R136a1

R136a1是一颗沃尔夫-拉叶星（严格意义上讲，类别为 WNxh 的恒星不属于真正的沃尔夫-拉叶星），是目前在巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。这颗恒星的质量是由谢菲尔德大学的天文学家测量的，估计是 265 ~ 315 M⊙。这颗恒星也列名在最亮恒星列表中，光度是太阳的 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中，是靠近剑鱼座 30 复合体的 R136 超星团中的成员。

发现

1960 年，一组在比勒陀利亚天文台工作的天文学家对大麦哲伦星云的亮度和明亮的恒星光谱进行测量。其中目录编号是 R136 的蜘蛛星云中有一个明亮的物体。随后的观察表明，这个物体——R136 位于一个高亮区的中心，这是一个直接观测到的巨大的恒星形成中心。

1979 年，欧洲南方天文台的 3.6 m 口径望远镜把 R136 划分成三部分：R136a，R136b，和 R136c。R136a 的确切性质尚不清楚，正在进行激烈的讨论。估计中央区域的亮度将需要多达 100 个 O 型星聚集在 0.5 pc 的空间里面，更可能的解释是有一颗 3000 M⊙ 的恒星。

维格尔特和贝尔在 1985 年提供 R136a 星团的第一证明。利用散斑干涉技术，R136a 被证明是在 1 角秒内由 8 颗星组成的星群，而 R136a1 是最明亮的。

对 R136a 的性质最终确认在哈勃太空望远镜发射之后。它的行星照相机把 R136a 至少分成 12 部分，并且显示 R136 里包含 200 多个高光度恒星。更先进的 WFPC2 在 0.5 pc 空间的 R136a 中发现超过 3000 颗恒星并且对 4.7 pc 半径内 46 个巨大的发光恒星进行研究。

在 2010 年，R136a1 被公认为质量最大和最明亮的恒星。以前的估计把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

英国皇家天文学会的几个重量级人物在他们的月度报告中公布了这一重大发现。保罗教授幽默地说道：“这简直是个怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是质量却远远不及它。”

保罗教授同时说道，虽然这颗恒星如此巨大，但它却可能只有不到一千万年的寿命，因为它质量越大，消耗能量的速度就越快。

发现这颗恒星的新闻是在 2010 年 7 月发布的，由英国谢菲尔德大学的天文物理学教授保罗 · 可劳瑟（Paul Crowther）领导的一个小组，使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜（VLT），和来自哈勃太空望远镜的资料，研究 NGC 3603 和 R136a 这两个星团。R136a 曾经被认为是拥有质量高达 1000 ~ 3000 M⊙ 的超大质量天体。R136a 的本质被全像的斑点干涉测量解析和发现是一个高密度的星团。这个小组发现其中有些恒星的表面温度高达 56000 K，超过太阳的 7 倍，并且光度是太阳的数百万倍。至少有 3 颗恒星的质量大约是 150 M⊙。

可见度

在夜空中，R136出现在大麦哲伦星云中的蜘蛛星云的第十级核心。在 1979 年需要一个 3.6 m 口径望远镜才能探测到 R136 的其中一部分：R136a。在 R136a 中检测 R136a1 需要太空望远镜或复杂的技术，如自适应光学散斑干涉。

约南纬 20 ° 以南，大麦哲伦星云在拱极位置，这意味着它可以（至少部分地）每一夜都能看到，如果天气允许的话。在北半球，它在北纬 20 度左右南部可见。这不包括北美洲（除墨西哥南部），欧洲，北非和亚洲北部。

认识

英国谢菲尔德大学天文学家保罗 · 克劳瑟及其带领的研究小组利用哈勃太空望远镜和欧洲南方天文台甚大望远镜观测数据重新计算后发现，大麦哲伦星系蜘蛛星云内代号为 R136a1 的恒星“质量"创下纪录。

英国《每日电讯报》打比方说，如果把 R136a1 放进太阳系，它相对太阳的亮度就相当于太阳相对月球。

按照埃丁顿极限，星体质量越大，能发出越多的辐射压，而过度的辐射压力，也将使星体不稳定。质量超过 50 M⊙的星体，不可能稳定。人们普遍认为，150 M⊙ 是爱丁顿极限可达上限。克劳瑟认为，R136a1 逼近极限，“这一新纪录不可能在短时间内打破”。不过 R136a1 正受到强烈宇宙风暴的侵蚀，其质量正逐步减少。

是否为双星

虽然双星系统中质量很大的恒星是很常见的，但 R136a1 似乎是一个单星，没有大量的证据显示有第二颗星。

钱德拉天文台使用 X 射线检测 R136。R136a 和 R136c 都能够清楚地检测到，但 R136a 的谜团无法解决。另一项研究中否定了 R136a1 和 R136a2 为双星，而 R136a3 被确定为是单星。R136a1 和 R136a2 散发的光芒中的软 X 射线比例比较高，这并不表明他们是一对双星。

快速多普勒径向速度的变化可以检测一对在一个封闭的轨道相同质量的恒星，但这不能实现在 R136a1 的光谱。一个高轨道倾角，一个更遥远的双星，或有一个机会让遥远的星星围绕它进行公转不能完全

排除，但被认为是不可能的。质量相差悬殊的双星是可能的，但不会影响 R136a1。

和主序星的比较

R136a1 是一个高亮度的沃尔夫-拉叶星，在赫罗图的极端左上角位置。普通沃尔夫-拉叶星是因强烈的发射线和 O 型星所区分。这包括离子氮，氦，碳，氧和少数的硅，但氢线通常弱或不存在。一是 WN5 星电离氦发射强度大大强于中性氦线的分类基础，并与 N3，N4 和 N5 具有大致相等的发射强度。在光谱类型中的“氢”表示显着的氢发射光谱，正因这个，天文学家才计算出氢在 R136a1 表面占据了 40% 的质量。

严格意义上讲，R136a1 并非真正的沃尔夫-拉叶星。它甚至还没有把核心的氢烧完。因此光谱中会带有强烈的氢发射线。此类恒星由于恒星内部的对流或是其他一些原因（比如恒星间的合并），原本深藏于核心的氮元素被抛到表面来，于是造成了这种假象，故被称为“伪沃尔夫-拉叶星”。实际上真正的沃尔夫-拉叶星在暴露出碳、氮、氧层时，其内部的氢早就被恒星风抛掉了，大气中氢的含量极少（这类恒星也是 Ib、Ic 型超新星的来源）。

光谱为 WN5h 的恒星是仍在燃烧氢核的伪沃尔夫-拉叶星。发射光谱中产生一个强大的密集的恒星风，高强度的氦、氮水平来自混合对流的 C-N-O 循环的产物表面。

R136a1 是目前已知质量最大的恒星，可能是众所周知的船底座 η 星（海山二）、手枪星或牡丹星一倍以上。

现有质量为太阳质量 265 ~ 315 倍是从近红外（K 波段）使用相结合的非 LTE 的谱线覆盖“CMFGEN”和“TLUSTY”标准大气层模型发现的。推导模型的恒星是 WN6h 双星 NGC 3603-A1。在一个视线对或意外的双星的最坏的情况下，恒星的质量各会是 150 M⊙。R136a1 最初是质量为 320 M⊙ 的快速旋转的恒星，已经燃烧了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙是使用“PoWR”分析发现的，光和紫外光谱和质光关系的大气模型，用来假设它是一个单星。

质量损失

R136a1 正在经受极端的质量损失，它的恒星风达到 2600 ± 150 km/s，这是由于强烈的电磁辐射压和非常热的恒星引起的，其风力要比能保留物质的重力更为强烈。质量损失是由质量很大、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 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的质量，比太阳损失的速度超过 10^9 倍，预计自形成以来有超过 50 倍太阳的物质失去。

光度

R136a1 的光度约为 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明亮的恒星，它的功率相当于太阳的 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的时间里释放出的能量相当于太阳一年散发的能量总和，可见光度相当于 1.5 × 10^5 L⊙。换句话说，如果它代替我们太阳，地球收到的可见光强度将会增强 1.5 × 10^5 倍。在距离 10 pc 的亮度，其视星等是 -8.09 等，远超过天狼星的 -1.46 等。

R136a1给整个剑鱼座 30 区（多达 70 个 O7 矮星）供应约 7% 的电离通量。和 R136a2、R136a3 以及 R136c 在整个 R136 星团中一共产生 43% ~ 46% 的莱曼辐射。

接近爱丁顿极限的大质量恒星，在恒星的表面向外辐射的压力等于恒星的引力的力量。如果在爱丁顿限制以上，一颗恒星产生如此多的能量，它的外层就会被迅速抛出。这有效地限制了恒星长时间高光度地闪耀。经典的爱丁顿光度的限制不适用于 R136a1 这样流体静力平衡的恒星，其计算是极其复杂的，且只适用于真正的恒星。戴维森 · 汉弗莱限制已被确定为观测到的恒星的亮度限制，但最近的模型试图计算出有理论的适用于大质量恒星的爱丁顿限制。R136a1 的光度是爱丁顿光度的 70%。 

温度

R136a1 已经超过 50000 K 的温度（56000 K），比太阳要高近 9 倍，是极紫外线辐射峰值。

R136a1 的 B-V 色指数约 -0.03，这是一个典型的 W 型恒星的色指数。从哈勃太空望远镜 WFPC2 336 nm 和 555 nm 的滤波器中得到 U-V 色指数是 -1.28，显示出这是一个非常热的恒星，但该数值尚未确定。这种“矛盾”的颜色指标对于“黑体”来讲表示星际尘埃引起发红和光度消减。泛红（EB-V）可以估计光度消减水平（AV）。eb-v进行测量后值 0.29 ~ 0.37。由于邻近恒星 R136a2 导致 AV 在 1.80 左右，B-V 色指数在 -0.03 左右（B-V0）的光污染，所以具有相当的不确定性。

恒星的温度可以从它近似的颜色推算，但这不是很准确，光谱拟合的大气模型是必要的，这样才能获得准确的温度。R136a1 的 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的表面温度是使用不同的大气模型发现的。旧的大气模型得到的温度约 43000 K，因此大幅降低预测到的光度。恒星的极端温度的使其辐射峰值为 50 nm 左右，近 99% 的辐射发射到非可见光的范围。 

直径

R136a1 的直径非常受争议，但最新数据显示它的半径在 28 ~ 35 R⊙ 之间。R136a1 的半径事实上比毕宿五还小。

R136a1的实际半径约为 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最大半径的恒星是盾牌座 UY，半径约为 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不像地球或太阳一样已经确定了可见的表面。恒星的静水主体是由一个密集的大气层被加速向外进入恒星风中，在这恒星风中的一个任意点被定义为测量半径的表面，不同的作者可以使用不同的定义。例如，一个 2/3 的罗斯兰光学深度大约对应到一个可见的表面，而 20 或 100 罗斯兰深度更符合物理光球。恒星的温度通常是在同一个深度的测量，所以该恒星的半径和温度对应于恒星光度。

R136a1 的尺寸比最大的恒星小得多：红超巨星的半径长度是几百到一千多倍太阳，而 R136a1 只有几十倍。尽管质量很大并且尺寸不大，R136a1 的密度却只有太阳的平均密度的 10%，约是 1.4 × 10 kg/m³。

自转

R136a1 的的旋转速度不能被直接测量，这是因为光球被密集的恒星风掩盖和用于测量旋转的多普勒展宽的光球吸收线不在光谱中呈现。在 2.1 µMNV 的发射线产生的风比较深，可以用来估计旋转速度。在 R136a1 它具有约 1.5 nm 的宽度，表示这是一个旋转缓慢或不旋转的恒星，虽然它的磁极可能与地球对齐。R136a2 和 R136a3 快速旋转，最接近进化模型。R136a1 的旋转速度约 200 km/s，并且在大约 1.65 × 10^6 年后赤道的旋转速度还是这样。

现状

R136a1 依然还在把氢融合成氦的阶段，主要是由于在高温核心的 C-N-O 循环。由于它是伪沃尔夫-拉叶星，所以它仍然年轻。造成它伪沃尔夫-拉叶星的光谱的原因是从核心到表面的高水平的氦氮致密恒星风直接导致了它极亮的光度。恒星超过 90% 的部分是对流层，只有一个小的非对流层在表面。

现象质疑

大质量的恒星释放的能量也更加巨大。以手枪星为例，它 20 秒内释放出的能量相当于太阳一年释放能量的总和（而 R136a1 只需要 5 秒）。在这一过程中，伴随着质量的迅速减少。

克劳瑟说：“星体和人类不一样，它们诞生之初质量巨大，年长后逐渐变轻。R136a1 已经是一颗中年星体，质量已大幅减少。”外国媒体 《每日电讯报》说，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年时间内消耗掉 20% 的质量，现质量相当于 265 ~ 315 个太阳。

由于质量迅速损失，这些“巨无霸”星体大多短命。克劳瑟说：“最大的也就能存续几千万年。这在天文学上讲，非常短暂。”

发展

恒星形成的吸积分子云模型可以预测恒星质量的上限，在 R136a1 这种质量的恒星可以形成之前，它的辐射可以防止进一步增大。最简单的吸积模型预测金属丰度下限为太阳的 40 倍，但更复杂的理论允许质量高好几倍。通过实证的约 150 M⊙ 的限制已经被广泛接受。R136a1 明显超过这些限制，从而可以导致新的单星吸积发展模型有可能去除上限，但也有大质量恒星合并在一起形成更大质量恒星的可能。

作为吸积形成的单星，这样一个庞大的恒星的性质仍然是不确定的。合成光谱表明，它永远不会有一个主序星光度型（V），甚至是一个正常 O 型光谱型都不会有。接近爱丁顿极限的高亮度和强烈的恒星风，一旦 R136a1 成为可见的恒星，可能会是 WNxh 类恒星。由于核心的大型对流和表面的高质量损失，以及它的恒星风产生的特别的沃尔夫-拉叶光谱，氦气和氮气正迅速混合至表面。R136a1 的质量很高，温度却很“凉爽”，这种金属丰度的温度为 5.6 × 10^4 K 的恒星经推算其质量约为 150 ~ 200 M⊙，所以 R136a1 比一些大质量主序星而言要稍微冷一些。

在核心的氢燃烧过程中，氦占的百分比在核心逐渐增加。根据维里定理，这意味着核心温度和压力将增加。这会导致光度增加，所以 R136a1 要稍微比它形成时更明亮。R136a1 温度已略有下降，恒星的外层已经膨胀，质量也损失的更快一些。

未来

R136a1 的未来发展是不确定的，没有类似的恒星以确认预测。大质量恒星的演化取决于他们损失的质量，不同的演化给出不同的结果，没有一个完全匹配的结果。据认为，WN5h 发展成高光度蓝变星后，氢在恒星核心会变得枯竭。这是一个使恒星极端失重的重要阶段，在太阳附近的金属丰度，这个阶段被称为无氢沃尔夫-拉叶星。恒星从核心到表面的混合足够强，由于对流核心非常大，以及它的金属丰度很高和额外的“混合旋转”，可以直接跳过高光度蓝变星和富氢 WN 与贫氢的 WN 的演化。氢聚变可持续 2 × 10^6 年，而 R136a1 的质量在氢聚变末期可缩小为 200 ~ 215 M⊙。与富金属单星一样，即使它开始旋转很快，到氢燃烧结束旋转速度将减慢至零左右。

核心的氦聚变开始后，大气中的残留氢迅速丢失，R136a1 会迅速和无氢恒星一样，亮度会降低。沃尔夫-拉叶星在这一点的不同主要是它们在赫罗图上的位置为零龄主序星，类似于主序星，但比主序星的温度高。

在氦燃烧过程中，碳和氧会积聚在核心，并且恒星的大量的质量损失会继续。这最终导致了 WC 光谱的发展，虽然它是富金属星，但预计大部分的氦都在 WN 阶段燃烧了。在氦燃烧结束时，核心温度的增加和质量的损失会导致亮度和温度骤增，且光谱类型成为 WO。接下来的几十万年将氦融合为更重的元素，但燃烧的最后阶段不超过几百到几千年。R136a1 的质量会最终缩小到 180 ~ 220 M⊙ ，这种情况与大犬座 VY 极为相似，只不过光谱略有不同。

超新星爆炸

任何产生碳氧的恒星（C-O）核心比白矮星的最大质量更大（约 1.44 M⊙）时，便不可避免地要在某个阶段受到核心崩溃。这通常发生在一个已经产生和融合的铁核心，不可以再产生防止核心崩溃所需的能量，虽然它可以发生在其他情况下。

一个质量约 64 ~ 133 M⊙ C-O 核会变得极热，具有极高能量的 γ 光子会因相互作用自己产生正负电子对。由于正负电子对湮灭时释放出的能量要小于形成他们的 γ 光子的能量，因此能量的损失将导致其变得极其不稳定，最终核心在引力的挤压下崩塌，温度骤升引发的核爆轰将炸毁整个星体，不留下一丁点残骸（例如中子星，黑洞），只剩下一团星云，成为不稳定对超新星（PISN）。（有时也被称为一对创造新星（PCSN））。一个 PISN 通常只产生在很低的金属丰度的恒星，没有很大质量的流失（保证 C-O 核心质量为 64 M⊙ 以上）。这也可以发生在金属非常丰富的恒星，但 R136a1 预测的 C-O 核心重量低于 50 M⊙，所以形成 PISN 几率几乎为零。

铁芯的崩溃可能会产生超新星爆炸，有时会有一个伽玛射线暴（GRB）。这种超新星爆炸的类型将是 I 型，因为这颗恒星没有氢，Ic 型是因为它有几乎没有氦。特别巨大的铁核心可能会在爆炸后使整个恒星崩溃成一个黑洞，超新星的“亚光”会作为放射性物质 56Ni 落回黑洞。其他的模型预测，这样一个大的核心会产生非常大量的 56Ni，会成为一个超亮的超新星。

Ic 型超新星在具有星球旋转和适当的质量时可以就会产生 GRB。R136a1 预计在那个时候旋转速度会接近 0，且核心会崩溃，所以能否形成 GRB 还有很大的争议。

一个 Ic 类型的核心崩溃的超新星究竟会形成中子星还是黑洞，取决于核心的质量。R136a1 的核心将远远高于中子星的最大质量，所以形成黑洞是不可避免的，并且质量极高。