芒果视频下载

R136a1是(shi)一(yi)顆(ke)(ke)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉星(xing)(xing)（嚴格意義上講，類別為 WNxh 的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)不屬于(yu)真正的(de)(de)沃(wo)爾(er)夫(fu)-拉(la)葉星(xing)(xing)），是(shi)目前在巨大質(zhi)量恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)列(lie)(lie)表中(zhong)已知質(zhi)量最大的(de)(de)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)。這顆(ke)(ke)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)的(de)(de)質(zhi)量是(shi)由謝菲爾(er)德(de)大學(xue)的(de)(de)天(tian)文學(xue)家測量的(de)(de)，估計是(shi) 265 ~ 315 M⊙。這顆(ke)(ke)恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)也列(lie)(lie)名在最亮恒(heng)(heng)(heng)星(xing)(xing)列(lie)(lie)表中(zhong)，光度(du)是(shi)太陽的(de)(de) 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大麥哲(zhe)倫(lun)星(xing)(xing)系(xi)的(de)(de)蜘(zhi)蛛星(xing)(xing)云(yun)中(zhong)，是(shi)靠(kao)近劍(jian)魚座 30 復(fu)合體的(de)(de) R136 超星(xing)(xing)團(tuan)中(zhong)的(de)(de)成(cheng)員。

發現

1960 年(nian)，一組(zu)在比勒陀利亞天文(wen)臺(tai)工作(zuo)的(de)(de)天文(wen)學家(jia)對(dui)大麥哲倫星云的(de)(de)亮(liang)度和(he)明亮(liang)的(de)(de)恒星光譜(pu)進行(xing)測量。其(qi)中目錄編號(hao)是 R136 的(de)(de)蜘蛛星云中有一個(ge)明亮(liang)的(de)(de)物體。隨后(hou)的(de)(de)觀察(cha)表明，這個(ge)物體——R136 位于一個(ge)高亮(liang)區(qu)的(de)(de)中心，這是一個(ge)直(zhi)接觀測到的(de)(de)巨大的(de)(de)恒星形成(cheng)中心。

1979 年，歐洲南(nan)方天文臺的 3.6 m 口徑望(wang)遠鏡把 R136 劃分成三部(bu)分：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的確切性質尚不(bu)清楚，正在進行(xing)激烈的討(tao)論。估計(ji)中央區域的亮度(du)將需要多達 100 個(ge) O 型星聚集在 0.5 pc 的空間(jian)里面，更可能的解釋是有一(yi)顆 3000 M⊙ 的恒星。

維(wei)格爾特(te)和貝爾在 1985 年提供 R136a 星團的第一證(zheng)明(ming)。利用散斑(ban)干涉技術(shu)，R136a 被證(zheng)明(ming)是(shi)在 1 角秒內由 8 顆星組(zu)成的星群(qun)，而 R136a1 是(shi)最明(ming)亮(liang)的。

對 R136a 的性(xing)質最終確認(ren)在(zai)(zai)哈勃太空望(wang)遠鏡發(fa)射之后。它(ta)的行(xing)星(xing)照相機把 R136a 至少分成 12 部(bu)分，并且顯示 R136 里包含 200 多個高光度恒星(xing)。更(geng)先進的 WFPC2 在(zai)(zai) 0.5 pc 空間的 R136a 中發(fa)現超過 3000 顆恒星(xing)并且對 4.7 pc 半(ban)徑內 46 個巨大的發(fa)光恒星(xing)進行(xing)研究。

在 2010 年(nian)，R136a1 被(bei)公認為質量最大和最明亮(liang)的(de)恒星(xing)。以(yi)前的(de)估計把亮(liang)度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英國皇家天文(wen)學(xue)會的幾個(ge)(ge)重(zhong)量級人物在他們的月(yue)度報(bao)告(gao)中公(gong)布了這(zhe)一重(zhong)大(da)發現。保羅教(jiao)授幽默地說(shuo)道：“這(zhe)簡直(zhi)是個(ge)(ge)怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是質量卻(que)遠遠不及它。”

保(bao)羅教(jiao)授同(tong)時說(shuo)道(dao)，雖然這顆恒星如此(ci)巨(ju)大，但(dan)它(ta)卻可能(neng)只有(you)不到一千萬年的壽命，因為它(ta)質量越(yue)(yue)大，消耗能(neng)量的速度就越(yue)(yue)快(kuai)。

發現這(zhe)(zhe)顆(ke)恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)新聞是在 2010 年 7 月發布的(de)(de)(de)(de)，由英國(guo)謝(xie)菲爾德大(da)學(xue)的(de)(de)(de)(de)天(tian)文物理學(xue)教授保羅 · 可勞瑟（Paul Crowther）領導的(de)(de)(de)(de)一個(ge)(ge)小(xiao)組(zu)，使(shi)用(yong)歐(ou)洲南方(fang)天(tian)文臺(tai)在智利的(de)(de)(de)(de)甚大(da)望遠(yuan)鏡（VLT），和來自哈勃太空望遠(yuan)鏡的(de)(de)(de)(de)資料，研究(jiu) NGC 3603 和 R136a 這(zhe)(zhe)兩(liang)個(ge)(ge)星(xing)團。R136a 曾經(jing)被認為(wei)是擁有(you)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)高(gao)達(da) 1000 ~ 3000 M⊙ 的(de)(de)(de)(de)超(chao)大(da)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)天(tian)體。R136a 的(de)(de)(de)(de)本質(zhi)(zhi)被全像的(de)(de)(de)(de)斑點干涉測量(liang)(liang)解析(xi)和發現是一個(ge)(ge)高(gao)密度(du)的(de)(de)(de)(de)星(xing)團。這(zhe)(zhe)個(ge)(ge)小(xiao)組(zu)發現其中有(you)些恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)表面溫度(du)高(gao)達(da) 56000 K，超(chao)過太陽(yang)的(de)(de)(de)(de) 7 倍，并且光(guang)度(du)是太陽(yang)的(de)(de)(de)(de)數百萬倍。至(zhi)少有(you) 3 顆(ke)恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)量(liang)(liang)大(da)約是 150 M⊙。

可見度

在夜空中(zhong)，R136出現在大(da)麥哲倫(lun)星(xing)云(yun)中(zhong)的(de)蜘蛛星(xing)云(yun)的(de)第(di)十級核心。在 1979 年需要(yao)一(yi)個(ge) 3.6 m 口徑望遠(yuan)鏡才(cai)能探測(ce)到 R136 的(de)其中(zhong)一(yi)部分(fen)：R136a。在 R136a 中(zhong)檢測(ce) R136a1 需要(yao)太空望遠(yuan)鏡或復雜的(de)技(ji)術，如自適應光學散斑干(gan)涉。

約南緯(wei) 20 ° 以南，大麥哲倫(lun)星云在拱極位置，這(zhe)意味著(zhu)它可以（至(zhi)少部(bu)分地(di)）每(mei)一夜都能看到，如果天氣允許的話。在北(bei)半(ban)球，它在北(bei)緯(wei) 20 度(du)左右南部(bu)可見(jian)。這(zhe)不包括北(bei)美洲（除墨(mo)西(xi)哥(ge)南部(bu)），歐洲，北(bei)非和亞洲北(bei)部(bu)。

認識

英國謝菲(fei)爾德大(da)學天文學家保羅 · 克勞瑟(se)及其帶領(ling)的(de)研究(jiu)小組利用(yong)哈勃太空望遠鏡(jing)和歐(ou)洲南方天文臺甚大(da)望遠鏡(jing)觀測數據重新計算后發現(xian)，大(da)麥哲倫(lun)星系(xi)蜘蛛星云(yun)內代號為 R136a1 的(de)恒星“質量"創下紀錄。

英國《每日電訊報(bao)》打比方說，如果把 R136a1 放進太陽系(xi)，它相(xiang)(xiang)對太陽的亮度(du)就相(xiang)(xiang)當(dang)于太陽相(xiang)(xiang)對月球。

按(an)照埃丁(ding)頓極(ji)限(xian)(xian)(xian)，星(xing)體(ti)質量(liang)越大，能發(fa)出越多(duo)的(de)輻射壓(ya)，而(er)過度的(de)輻射壓(ya)力(li)，也將使(shi)星(xing)體(ti)不穩定(ding)。質量(liang)超過 50 M⊙的(de)星(xing)體(ti)，不可能穩定(ding)。人們普遍(bian)認為(wei)，150 M⊙ 是愛丁(ding)頓極(ji)限(xian)(xian)(xian)可達(da)上限(xian)(xian)(xian)。克勞瑟(se)認為(wei)，R136a1 逼(bi)近極(ji)限(xian)(xian)(xian)，“這(zhe)一新紀錄不可能在短時間內打破”。不過 R136a1 正受(shou)到強(qiang)烈宇宙風(feng)暴的(de)侵蝕，其質量(liang)正逐步(bu)減少。

是否為雙星

雖然雙星系統中質量(liang)很大(da)的(de)恒(heng)星是很常(chang)見(jian)的(de)，但 R136a1 似乎是一個單星，沒(mei)有大(da)量(liang)的(de)證(zheng)據顯示有第二顆(ke)星。

錢(qian)德拉(la)天文臺使用 X 射(she)線檢測(ce) R136。R136a 和(he) R136c 都(dou)能夠清(qing)楚地檢測(ce)到(dao)，但 R136a 的謎(mi)團無法解決。另一(yi)項研(yan)究中(zhong)否定了 R136a1 和(he) R136a2 為(wei)雙星(xing)，而 R136a3 被(bei)確定為(wei)是(shi)單星(xing)。R136a1 和(he) R136a2 散發的光(guang)芒(mang)中(zhong)的軟 X 射(she)線比例比較(jiao)高，這并不表明他們是(shi)一(yi)對雙星(xing)。

快速多普勒(le)徑(jing)向速度(du)的(de)(de)變化可(ke)以檢測一對在一個(ge)封閉(bi)的(de)(de)軌道相同質量(liang)的(de)(de)恒(heng)星，但這不能實現在 R136a1 的(de)(de)光譜。一個(ge)高軌道傾角(jiao)，一個(ge)更(geng)遙遠的(de)(de)雙星，或有一個(ge)機(ji)會讓遙遠的(de)(de)星星圍繞它進行公轉(zhuan)不能完全

排除，但被(bei)認為是不可(ke)能(neng)的。質量(liang)相差(cha)懸(xuan)殊的雙星是可(ke)能(neng)的，但不會影響 R136a1。

和主序星的比較

R136a1 是(shi)一個(ge)高(gao)亮度的(de)(de)沃爾夫(fu)-拉葉星，在赫羅(luo)圖(tu)的(de)(de)極(ji)端左上角位置。普通沃爾夫(fu)-拉葉星是(shi)因強烈的(de)(de)發(fa)(fa)射(she)(she)線和 O 型星所(suo)區分(fen)。這(zhe)包(bao)括離(li)子(zi)氮，氦(hai)，碳，氧和少數的(de)(de)硅，但氫(qing)(qing)線通常弱或不存在。一是(shi) WN5 星電離(li)氦(hai)發(fa)(fa)射(she)(she)強度大(da)大(da)強于中(zhong)性氦(hai)線的(de)(de)分(fen)類基礎，并(bing)與 N3，N4 和 N5 具有大(da)致相等的(de)(de)發(fa)(fa)射(she)(she)強度。在光(guang)譜(pu)類型中(zhong)的(de)(de)“氫(qing)(qing)”表示顯著的(de)(de)氫(qing)(qing)發(fa)(fa)射(she)(she)光(guang)譜(pu)，正因這(zhe)個(ge)，天文學(xue)家(jia)才計算出氫(qing)(qing)在 R136a1 表面占據了 40% 的(de)(de)質量。

嚴(yan)格意義上講，R136a1 并非真(zhen)正的(de)(de)(de)沃(wo)(wo)爾夫-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)。它甚(shen)至還沒有(you)把(ba)核(he)心的(de)(de)(de)氫(qing)(qing)燒完。因此(ci)光譜中(zhong)會帶有(you)強烈的(de)(de)(de)氫(qing)(qing)發射線。此(ci)類恒(heng)(heng)星(xing)(xing)由于恒(heng)(heng)星(xing)(xing)內部的(de)(de)(de)對流或是其他一(yi)些原(yuan)因（比如恒(heng)(heng)星(xing)(xing)間的(de)(de)(de)合(he)并），原(yuan)本深藏于核(he)心的(de)(de)(de)氮元素被拋到(dao)表面來(lai)，于是造(zao)成(cheng)了(le)這種假(jia)象，故被稱為“偽沃(wo)(wo)爾夫-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)”。實際上真(zhen)正的(de)(de)(de)沃(wo)(wo)爾夫-拉(la)葉(xie)(xie)星(xing)(xing)在暴露出碳(tan)、氮、氧層時，其內部的(de)(de)(de)氫(qing)(qing)早就被恒(heng)(heng)星(xing)(xing)風拋掉了(le)，大(da)氣中(zhong)氫(qing)(qing)的(de)(de)(de)含量(liang)極少（這類恒(heng)(heng)星(xing)(xing)也(ye)是 Ib、Ic 型超新星(xing)(xing)的(de)(de)(de)來(lai)源(yuan)）。

光譜為 WN5h 的恒星(xing)(xing)是仍在燃燒氫核的偽沃爾(er)夫-拉葉星(xing)(xing)。發射(she)光譜中產生一(yi)個(ge)強大的密(mi)集的恒星(xing)(xing)風(feng)，高(gao)強度(du)的氦、氮水平來自混合對流的 C-N-O 循環的產物表面。

R136a1 是目前已知(zhi)質量最(zui)大(da)的恒星，可能是眾(zhong)所周知(zhi)的船底座(zuo) η 星（海(hai)山二）、手(shou)槍星或(huo)牡(mu)丹星一倍以上。

現有質(zhi)量(liang)為太陽質(zhi)量(liang) 265 ~ 315 倍(bei)是(shi)(shi)從近紅外（K 波段）使用相結合的(de)(de)(de)非(fei) LTE 的(de)(de)(de)譜(pu)線覆蓋(gai)“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)星是(shi)(shi) WN6h 雙星 NGC 3603-A1。在一個(ge)視線對或(huo)意外的(de)(de)(de)雙星的(de)(de)(de)最壞(huai)的(de)(de)(de)情況下，恒(heng)星的(de)(de)(de)質(zhi)量(liang)各會是(shi)(shi) 150 M⊙。R136a1 最初(chu)是(shi)(shi)質(zhi)量(liang)為 320 M⊙ 的(de)(de)(de)快速旋轉的(de)(de)(de)恒(heng)星，已經燃(ran)燒(shao)了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是使用“PoWR”分析發(fa)現的，光和(he)紫外(wai)光譜和(he)質光關系(xi)的大氣模型，用來假設它(ta)是一個單星。

質量損失

R136a1 正在經受極端(duan)的(de)(de)質量(liang)損(sun)失(shi)，它(ta)的(de)(de)恒星風達到 2600 ± 150 km/s，這是(shi)由于強烈(lie)的(de)(de)電(dian)磁輻射壓和(he)非(fei)常熱(re)的(de)(de)恒星引起(qi)的(de)(de)，其風力(li)要比能保留物(wu)質的(de)(de)重(zhong)(zhong)力(li)更為強烈(lie)。質量(liang)損(sun)失(shi)是(shi)由質量(liang)很大、低表面重(zhong)(zhong)力(li)、高亮度和(he)光球重(zhong)(zhong)元素含量(liang)高引起(qi)的(de)(de)。R136a1 每年失(shi)去(qu) 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的(de)(de)質量(liang)，比太陽(yang)損(sun)失(shi)的(de)(de)速度超過 10^9 倍，預(yu)計自(zi)形(xing)成以來有超過 50 倍太陽(yang)的(de)(de)物(wu)質失(shi)去(qu)。

光度

R136a1 的(de)(de)(de)光(guang)(guang)度(du)約為(wei) 8.71 × 10^6 L⊙，是已知(zhi)最明亮(liang)的(de)(de)(de)恒星(xing)，它的(de)(de)(de)功率相(xiang)當于太陽(yang)的(de)(de)(de) 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的(de)(de)(de)時(shi)間里釋放出的(de)(de)(de)能(neng)量相(xiang)當于太陽(yang)一(yi)年散(san)發的(de)(de)(de)能(neng)量總(zong)和，可見光(guang)(guang)度(du)相(xiang)當于 1.5 × 10^5 L⊙。換句話說，如(ru)果它代替我們太陽(yang)，地球收到的(de)(de)(de)可見光(guang)(guang)強度(du)將會增(zeng)強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的(de)(de)(de)亮(liang)度(du)，其視星(xing)等(deng)是 -8.09 等(deng)，遠(yuan)超過(guo)天狼星(xing)的(de)(de)(de) -1.46 等(deng)。

R136a1給整個劍魚(yu)座 30 區（多達 70 個 O7 矮星(xing)）供應約 7% 的電(dian)離通量。和 R136a2、R136a3 以(yi)及 R136c 在整個 R136 星(xing)團中一共產(chan)生 43% ~ 46% 的萊(lai)曼輻射(she)。

接近愛(ai)丁(ding)頓(dun)(dun)極限的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)大質(zhi)量(liang)(liang)恒(heng)(heng)星，在恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)表面向外輻射的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)壓(ya)力等于恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)引力的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)力量(liang)(liang)。如(ru)果在愛(ai)丁(ding)頓(dun)(dun)限制(zhi)以(yi)上(shang)，一顆恒(heng)(heng)星產生如(ru)此多(duo)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)能量(liang)(liang)，它的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)外層就會(hui)被迅速拋出(chu)。這(zhe)有(you)效地(di)限制(zhi)了恒(heng)(heng)星長時間高光度(du)地(di)閃耀(yao)。經典的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓(dun)(dun)光度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)限制(zhi)不(bu)適用于 R136a1 這(zhe)樣(yang)流體靜力平衡的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星，其(qi)計(ji)算(suan)是(shi)極其(qi)復(fu)雜的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)，且只適用于真正的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星。戴維森 · 漢弗(fu)萊(lai)限制(zhi)已被確定為觀(guan)測到的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)亮度(du)限制(zhi)，但(dan)最近的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)模型試圖(tu)計(ji)算(suan)出(chu)有(you)理論的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)適用于大質(zhi)量(liang)(liang)恒(heng)(heng)星的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)愛(ai)丁(ding)頓(dun)(dun)限制(zhi)。R136a1 的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de)光度(du)是(shi)愛(ai)丁(ding)頓(dun)(dun)光度(du)的(de)(de)(de)(de)(de)(de)(de) 70%。 

溫度

R136a1 已(yi)經(jing)超過 50000 K 的溫(wen)度（56000 K），比太陽要高近 9 倍，是極紫外線輻射峰值。

R136a1 的(de) B-V 色(se)指數約 -0.03，這是(shi)一個(ge)典型(xing)的(de) W 型(xing)恒星的(de)色(se)指數。從哈(ha)勃太空望(wang)遠鏡 WFPC2 336 nm 和 555 nm 的(de)濾波器中得到 U-V 色(se)指數是(shi) -1.28，顯示出這是(shi)一個(ge)非(fei)常熱的(de)恒星，但該數值尚(shang)未(wei)確定。這種“矛盾(dun)”的(de)顏色(se)指標對于“黑(hei)體”來講(jiang)表示星際塵埃引起發紅(hong)和光(guang)度消減。泛紅(hong)（EB-V）可(ke)以估計光(guang)度消減水平（AV）。eb-v進行(xing)測(ce)量后值 0.29 ~ 0.37。由于鄰近恒星 R136a2 導(dao)致 AV 在 1.80 左右，B-V 色(se)指數在 -0.03 左右（B-V0）的(de)光(guang)污染(ran)，所(suo)以具(ju)有相當(dang)的(de)不確定性。

恒星的(de)溫(wen)(wen)(wen)度(du)可以從它近似的(de)顏(yan)色(se)推算(suan)，但這不(bu)(bu)是很準(zhun)(zhun)確，光(guang)譜擬合的(de)大(da)氣(qi)模型是必要的(de)，這樣(yang)才能獲得準(zhun)(zhun)確的(de)溫(wen)(wen)(wen)度(du)。R136a1 的(de) 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的(de)表(biao)面溫(wen)(wen)(wen)度(du)是使(shi)用不(bu)(bu)同(tong)的(de)大(da)氣(qi)模型發(fa)現的(de)。舊的(de)大(da)氣(qi)模型得到(dao)的(de)溫(wen)(wen)(wen)度(du)約(yue) 43000 K，因(yin)此大(da)幅降低預測到(dao)的(de)光(guang)度(du)。恒星的(de)極端溫(wen)(wen)(wen)度(du)的(de)使(shi)其輻射(she)(she)峰(feng)值為 50 nm 左右，近 99% 的(de)輻射(she)(she)發(fa)射(she)(she)到(dao)非可見光(guang)的(de)范圍。 

直徑

R136a1 的(de)(de)直徑非(fei)常(chang)受爭議，但最新數據顯示(shi)它的(de)(de)半徑在 28 ~ 35 R⊙ 之間(jian)。R136a1 的(de)(de)半徑事實上比(bi)畢宿五還小(xiao)。

R136a1的實際半(ban)(ban)徑約(yue)為(wei) 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最大半(ban)(ban)徑的恒星是盾牌座 UY，半(ban)(ban)徑約(yue)為(wei) 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不(bu)像地球或太陽一(yi)樣已經確定了可(ke)見的(de)表(biao)面。恒(heng)(heng)星(xing)的(de)靜水(shui)主體是由一(yi)個(ge)(ge)密(mi)集的(de)大氣層被加速向(xiang)外進入恒(heng)(heng)星(xing)風中，在這恒(heng)(heng)星(xing)風中的(de)一(yi)個(ge)(ge)任意點(dian)被定義(yi)為(wei)測量半(ban)徑的(de)表(biao)面，不(bu)同(tong)的(de)作者可(ke)以(yi)使用不(bu)同(tong)的(de)定義(yi)。例如，一(yi)個(ge)(ge) 2/3 的(de)羅斯(si)蘭光(guang)學深度(du)大約對應(ying)到(dao)一(yi)個(ge)(ge)可(ke)見的(de)表(biao)面，而 20 或 100 羅斯(si)蘭深度(du)更(geng)符合物理光(guang)球。恒(heng)(heng)星(xing)的(de)溫度(du)通常(chang)是在同(tong)一(yi)個(ge)(ge)深度(du)的(de)測量，所以(yi)該(gai)恒(heng)(heng)星(xing)的(de)半(ban)徑和溫度(du)對應(ying)于(yu)恒(heng)(heng)星(xing)光(guang)度(du)。

R136a1 的尺(chi)寸(cun)比(bi)最大(da)的恒(heng)星小得多：紅超巨星的半徑長度(du)(du)是(shi)幾(ji)(ji)百到(dao)一千多倍(bei)太陽，而(er) R136a1 只有幾(ji)(ji)十(shi)倍(bei)。盡管質量很(hen)大(da)并且(qie)尺(chi)寸(cun)不大(da)，R136a1 的密(mi)度(du)(du)卻只有太陽的平均密(mi)度(du)(du)的 10%，約是(shi) 1.4 × 10 kg/m3。

自轉

R136a1 的(de)的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)度不(bu)能被(bei)直(zhi)接(jie)測(ce)量，這是(shi)(shi)因為光(guang)球被(bei)密集的(de)恒星風掩蓋和用(yong)(yong)于測(ce)量旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)多普勒展寬的(de)光(guang)球吸(xi)收線(xian)不(bu)在(zai)光(guang)譜中呈現。在(zai) 2.1 μMNV 的(de)發射線(xian)產(chan)生的(de)風比較深，可(ke)(ke)以用(yong)(yong)來估(gu)計旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)度。在(zai) R136a1 它具有(you)約(yue) 1.5 nm 的(de)寬度，表示(shi)這是(shi)(shi)一個(ge)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)緩慢或(huo)不(bu)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)的(de)恒星，雖然它的(de)磁極可(ke)(ke)能與地球對齊。R136a2 和 R136a3 快速(su)(su)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)，最(zui)接(jie)近進化(hua)模型。R136a1 的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)度約(yue) 200 km/s，并且在(zai)大約(yue) 1.65 × 10^6 年后(hou)赤道的(de)旋(xuan)(xuan)轉(zhuan)(zhuan)速(su)(su)度還(huan)是(shi)(shi)這樣。

現狀

R136a1 依(yi)然還(huan)在(zai)(zai)把(ba)氫(qing)融合成氦(hai)的(de)階(jie)段，主要(yao)是由于在(zai)(zai)高溫核(he)心(xin)的(de) C-N-O 循環。由于它是偽沃爾夫-拉(la)葉星(xing)，所以它仍(reng)然年輕。造成它偽沃爾夫-拉(la)葉星(xing)的(de)光譜的(de)原因是從核(he)心(xin)到(dao)表面的(de)高水平(ping)的(de)氦(hai)氮(dan)致密恒(heng)星(xing)風直(zhi)接(jie)導致了它極(ji)亮的(de)光度。恒(heng)星(xing)超(chao)過(guo) 90% 的(de)部分是對流層(ceng)，只有一個小的(de)非對流層(ceng)在(zai)(zai)表面。

現象質疑

大(da)質(zhi)量(liang)的(de)(de)恒星釋放的(de)(de)能量(liang)也更加巨(ju)大(da)。以手(shou)槍星為(wei)例，它 20 秒內釋放出(chu)的(de)(de)能量(liang)相當于太陽一(yi)年釋放能量(liang)的(de)(de)總和（而 R136a1 只需要(yao) 5 秒）。在(zai)這一(yi)過程中(zhong)，伴隨著質(zhi)量(liang)的(de)(de)迅(xun)速減少。

克勞瑟(se)說：“星(xing)體和人類不一(yi)樣，它(ta)們誕生之初(chu)質量(liang)巨大(da)，年(nian)長后逐漸(jian)變輕。R136a1 已(yi)經是一(yi)顆(ke)中年(nian)星(xing)體，質量(liang)已(yi)大(da)幅減少。”外國媒體 《每日電訊報》說，R136a1 在(zai)短(duan)短(duan) 1.7 × 10^6 年(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。

由于質量迅速(su)損失(shi)，這些“巨無(wu)霸”星體(ti)大多短(duan)命。克勞瑟說(shuo)：“最大的也(ye)就能存(cun)續幾千(qian)萬年。這在天文學上講，非常(chang)短(duan)暫。”

發展

恒星(xing)(xing)(xing)形(xing)(xing)成的(de)(de)(de)吸積分子(zi)云模型可以(yi)預(yu)測(ce)(ce)恒星(xing)(xing)(xing)質(zhi)量的(de)(de)(de)上限(xian)，在 R136a1 這種(zhong)質(zhi)量的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)(xing)可以(yi)形(xing)(xing)成之前，它(ta)的(de)(de)(de)輻射可以(yi)防止進一步增大(da)。最簡單的(de)(de)(de)吸積模型預(yu)測(ce)(ce)金屬(shu)豐度下限(xian)為太陽的(de)(de)(de) 40 倍，但(dan)更復雜(za)的(de)(de)(de)理論允(yun)許質(zhi)量高(gao)好幾倍。通過(guo)實證的(de)(de)(de)約 150 M⊙ 的(de)(de)(de)限(xian)制(zhi)已經被廣泛接受。R136a1 明顯超過(guo)這些限(xian)制(zhi)，從(cong)而可以(yi)導致新的(de)(de)(de)單星(xing)(xing)(xing)吸積發展(zhan)模型有(you)可能去除上限(xian)，但(dan)也有(you)大(da)質(zhi)量恒星(xing)(xing)(xing)合并在一起(qi)形(xing)(xing)成更大(da)質(zhi)量恒星(xing)(xing)(xing)的(de)(de)(de)可能。

作為(wei)吸積形成的(de)(de)(de)單星(xing)，這樣一(yi)(yi)個龐(pang)大的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)的(de)(de)(de)性(xing)質(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)仍然是(shi)不確(que)定的(de)(de)(de)。合成光(guang)譜(pu)表明(ming)，它永遠不會(hui)有(you)一(yi)(yi)個主序星(xing)光(guang)度(du)型(xing)（V），甚至是(shi)一(yi)(yi)個正常 O 型(xing)光(guang)譜(pu)型(xing)都不會(hui)有(you)。接(jie)近(jin)愛丁頓極限的(de)(de)(de)高亮度(du)和(he)強烈的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)風，一(yi)(yi)旦 R136a1 成為(wei)可見的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)，可能會(hui)是(shi) WNxh 類恒(heng)(heng)星(xing)。由于核心的(de)(de)(de)大型(xing)對流和(he)表面的(de)(de)(de)高質(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)(liang)損失，以及它的(de)(de)(de)恒(heng)(heng)星(xing)風產生的(de)(de)(de)特別的(de)(de)(de)沃爾夫(fu)-拉葉光(guang)譜(pu)，氦氣和(he)氮(dan)氣正迅速混合至表面。R136a1 的(de)(de)(de)質(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)(liang)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)經(jing)推算其質(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)(liang)約(yue)為(wei) 150 ~ 200 M⊙，所以 R136a1 比一(yi)(yi)些大質(zhi)(zhi)(zhi)(zhi)量(liang)(liang)主序星(xing)而言要稍(shao)微冷一(yi)(yi)些。

在(zai)核心(xin)的(de)(de)氫燃燒過(guo)程中，氦占的(de)(de)百分比(bi)在(zai)核心(xin)逐(zhu)漸(jian)增(zeng)加(jia)。根據維里定理，這意味著核心(xin)溫(wen)度(du)和壓力將(jiang)增(zeng)加(jia)。這會導致光度(du)增(zeng)加(jia)，所以 R136a1 要稍微比(bi)它形成(cheng)時更(geng)明亮。R136a1 溫(wen)度(du)已略有下降，恒星的(de)(de)外層已經膨(peng)脹，質量也損失的(de)(de)更(geng)快一些。

未來

R136a1 的(de)(de)(de)(de)未來發展(zhan)(zhan)是不確定的(de)(de)(de)(de)，沒有類似的(de)(de)(de)(de)恒(heng)星(xing)以確認預測(ce)。大質量(liang)(liang)恒(heng)星(xing)的(de)(de)(de)(de)演(yan)化(hua)取決于他們損失(shi)的(de)(de)(de)(de)質量(liang)(liang)，不同的(de)(de)(de)(de)演(yan)化(hua)給出不同的(de)(de)(de)(de)結果，沒有一(yi)個完全(quan)匹配(pei)的(de)(de)(de)(de)結果。據認為，WN5h 發展(zhan)(zhan)成高光(guang)度(du)藍(lan)變(bian)星(xing)后，氫在(zai)恒(heng)星(xing)核心(xin)會(hui)變(bian)得(de)枯竭(jie)。這是一(yi)個使恒(heng)星(xing)極(ji)端失(shi)重的(de)(de)(de)(de)重要階(jie)段，在(zai)太陽附近的(de)(de)(de)(de)金屬豐度(du)，這個階(jie)段被稱為無氫沃爾夫-拉葉星(xing)。恒(heng)星(xing)從(cong)核心(xin)到表面的(de)(de)(de)(de)混合足夠強，由于對流核心(xin)非(fei)常大，以及(ji)它(ta)(ta)的(de)(de)(de)(de)金屬豐度(du)很(hen)高和(he)額外的(de)(de)(de)(de)“混合旋(xuan)轉”，可(ke)(ke)以直(zhi)接跳過高光(guang)度(du)藍(lan)變(bian)星(xing)和(he)富氫 WN 與(yu)貧氫的(de)(de)(de)(de) WN 的(de)(de)(de)(de)演(yan)化(hua)。氫聚變(bian)可(ke)(ke)持續 2 × 10^6 年(nian)，而 R136a1 的(de)(de)(de)(de)質量(liang)(liang)在(zai)氫聚變(bian)末期(qi)可(ke)(ke)縮小(xiao)為 200 ~ 215 M⊙。與(yu)富金屬單星(xing)一(yi)樣(yang)，即使它(ta)(ta)開(kai)始旋(xuan)轉很(hen)快，到氫燃(ran)燒結束旋(xuan)轉速度(du)將減慢至(zhi)零左右。

核心的(de)氦聚(ju)變開始后，大氣中的(de)殘留氫迅速(su)丟失(shi)，R136a1 會迅速(su)和無氫恒星一樣，亮度會降(jiang)低。沃爾夫-拉葉星在這(zhe)一點的(de)不同主(zhu)(zhu)(zhu)要是它(ta)們在赫羅圖上的(de)位置為零齡主(zhu)(zhu)(zhu)序(xu)星，類似于主(zhu)(zhu)(zhu)序(xu)星，但比主(zhu)(zhu)(zhu)序(xu)星的(de)溫度高(gao)。

在氦燃(ran)燒過(guo)程中(zhong)，碳和(he)(he)氧會(hui)(hui)積(ji)聚在核心(xin)(xin)，并且恒(heng)星的(de)(de)大(da)量的(de)(de)質(zhi)量損(sun)失(shi)會(hui)(hui)繼續。這(zhe)最終(zhong)導致(zhi)了(le) WC 光譜的(de)(de)發(fa)展，雖然它是富金屬星，但(dan)預計大(da)部分(fen)的(de)(de)氦都在 WN 階(jie)段燃(ran)燒了(le)。在氦燃(ran)燒結束時(shi)，核心(xin)(xin)溫(wen)度(du)的(de)(de)增(zeng)加和(he)(he)質(zhi)量的(de)(de)損(sun)失(shi)會(hui)(hui)導致(zhi)亮度(du)和(he)(he)溫(wen)度(du)驟(zou)增(zeng)，且光譜類型成(cheng)為 WO。接(jie)下來的(de)(de)幾十萬年(nian)將氦融合(he)為更重的(de)(de)元素，但(dan)燃(ran)燒的(de)(de)最后階(jie)段不超過(guo)幾百到幾千年(nian)。R136a1 的(de)(de)質(zhi)量會(hui)(hui)最終(zhong)縮小(xiao)到 180 ~ 220 M⊙ ，這(zhe)種情況與大(da)犬(quan)座 VY 極為相(xiang)似，只不過(guo)光譜略有不同。

超新星爆炸

任何產生碳氧(yang)的恒(heng)星(xing)（C-O）核心比(bi)白(bai)矮(ai)星(xing)的最大(da)質量更(geng)大(da)（約 1.44 M⊙）時，便不可(ke)避免地(di)要在(zai)某個(ge)階段受到核心崩潰(kui)。這(zhe)通常發(fa)生在(zai)一(yi)個(ge)已經產生和(he)融合的鐵核心，不可(ke)以再產生防止核心崩潰(kui)所需的能量，雖然它可(ke)以發(fa)生在(zai)其他(ta)情(qing)況下。

一(yi)個(ge)(ge)質(zhi)量(liang)(liang)(liang)(liang)約 64 ~ 133 M⊙ C-O 核(he)會變得極熱(re)，具有極高能量(liang)(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de) γ 光子(zi)會因相互作用(yong)自己產生(sheng)正負電子(zi)對(dui)。由于正負電子(zi)對(dui)湮(yin)滅時釋放(fang)出的(de)(de)(de)能量(liang)(liang)(liang)(liang)要小于形(xing)成(cheng)(cheng)他們的(de)(de)(de) γ 光子(zi)的(de)(de)(de)能量(liang)(liang)(liang)(liang)，因此能量(liang)(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)損(sun)失(shi)將(jiang)(jiang)導致其(qi)變得極其(qi)不(bu)穩(wen)定(ding)(ding)，最(zui)終核(he)心在(zai)(zai)引力的(de)(de)(de)擠壓(ya)下崩塌(ta)，溫度驟(zou)升引發的(de)(de)(de)核(he)爆轟將(jiang)(jiang)炸毀整個(ge)(ge)星(xing)(xing)體，不(bu)留下一(yi)丁點(dian)殘骸（例如中(zhong)子(zi)星(xing)(xing)，黑洞(dong)），只剩下一(yi)團星(xing)(xing)云，成(cheng)(cheng)為不(bu)穩(wen)定(ding)(ding)對(dui)超新星(xing)(xing)（PISN）。（有時也被(bei)稱(cheng)為一(yi)對(dui)創造(zao)新星(xing)(xing)（PCSN））。一(yi)個(ge)(ge) PISN 通常只產生(sheng)在(zai)(zai)很(hen)低的(de)(de)(de)金屬(shu)豐度的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)，沒有很(hen)大質(zhi)量(liang)(liang)(liang)(liang)的(de)(de)(de)流失(shi)（保證 C-O 核(he)心質(zhi)量(liang)(liang)(liang)(liang)為 64 M⊙ 以上）。這(zhe)也可以發生(sheng)在(zai)(zai)金屬(shu)非常豐富(fu)的(de)(de)(de)恒星(xing)(xing)，但 R136a1 預測(ce)的(de)(de)(de) C-O 核(he)心重量(liang)(liang)(liang)(liang)低于 50 M⊙，所以形(xing)成(cheng)(cheng) PISN 幾率幾乎為零。

鐵芯的(de)(de)(de)崩潰可能會(hui)產生(sheng)超(chao)(chao)新星爆炸，有時會(hui)有一個(ge)伽瑪射(she)線暴(bao)（GRB）。這種超(chao)(chao)新星爆炸的(de)(de)(de)類(lei)型(xing)將是(shi) I 型(xing)，因為(wei)這顆(ke)恒星沒有氫(qing)，Ic 型(xing)是(shi)因為(wei)它(ta)有幾乎(hu)沒有氦。特別(bie)巨大(da)的(de)(de)(de)鐵核心可能會(hui)在爆炸后使整個(ge)恒星崩潰成一個(ge)黑洞，超(chao)(chao)新星的(de)(de)(de)“亞光”會(hui)作(zuo)為(wei)放射(she)性物質 56Ni 落回黑洞。其(qi)他的(de)(de)(de)模型(xing)預測，這樣(yang)一個(ge)大(da)的(de)(de)(de)核心會(hui)產生(sheng)非(fei)常大(da)量(liang)的(de)(de)(de) 56Ni，會(hui)成為(wei)一個(ge)超(chao)(chao)亮的(de)(de)(de)超(chao)(chao)新星。

Ic 型超(chao)新星在具有星球旋(xuan)轉(zhuan)和(he)適(shi)當的(de)質量時可以(yi)就會(hui)產生 GRB。R136a1 預(yu)計在那個時候旋(xuan)轉(zhuan)速度會(hui)接近 0，且核心會(hui)崩潰，所以(yi)能否形成(cheng) GRB 還有很大的(de)爭議。

一(yi)個 Ic 類(lei)型的(de)(de)核(he)心(xin)崩潰(kui)的(de)(de)超新星(xing)究竟會形成(cheng)中子星(xing)還是黑(hei)洞(dong)，取(qu)決于核(he)心(xin)的(de)(de)質量。R136a1 的(de)(de)核(he)心(xin)將遠遠高于中子星(xing)的(de)(de)最大質量，所以(yi)形成(cheng)黑(hei)洞(dong)是不可避免的(de)(de)，并且(qie)質量極(ji)高。