R136a1恒星:富氫沃爾夫-拉葉星-中文百科頻道

R136a1概況

R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恒星列表中已知質量最大的恒星。這顆恒星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265太陽質量。這顆恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太陽的870萬倍。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。

可見度

在夜空中，R136出現在大麥哲倫星雲中的蜘蛛星雲的第十級核心。在1979年需要一個3.6米望遠鏡才能探測到R136的其中一部分——R136a。在R136a中檢測R136a1需要太空望遠鏡或複雜的技術，如自适應光學散斑幹涉。

約南緯20度以南，大麥哲倫星雲在拱極位置，這意味着它可以（至少部分地）每一夜都能看到，如果天氣允許的話。在北半球，它在北緯20度左右南部可見。這不包括北美洲（除墨西哥南部），歐洲，北非和亞洲北部。

推導過程

正在經受極端的質量損失，它的恒星風達到2600±150公裡/秒，這是由于強烈的電磁輻射和非常熱的恒星引起的，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5.1×10ˉ？倍太陽質量（3.21×101?千克/秒），比太陽損失的速度超過十億倍，預計自形成以來有超過50倍太陽的物質失去。

質量損失

是否為雙星

雖然雙星系統中質量很大的恒星是很常見的，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。另一項研究中分離了R136a1和R136a2為一對，而R136a3被确定為是單星。R136a1和R136a2散發的光芒中的軟X射線比例比較高，這并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恒星，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。高度不平等的雙星是可能的，但不會影響R136a1。

和主序星的比較

R136a1是一個高亮度的光譜為wn5h的恒星，在赫羅圖的極端左上角位置。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，氧和少數的矽，但氫線通常弱或不存在。一是WN5星電離氦發射強度大大強于中性氦線的分類基礎，并與N3，N4和N5具有大緻相等的發射強度。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表面占據了40%的質量。

光譜為WNh的恒星是仍在燃燒氫核的巨大發光恒星。發射光譜中産生一個強大的密集的恒星風，高強度的氦、氮水平來自混合對流的碳氮氧循環的産物表面。

R136a1是最巨大的恒星，可能是衆所周知的船底座伊塔星（海山二）、手槍星或牡丹星一倍以上。

現有質量為太陽的265倍是從從近紅外（K波段）使用相結合的非LTE的譜線複蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”标準大氣層模型發現的。推導模型的星星是wn6h雙星NGC3603-A1。在一個視線對或意外的雙星的最壞的情況下，星星的質量各會是太陽的150倍。R136a1最初是質量為320倍太陽的快速旋轉的恒星，已經燃燒了1700000年。

最低256倍太陽的質量是使用“PoWR”分析發現的，光和紫外光譜和質光關系的大氣模型，用來假設它是一個單星。

光度

R136a1的亮度約為8000000倍太陽光度，是已知最明亮的恒星，它在五秒的時間裡散發的能量相當于太陽一年散發的能量。如果它代替我們太陽系的太陽，它将是太陽光度的94000倍，從地球上看視星等是-39。在距離10秒差距的亮度，視星等是-7.6，是在地球上看金星亮度的16倍。9/9/2015翻譯至此R136a1給整個劍魚座30區（多達70個O7矮星）供應~7%的電離通量。和r136a2，a3，和C一共産生43%-46%的萊曼連續輻射整個136星團。

接近愛丁頓極限的大質量恒星，在恒星的表面向外輻射的壓力等于恒星的引力的力量。如果在愛丁頓限制以上，一顆恒星産生如此多的能量，它的外層就會被迅速抛出。這有效地限制了星星長時間高光度地閃耀。經典的愛丁頓光度的限制不适用于R136a1這樣流體靜力平衡的星星，其計算是極其複雜的，且隻适用于真正的星星。戴維森-漢弗萊限制已被确定為觀測到的恒星的亮度限制，但最近的模型試圖計算出有理論的适用于大質量恒星的愛丁頓限制。R136a1的光度是愛丁頓光度的70%。

溫度

R136a1已經超過50000K的溫度（49700°C；89500°F），比太陽要高近十倍，是極紫外線輻射峰值。R136a1的色指數B-V約0.03，這是一個典型的F型恒星的色指數。從哈勃太空望遠鏡WFPC2336nm和555nm的濾波器中得到色指數u-v是−1.28，顯示出這是一個非常熱的恒星。這種“矛盾”的顔色指标對于“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，由于近鄰R136a2導緻光污染，所以具有相當的不确定性，導緻AV在1.80左右和B-V的-0.30（B-V0）污染。

恒星的溫度可以從它近似的顔色推算，但這不是很準确，光譜拟合的大氣模型是必要的，這樣才能獲得準确的溫度。R136a153000K-56000K溫度是使用不同的大氣模型發現的。舊的大氣模型得到的溫度約45000K，因此大幅降低預測到的光度。恒星的極端溫度的使其輻射峰值為50nm左右，近99%的輻射發射到非可見光的範圍（測得的熱輻射修正到−5）。

自轉R136a1的的旋轉速度不能被直接測量，這是因為光球被密集的恒星風掩蓋和用于測量旋轉的多普勒展寬的光球吸收線不在光譜中呈現。在2.1µMNV的發射線産生的風比較深，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恒星，雖然它的磁極可能與地球對齊。R136a2和a3快速旋轉，最接近進化模型。R136a1的旋轉速度約200公裡/秒，并且在1∼1.75百萬年後赤道的旋轉速度還是這樣。

現狀R136a1是目前還在把氫融合成氦的階段，主要是由于在高溫核心的碳氧氮循環。盡管它是沃爾夫-拉葉星，但它仍然年輕。造成它沃爾夫—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恒星風直接導緻了它極亮的光度。它實際上是一個主序星。恒星超過90%的部分是對流層，隻有一個小的非對流層在表面。

發展恒星形成的吸積分子雲模型可以預測恒星質量的上限，在R136a1這種質量的恒星可以形成之前，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豐度下限為40倍太陽，但更複雜的理論允許質量高好幾倍。通過實證的約150倍太陽的恒星質量限制已經被廣泛接受。R136A1明顯超過這些限制，從而可以導緻新的單星吸積發展模型有可能去除上限，但也有大質量恒星合并在一起形成更大質量恒星的可能。

作為吸積形成的單星，這樣一個龐大的恒星的性質仍然是不确定的。合成光譜表明，它永遠不會有一個主序星亮度級（V），甚至是一個正常O型譜都不會有。接近愛丁頓極限的高亮度和強烈的恒星風，一旦R136a1成為可見的恒星，可能會創造一個*(英文版就是“*”）或WNh譜。由于核心的大型對流和表面的高質量損失，以及它的恒星風産生的特别的沃爾夫-拉葉光譜，氦氣和氮氣正迅速混合至表面。R136a1的質量很高，溫度卻“涼爽”，這種金屬豐度的溫度為56000K的恒星經推算其質量約為150-200倍太陽，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，氦占的百分比在核心逐漸增加。根據維裡定理，這意味着核心溫度和壓力将增加。這會導緻光度增加，所以R136a1現在要稍微比它形成時更明亮。R136a1現在溫度已略有下降，恒星的外層已經膨脹，質量也損失的更快一些。

未來R136a1的未來發展是不确定的，沒有類似的恒星以确認預測。大質量恒星的演化取決于他們損失的質量，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，WNh發展成高光度藍變星後，氫在恒星核心會變得枯竭。這是一個使恒星極端失重的重要階段，在太陽附近的金屬豐度，這個階段被稱為無氫沃爾夫拉葉星。星星從核心到表面的混合足夠強，由于對流核心非常大，以及它的金屬豐度很高和額外的“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。氫聚變可持續二百萬年多，而R136a1的質量在氫聚變末期可縮小為70-80倍太陽。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将減慢至零左右。核心的氦聚變開始後，大氣中的殘留氫迅速丢失，R136a1會迅速和無氫恒星一樣，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，類似于主序星，但比主序星的溫度高。

在氦燃燒過程中，碳和氧會積聚在核心，并且恒星的大量的質量損失會繼續。這最終導緻了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光譜燃燒了。在氦燃燒結束時，核心溫度的增加和質量的損失會導緻亮度和溫度的增加，且光譜類型成為WO。接下來的幾十萬年将氦融合為更重的元素，但燃燒的最後階段不超過幾千年。R136a1的質量會最終縮小到50多倍太陽，周圍隻有質量為半個太陽左右的氦核心。

超新星爆炸任何産生碳氧的恒星（C-O）核心比白矮星的最大質量更大（~1.44米☉）時，遍不可避免地要在某個階段受到核心崩潰。這通常發生在一個已經産生和融合的鐵核心，不可以再産生防止核心崩潰所需的能量，雖然它可以發生在其他情況下。

一個質量約64-133倍太陽C-O核會變得那麼熱，伽馬射線會自己産生正負電子對，在核心能量的突然損失将導緻其崩潰為不穩定對超新星（PISN），有時被稱為一對創造新星（PCSN）。一個PISN通常隻産生在很低的金屬豐度的恒星，沒有很大質量的流失（保證C-O核心質量為64倍太陽以上）。這也可以發生在金屬非常豐富的恒星，但R136a1預測的C-O核心重量低于50倍太陽所以PISN是不可能的。

鐵芯的崩潰可能會産生超新星爆炸，有時會有一個伽瑪射線暴（GRB）。這種超新星爆炸的類型将是I型，因為這顆恒星沒有氫，IC型是因為它有幾乎沒有氦。特别巨大的鐵核心可能會在爆炸後使整個恒星崩潰成一個黑洞，超新星的所謂“亞光”會作為放射性物質56Ni落回黑色孔。其他的模型預測，這樣一個大的核心會産生非常大量的56Ni，會成為一個超亮的超新星。

IC型超新星在具有星球旋轉和适當的質量時可以就會産生GRB。R136a1預計在那個時候旋轉速度會接近0，且核心會崩潰，所以GRB是不可能的。

一個IC類型的核心崩潰的超新星究竟會形成中子星還是黑洞，取決于核心的質量。R136a1的核心将遠遠高于中子星的最大質量，所以形成黑洞是不可避免的。

現象質疑大質量的恒星釋放的能量也更加巨大。以手槍星為例，它20秒内釋放出的能量相當于太陽一年釋放能量的總和（而R136a1隻需要5秒）。在這一過程中，伴随着質量的迅速減少。

克勞瑟說：“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。” 《每日電訊報》說，R136a1在短短100萬年時間内消耗掉20%的質量，現質量相當于265個太陽。

由于質量迅速損失，這些“巨無霸”星體大多短命。克勞瑟說：“最大的也就能存續300萬年。這在天文學上講，非常短暫。”

直徑R136a1的直徑非常受争議，有網友造假圖說是2倍大犬座VY的直徑，有的說3200倍太陽半徑，還有說7億公裡的。都是錯（實際上目前大犬座VY是直徑最大，而R136a1是質量最大），實際上把R136a1放在太陽的位置上，其目視直徑約為14°25′。太陽則隻有0°31′（R136a1光度比太陽強烈966萬倍）

R136a1是太陽半徑的三十倍左右（21000000公裡；13000000英裡；約1/7個天文單位），體積比太陽大20000倍。

R136a1不像地球或太陽一樣已經确定了可見的表面。恒星的靜水主體是由一個密集的大氣層被加速向外進入恒星風中，在這恒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。恒星的溫度通常是在同一個深度的測量，所以該恒星的半徑和溫度對應于恒星光度。

R136a1的尺寸比最大的恒星小得多：紅超巨星的半徑長度是幾百到一千倍太陽，而R136a1隻有幾十倍。盡管質量很大并且尺寸不大，R136a1卻隻有約1%太陽的平均密度，約是14千克/立方米，這比在海平面的地球大氣層的密度超過10倍。

最亮恒星列表R136a1除了是已知最重的恒星外，它還是已知最明亮的恒星，亮度達到740-870萬倍太陽亮度。以下是已知前20位最亮的恒星列表，包括著名的海山二，尾宿三等恒星。