)總(zong)和（而 R136a1 只需(xu)要 5 秒(miao)）。在這一(yi)過程中(zhong)，伴隨著(zhu)質量(liang)(liang)(liang)的(de)(de)迅速減(jian)少。
克勞瑟說：“星體和人類不一樣，它們誕生之初質(zhi)量巨大(da)，年(nian)(nian)(nian)長(chang)后(hou)逐漸變輕(qing)。R136a1 已(yi)經是一顆中(zhong)年(nian)(nian)(nian)星體，質(zhi)量已(yi)大(da)幅減少。”外國媒體 《每日(ri)電訊(xun)報》說，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年(nian)(nian)(nian)時間(jian)內消耗掉 20% 的(de)質(zhi)量，現質(zhi)量相當于 265 ~ 315 個太(tai)陽。
由于質量迅(xun)速(su)損失，這些“巨無霸(ba)”星體大多短命(ming)。克勞瑟說(shuo)：“最大的也就能存續幾(ji)千(qian)萬年。這在天文學上講，非常短暫。”
恒星(xing)形成的(de)(de)(de)(de)(de)吸(xi)積(ji)(ji)分子云(yun)模型(xing)可(ke)(ke)以預測恒星(xing)質(zhi)量(liang)的(de)(de)(de)(de)(de)上(shang)限(xian)(xian)，在 R136a1 這種質(zhi)量(liang)的(de)(de)(de)(de)(de)恒星(xing)可(ke)(ke)以形成之(zhi)前，它的(de)(de)(de)(de)(de)輻射可(ke)(ke)以防止進(jin)一步增(zeng)大。最簡單(dan)的(de)(de)(de)(de)(de)吸(xi)積(ji)(ji)模型(xing)預測金(jin)屬豐度下限(xian)(xian)為太陽的(de)(de)(de)(de)(de) 40 倍，但更復雜的(de)(de)(de)(de)(de)理論允許質(zhi)量(liang)高(gao)好幾(ji)倍。通過實證的(de)(de)(de)(de)(de)約 150 M⊙ 的(de)(de)(de)(de)(de)限(xian)(xian)制已經被廣(guang)泛接受(shou)。R136a1 明顯超過這些限(xian)(xian)制，從而可(ke)(ke)以導致新的(de)(de)(de)(de)(de)單(dan)星(xing)吸(xi)積(ji)(ji)發(fa)展模型(xing)有可(ke)(ke)能(neng)去除(chu)上(shang)限(xian)(xian)，但也有大質(zhi)量(liang)恒星(xing)合并在一起形成更大質(zhi)量(liang)恒星(xing)的(de)(de)(de)(de)(de)可(ke)(ke)能(neng)。
作為(wei)吸積(ji)形(xing)成(cheng)的(de)(de)(de)單(dan)星(xing)(xing)，這樣一個(ge)龐大(da)的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)(de)性質仍然是(shi)(shi)不確定的(de)(de)(de)。合成(cheng)光譜表(biao)(biao)明，它永(yong)遠不會有一個(ge)主(zhu)序星(xing)(xing)光度(du)型(xing)（V），甚至是(shi)(shi)一個(ge)正(zheng)常 O 型(xing)光譜型(xing)都不會有。接近愛丁頓極限(xian)的(de)(de)(de)高亮度(du)和(he)強烈的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)風(feng)，一旦 R136a1 成(cheng)為(wei)可見的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)，可能(neng)會是(shi)(shi) WNxh 類恒(heng)(heng)星(xing)(xing)。由于核心的(de)(de)(de)大(da)型(xing)對流和(he)表(biao)(biao)面的(de)(de)(de)高質量損失，以(yi)及它的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)風(feng)產生的(de)(de)(de)特別的(de)(de)(de)沃爾(er)夫(fu)-拉(la)葉光譜，氦氣和(he)氮氣正(zheng)迅速混合至表(biao)(biao)面。R136a1 的(de)(de)(de)質量很高，溫度(du)卻很“涼爽”，這種金屬豐度(du)的(de)(de)(de)溫度(du)為(wei) 5.6 × 10^4 K 的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)(xing)經(jing)推(tui)算其質量約為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以(yi) R136a1 比一些(xie)大(da)質量主(zhu)序星(xing)(xing)而言(yan)要稍(shao)微冷一些(xie)。
在核心(xin)(xin)(xin)的氫(qing)燃燒過程中，氦占的百分(fen)比在核心(xin)(xin)(xin)逐(zhu)漸增(zeng)加(jia)(jia)。根(gen)據維里定理，這(zhe)意味著核心(xin)(xin)(xin)溫度(du)和壓力(li)將增(zeng)加(jia)(jia)。這(zhe)會(hui)導致光度(du)增(zeng)加(jia)(jia)，所以 R136a1 要稍微(wei)比它形(xing)成時(shi)更明亮。R136a1 溫度(du)已略(lve)有下降，恒星(xing)的外層(ceng)已經(jing)膨(peng)脹，質量也損(sun)失的更快一些。
R136a1 的(de)(de)(de)(de)未來發展是(shi)(shi)不確(que)定的(de)(de)(de)(de)，沒有類似(si)的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)以(yi)確(que)認預測。大質(zhi)(zhi)量(liang)恒(heng)星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)(de)演(yan)化取決(jue)于他們損失的(de)(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)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(yi)(yi)(yi)個(ge)完全匹(pi)配的(de)(de)(de)(de)結(jie)果。據認為(wei)(wei)，WN5h 發展成高(gao)(gao)光度藍變(bian)星(xing)(xing)(xing)后，氫在恒(heng)星(xing)(xing)(xing)核心(xin)會(hui)變(bian)得(de)枯(ku)竭。這(zhe)是(shi)(shi)一(yi)(yi)(yi)個(ge)使恒(heng)星(xing)(xing)(xing)極端失重的(de)(de)(de)(de)重要階段(duan)，在太陽附近的(de)(de)(de)(de)金屬豐度，這(zhe)個(ge)階段(duan)被稱為(wei)(wei)無氫沃爾夫-拉葉星(xing)(xing)(xing)。恒(heng)星(xing)(xing)(xing)從核心(xin)到(dao)表面(mian)的(de)(de)(de)(de)混(hun)合足夠強，由于對流核心(xin)非常大，以(yi)及它的(de)(de)(de)(de)金屬豐度很高(gao)(gao)和(he)額外的(de)(de)(de)(de)“混(hun)合旋轉”，可以(yi)直接跳過高(gao)(gao)光度藍變(bian)星(xing)(xing)(xing)和(he)富氫 WN 與(yu)貧氫的(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)演(yan)化。氫聚變(bian)可持續 2 × 10^6 年(nian)，而 R136a1 的(de)(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)在氫聚變(bian)末期可縮(suo)小為(wei)(wei) 200 ~ 215 M⊙。與(yu)富金屬單星(xing)(xing)(xing)一(yi)(yi)(yi)樣，即使它開始旋轉很快，到(dao)氫燃燒結(jie)束旋轉速度將減慢至零左右(you)。
核心的(de)氦聚(ju)變開(kai)始后，大氣中的(de)殘留氫迅(xun)速丟失(shi)，R136a1 會迅(xun)速和無氫恒(heng)星一(yi)樣，亮度(du)會降低。沃爾夫-拉葉星在這一(yi)點的(de)不同(tong)主(zhu)(zhu)要是它(ta)們在赫羅圖上的(de)位(wei)置為零齡主(zhu)(zhu)序(xu)(xu)星，類(lei)似于主(zhu)(zhu)序(xu)(xu)星，但比主(zhu)(zhu)序(xu)(xu)星的(de)溫度(du)高(gao)。
在氦燃燒過(guo)程中(zhong)，碳和(he)氧(yang)會(hui)積聚在核心，并(bing)且恒星(xing)的(de)(de)大量的(de)(de)質量損失會(hui)繼續。這最(zui)(zui)終導(dao)致(zhi)了(le) WC 光(guang)譜的(de)(de)發展，雖然(ran)它(ta)是富金屬星(xing)，但預計大部分(fen)的(de)(de)氦都在 WN 階段燃燒了(le)。在氦燃燒結束時，核心溫度(du)(du)的(de)(de)增加和(he)質量的(de)(de)損失會(hui)導(dao)致(zhi)亮(liang)度(du)(du)和(he)溫度(du)(du)驟增，且光(guang)譜類型成為 WO。接下(xia)來(lai)的(de)(de)幾十(shi)萬年將氦融合為更重的(de)(de)元素，但燃燒的(de)(de)最(zui)(zui)后階段不超過(guo)幾百到幾千(qian)年。R136a1 的(de)(de)質量會(hui)最(zui)(zui)終縮小到 180 ~ 220 M⊙ ，這種情況與大犬座(zuo) VY 極為相(xiang)似，只(zhi)不過(guo)光(guang)譜略有(you)不同。
任何產(chan)生碳氧的恒(heng)星（C-O）核心(xin)比白(bai)矮星的最大(da)質量更大(da)（約 1.44 M⊙）時，便不可避(bi)免地(di)要在(zai)某(mou)個階段受到核心(xin)崩(beng)潰(kui)(kui)。這通(tong)常發生在(zai)一(yi)個已(yi)經產(chan)生和融合的鐵(tie)核心(xin)，不可以(yi)(yi)再產(chan)生防止核心(xin)崩(beng)潰(kui)(kui)所需(xu)的能量，雖然它可以(yi)(yi)發生在(zai)其(qi)他情況(kuang)下(xia)。
一(yi)(yi)個質(zhi)量(liang)(liang)約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核(he)(he)會變得極熱(re)，具有(you)極高(gao)能(neng)量(liang)(liang)的(de) γ 光子(zi)(zi)會因相互(hu)作用自己產(chan)生正負電子(zi)(zi)對。由于(yu)正負電子(zi)(zi)對湮滅時釋放出的(de)能(neng)量(liang)(liang)要小(xiao)于(yu)形成他們的(de) γ 光子(zi)(zi)的(de)能(neng)量(liang)(liang)，因此能(neng)量(liang)(liang)的(de)損(sun)失將導致其(qi)變得極其(qi)不穩定，最終核(he)(he)心在(zai)(zai)引(yin)力的(de)擠壓下(xia)崩塌，溫度(du)驟升引(yin)發的(de)核(he)(he)爆轟將炸毀(hui)整個星(xing)體，不留下(xia)一(yi)(yi)丁點殘骸（例如中(zhong)子(zi)(zi)星(xing)，黑(hei)洞），只剩(sheng)下(xia)一(yi)(yi)團星(xing)云，成為(wei)不穩定對超新星(xing)（PISN）。（有(you)時也被稱(cheng)為(wei)一(yi)(yi)對創造新星(xing)（PCSN））。一(yi)(yi)個 PISN 通常只產(chan)生在(zai)(zai)很(hen)低的(de)金屬豐度(du)的(de)恒星(xing)，沒有(you)很(hen)大質(zhi)量(liang)(liang)的(de)流失（保證 C-O 核(he)(he)心質(zhi)量(liang)(liang)為(wei) 64 M⊙ 以上）。這也可(ke)以發生在(zai)(zai)金屬非(fei)常豐富(fu)的(de)恒星(xing)，但 R136a1 預測的(de) C-O 核(he)(he)心重量(liang)(liang)低于(yu) 50 M⊙，所以形成 PISN 幾(ji)率幾(ji)乎(hu)為(wei)零(ling)。
鐵芯的崩潰可(ke)能(neng)會產生(sheng)超新(xin)星(xing)爆炸，有(you)(you)(you)時會有(you)(you)(you)一(yi)個(ge)伽瑪射(she)線暴（GRB）。這種超新(xin)星(xing)爆炸的類型(xing)(xing)將(jiang)是 I 型(xing)(xing)，因為(wei)(wei)這顆(ke)恒星(xing)沒有(you)(you)(you)氫(qing)，Ic 型(xing)(xing)是因為(wei)(wei)它(ta)有(you)(you)(you)幾(ji)乎沒有(you)(you)(you)氦。特別巨大(da)的鐵核(he)心可(ke)能(neng)會在(zai)爆炸后使(shi)整個(ge)恒星(xing)崩潰成(cheng)一(yi)個(ge)黑洞，超新(xin)星(xing)的“亞(ya)光”會作(zuo)為(wei)(wei)放射(she)性物(wu)質 56Ni 落(luo)回黑洞。其他的模型(xing)(xing)預測，這樣一(yi)個(ge)大(da)的核(he)心會產生(sheng)非常(chang)大(da)量的 56Ni，會成(cheng)為(wei)(wei)一(yi)個(ge)超亮(liang)的超新(xin)星(xing)。
Ic 型超(chao)新星在具有星球旋轉(zhuan)和適當的質量時(shi)可以(yi)就會(hui)產生 GRB。R136a1 預計在那個(ge)時(shi)候旋轉(zhuan)速度(du)會(hui)接近 0，且核(he)心會(hui)崩潰，所以(yi)能否形成(cheng) GRB 還有很大的爭議。
一(yi)個 Ic 類型的(de)核(he)心(xin)(xin)崩潰(kui)的(de)超新(xin)星(xing)究竟會形成中子(zi)(zi)星(xing)還是黑洞，取決于核(he)心(xin)(xin)的(de)質(zhi)量。R136a1 的(de)核(he)心(xin)(xin)將(jiang)遠遠高(gao)于中子(zi)(zi)星(xing)的(de)最大質(zhi)量，所以(yi)形成黑洞是不可避免(mian)的(de)，并且質(zhi)量極高(gao)。
精靈世界
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