R136a1

R136a1 ^[1]  是一顆富氫沃爾夫-拉葉星，同時也是在巨大質量恆星列表中已知質量第二大的恆星，質量為太陽的215倍。 ^[8] 

1960年，一組在比勒陀利亞天文台工作的天文學家對大麥哲倫星雲的亮度和明亮的恆星光譜進行測量。其中蜘蛛星雲中有一個明亮的天體，目錄編號是R136。隨後的觀察表明，該天體——R136位於蜘蛛星雲中靠近一個高亮區的中心，這是一個直接觀測到巨大恆星形成的中心區域。 ^[3] 

1979年，歐洲南方天文台的3.6 m口徑望遠鏡把R136劃分成三部分：R136a（希特勒星），R136b，和R136c。R136a的確切性質尚不清楚，正在進行激烈的討論。估計中央區域的亮度將需要多達100個O型星聚集在0.5 pc的空間裏面，更可能的解釋是有一顆3000倍太陽質量的恆星。 ^[4] 

維格爾特和貝爾在1985年提供R136a星團的第一證明。利用散斑成像，R136a被證明是在1角秒內由8顆星組成的星羣，而R136a1是最明亮的。 ^[5] 

對R136a的性質最終確認在哈勃太空望遠鏡發射之後。它的行星照相機把R136a至少分成12個部分，並且顯示R136裏包含200多個高光度恆星。更先進的第二代廣域和行星相機（WFPC2）在R136a中0.5 pc空間發現超過3000顆恆星，並且對4.7個秒差距半徑內46個巨大的高光度恆星進行研究。 ^[6] 

在2010年，R136a1被公認為是已知的質量最大的恆星和最明亮的恆星之一。以前的估計把亮度低至150萬倍太陽光度。

英國皇家天文學會的幾個重量級人物在他們的月度報告中公佈了這一重大發現。保羅教授幽默地説道：“這簡直是個怪物，可能有很多恆星比它明亮，但是質量卻遠遠不及它。”保羅教授同時説道，雖然這顆恆星如此巨大，但它卻可能只有不到一千萬年的壽命，因為它質量越大，消耗能量的速度就越快。

發現這顆恆星的新聞是在2010年7月發佈的，由英國謝菲爾德大學的天文物理學教授保羅 · 可勞瑟（Paul Crowther）領導的一個小組，使用歐洲南方天文台在智利的極大望遠鏡（VLT）和來自哈勃太空望遠鏡的資料，研究NGC 3603和R136a這兩個星團。R136a的本質被全像的斑點干涉測量解析和發現是一個高密度的星團。這個小組發現其中有些恆星的表面温度高達56000開，超過太陽的7倍，並且光度是太陽的數百萬倍。至少有3顆恆星的質量大約是太陽的150倍。

R136位於大麥哲倫星雲中的蜘蛛星雲靠近中心的區域，視星等為9.5。在1979年需要一台3.6 m口徑望遠鏡才能探測到R136a。而要觀測R136a1，則是需要如“哈勃”一樣的大型空間望遠鏡或更為複雜的技術，如自適應光學或散斑成像等。 ^[5] 

英國謝菲爾德大學天文學家保羅 · 克勞瑟及其帶領的研究小組利用哈勃太空望遠鏡和歐洲南方天文台甚大望遠鏡觀測數據重新計算後發現，R136a1的質量創下紀錄。

英國《每日電訊報》打比方説，如果把R136a1放進太陽系，它相對太陽的亮度就相當於太陽相對月球。

按照愛丁頓極限，恆星質量越大，能發出越多的輻射壓，而過度的輻射壓力，也將使恆星不穩定。質量超過50倍太陽質量的恆星，不可能穩定。人們普遍認為，150倍太陽質量是愛丁頓極限可達上限。克勞瑟認為，R136a1逼近極限，“這一新紀錄不可能在短時間內打破”。不過R136a1正受到強烈宇宙風暴的侵蝕，其質量正逐步減少。

雖然雙星系統中質量很大的恆星是很常見的，但R136a1似乎是一個單星，沒有大量的證據顯示有第二顆星。

錢德拉天文台使用X射線檢測R136。R136a 和R136c都能夠清楚地檢測到，但R136a的謎團無法解決。另一項研究中否定了R136a1和R136a2為雙星，而R136a3被確定為是單星。R136a1和R136a2散發的光芒中的軟X射線比例比較高，這並不表明他們是一對雙星。

快速多普勒徑向速度的變化可以檢測一對在一個封閉的軌道相同質量的恆星，但這不能實現在R136a1的光譜。一個高軌道傾角，一個更遙遠的雙星，或有一個機會讓遙遠的星星圍繞它進行公轉不能完全排除，但被認為是不可能的。質量相差懸殊的雙星是可能的，但不會影響R136a1。

R136a1是一個高亮度的富氫沃爾夫-拉葉星 ^[1]  ，在赫羅圖的最左上角位置。普通沃爾夫-拉葉星是因強烈的發射線和O型星所區分。這包括離子氮，氦，碳，氧和少數的硅，但氫線通常弱或不存在。一是WN5星電離氦發射強度大大強於中性氦線的分類基礎，並與N3，N4 和N5具有大致相等的發射強度。在光譜類型中的“氫”表示顯着的氫發射光譜，正因這個，天文學家才計算出氫在R136a1表面佔據了40%的質量。

嚴格意義上講，富氫沃爾夫-拉葉星並非純正的沃爾夫-拉葉星，它甚至還沒有把核心的氫燒完，因此光譜中會帶有強烈的氫發射線。此類恆星由於恆星內部的對流或是其他一些原因（比如恆星間的合併），原本深藏於核心的氮元素被拋到表面來，於是造成了這種假象，故也被稱為“偽沃爾夫-拉葉星”。實際上真正的沃爾夫-拉葉星在暴露出碳、氮、氧層時，其外部的氫早就被恆星風拋掉了，大氣中氫的含量極少（這類恆星也是Ib、Ic型超新星的來源）。

光譜為WNxh的恆星是仍在燃燒氫核的偽沃爾夫-拉葉星，實質上更像是主序星。發射光譜中產生一個強大的密集的恆星風，高強度的氦、氮水平來自混合對流的CNO循環的產物表面。

R136a1是已知質量最大的恆星，可能是眾所周知的船底座η星（海山二）、手槍星或牡丹星一倍以上。

舊數據315倍太陽質量是從近紅外（K 波段）使用相結合的非LTE的譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標準大氣層模型發現的。推導模型的恆星是WN6h雙星NGC 3603-A1。在一個視線對或意外的雙星的最壞的情況下，恆星的質量各會是150倍太陽質量。R136a1最初是質量為320倍太陽質量的快速旋轉的恆星，已經燃燒了170萬年。

R136a1正在經受極端的質量損失，它的恆星風達到2600±150千米/秒，這是由於強烈的電磁輻射壓和非常熱的恆星引起的，其風力要比能保留物質的重力更為強烈。質量損失是由質量很大、低表面重力、高亮度和光球重元素含量高引起的。R136a1每年失去1.6×10^-4個太陽（3.21×10¹⁸千克/秒）的質量，比太陽損失的速度快10億倍，預計自形成以來有超過35倍太陽質量的物質失去。 ^[7] 

R136a1的熱光度約為616.6萬倍太陽光度，是已知光度最高的恆星之一，它的功率相當於太陽的600萬倍，5秒的時間裏釋放出的能量相當於太陽一年散發的能量，可見光度相當於太陽的16.4萬倍。換句話説，如果它代替我們太陽，死亡區域至少要擴散到3AU的地方，進入這裏的星球不能穩定存在，適居行星軌道遠達0.032光年

R136a1給整個劍魚座30區（多達70個 O7 矮星）供應約7%的電離通量。和R136a2、R136a3以及R136c在整個R136星團中一共產生43%~46%的萊曼輻射。

接近愛丁頓極限的大質量恆星，在恆星的表面向外輻射的壓力等於恆星的引力。如果在愛丁頓限制以上，一顆恆星產生如此多的能量，它的外層就會被迅速拋出。這有效地限制了恆星長時間高光度地發光。經典的愛丁頓光度的限制不適用於R136a1這樣非流體靜力平衡的恆星，對於真實的恆星其計算極其複雜。經典戴維森 · 漢弗萊極限已被確定為觀測到的恆星的亮度限制，但最近的模型試圖計算出有理論的適用於大質量恆星的愛丁頓限制。R136a1的光度是愛丁頓光度的70%。

R136a1已經超過56000K温度，比太陽要高近8倍，是極紫外線輻射峯值。

R136a1的B-V色指數約0.03，這是一個典型的F型恆星的色指數。從哈勃太空望遠鏡WFPC2 336納米和555納米的濾波器中得到U-V色指數是-1.28，顯示出這是一個非常熱的恆星，但該數值尚未確定。這種“矛盾”的顏色指標對於“黑體”來講表示星際塵埃引起發紅和光度消減。泛紅（EB-V）可以估計光度消減水平（Av）。eb-v進行測量後值0.29 ~ 0.37。由於鄰近恆星R136a2導致Av在1.80左右，B-V色指數在0.03左右（B-V0）的光污染，所以具有相當的不確定性。

恆星的温度可以從它近似的顏色推算，但這不是很準確，光譜擬合的大氣模型是必要的，這樣才能獲得準確的温度。R136a1的53000±3000開的表面温度是使用不同的大氣模型發現的。舊的大氣模型得到的温度約43000開，因此大幅降低預測到的光度。恆星的極端温度的使其輻射峯值為50 nm左右，近99%的輻射發射到非可見光的範圍。

R136a1的直徑非常受爭議，但最新數據顯示它的半徑約為太陽的39.2倍。比畢宿五還小。而已知最大半徑的恆星是紅超巨星史蒂文森2-18，半徑約為2150倍太陽半徑。

R136a1不像地球或太陽一樣已經確定了可見的表面。恆星的靜水主體是由一個密集的大氣層被加速向外進入恆星風中，在這恆星風中的一個任意點被定義為測量半徑的表面，不同的作者可以使用不同的定義。例如，一個2/3 的羅斯蘭光學深度大約對應到一個可見的表面，而20或100羅斯蘭深度更符合物理光球。恆星的温度通常是在同一個深度的測量，所以該恆星的半徑和温度對應於恆星光度。

R136a1的尺寸比最大的恆星小得多：紅超巨星的半徑長度是幾百到一千多倍太陽，而R136a1只有幾十倍。儘管質量很大並且尺寸不大R136a1的密度卻只有太陽的平均密度的 1%，約14千克/立方米。

R136a1的的旋轉速度不能被直接測量，這是因為光球被密集的恆星風掩蓋和用於測量旋轉的多普勒展寬的光球吸收線不在光譜中呈現。在2.1 µMNV的發射線產生的風比較深，可以用來估計旋轉速度。在R136a1它具有約1.5納米的寬度，表示這是一個旋轉緩慢或不旋轉的恆星，雖然它的磁極可能與地球對齊。R136a2和R136a3快速旋轉，最接近進化模型。R136a1的旋轉速度約200千米/秒，並且在大約165萬年後赤道的旋轉速度還是這樣。

R136a1依然還在把氫融合成氦的階段，主要是由於在高温核心的CNO（碳氮氧）循環。由於它是富氫型沃爾夫-拉葉星，所以它仍然年輕。造成它是富氫型沃爾夫-拉葉星的光譜的原因是從核心到表面的高水平的氦氮緻密恆星風直接導致了它極亮的光度。恆星超過90%的部分是對流層，只有一個小的非對流層在表面。

大質量的恆星釋放的能量也更加巨大。以手槍星為例，它20秒內釋放出的能量相當於太陽一年釋放能量的總和（而R136a1只需4-5秒）。在這一過程中，伴隨着質量的迅速減少。

克勞瑟説：“星體和人類不一樣，它們誕生之初質量巨大，年長後逐漸變輕。R136a1已經是一顆中年星體，質量已大幅減少。”外國媒體 《每日電訊報》説，R136a1在短短170萬年時間內消耗掉20%的質量，現質量相當於265個太陽。

由於質量迅速損失，這些“巨無霸”星體大多短命。克勞瑟説：“最大的也就能存續幾千萬年。這在天文學上講，非常短暫。”

恆星形成的吸積分子云模型可以預測恆星質量的上限，在R136a1這種質量的恆星可以形成之前，它的輻射可以防止進一步增大。最簡單的吸積模型預測金屬丰度下限為太陽的40倍，但更復雜的理論允許質量高好幾倍。通過實證的約150倍太陽質量的限制已經被廣泛接受。R136a1明顯超過這些限制，從而可以導致新的單星吸積發展模型有可能去除上限，但也有大質量恆星合併在一起形成更大質量恆星的可能。

作為吸積形成的單星，這樣一個龐大的恆星的性質仍然是不確定的。合成光譜表明，它永遠不會有一個主序星光度型（V），甚至是一個正常O型光譜型都不會有。接近愛丁頓極限的高亮度和強烈的恆星風，一旦R136a1成為可見的恆星，可能會是WNxh類恆星。由於核心的大型對流和表面的高質量損失，以及它的恆星風產生的特別的沃爾夫-拉葉光譜，氦氣和氮氣正迅速混合至表面。R136a1的質量很高，温度卻很“涼爽”，這種金屬丰度的温度為56000開的恆星經推算其質量約為太陽的150~200倍，所以R136a1比一些大質量主序星而言要稍微冷一些。

在核心的氫燃燒過程中，氦佔的百分比在核心逐漸增加。根據維裏定理，這意味着核心温度和壓力將增加。這會導致光度增加，所以R136a1要稍微比它形成時更明亮。R136a1温度已略有下降，恆星的外層已經膨脹，質量也損失的更快一些。

R136a1的未來發展是不確定的，沒有類似的恆星以確認預測。大質量恆星的演化取決於他們損失的質量，不同的演化給出不同的結果，沒有一個完全匹配的結果。據認為，WN5h發展成高光度藍變星後，氫在恆星核心會變得枯竭。這是一個使恆星極端失重的重要階段，在太陽附近的金屬丰度，這個階段被稱為無氫沃爾夫-拉葉星。恆星從核心到表面的混合足夠強，由於對流核心非常大，以及它的金屬丰度很高和額外的“混合旋轉”，可以直接跳過高光度藍變星和富氫WN與貧氫的WN的演化。氫聚變可持續大約200萬年，而R136a1的質量在氫聚變末期可縮小為大約200多倍太陽質量。與富金屬單星一樣，即使它開始旋轉很快，到氫燃燒結束旋轉速度將減慢至零左右。

核心的氦聚變開始後，大氣中的殘留氫迅速丟失，R136a1會迅速和無氫恆星一樣，亮度會降低。沃爾夫-拉葉星在這一點的不同主要是它們在赫羅圖上的位置為零齡主序星，類似於主序星，但比主序星的温度高。

在氦燃燒過程中，碳和氧會積聚在核心，並且恆星的大量的質量損失會繼續。這最終導致了WC光譜的發展，雖然它是富金屬星，但預計大部分的氦都在WN階段燃燒了。在氦燃燒結束時，核心温度的增加和質量的損失會導致亮度和温度驟增，且光譜類型成為WO。到最後預計會以Ic型超新星爆發的形式，結束自己的一生，並留下一個黑洞。

R136a1亮度是太陽的617萬倍（最亮的恆星世界紀錄）。 ^[10]