R136a1恒星（富氢沃尔夫-拉叶星）

R136a1恒星

富氢沃尔夫-拉叶星

R136a1是一颗富氢沃尔夫-拉叶星，同时也是在巨大质量恒星列表中已知质量第二大的恒星，质量为太阳的256-315倍，它是地球所在太阳系恒星密度的250倍。（目前人类发现的第一大恒星是位于LMC的BAT99-98，质量为太阳的226倍）。这颗恒星也列名在最亮恒星列表中。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中，是R136超星团中的成员。

R136a1概况

R136a1是一颗蓝特超巨星，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太阳质量。这颗恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太阳的870万倍。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。

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米望远镜才能探测到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度以南，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。

推导过程

正在经受极端的质量损失，它的恒星风达到2600±150公里/秒，这是由于强烈的电磁辐射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5.1×10ˉ？倍太阳质量（3.21×101?千克/秒），比太阳损失的速度超过十亿倍，预计自形成以来有超过50倍太阳的物质失去。

质量损失

正在经受极端的质量损失，它的恒星风达到2600±150公里/秒，这是由于强烈的电磁辐射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5.1×10ˉ？倍太阳质量（3.21×101?千克/秒），比太阳损失的速度超过十亿倍，预计自形成以来有超过50倍太阳的物质失去。

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。另一项研究中分离了R136a1和R136a2为一对，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。高度不平等的双星是可能的，但不会影响R136a1。

和主序星的比较

R136a1是一个高亮度的光谱为wn5h的恒星，在赫罗图的极端左上角位置。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。

光谱为WNh的恒星是仍在燃烧氢核的巨大发光恒星。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碳氮氧循环的产物表面。

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

现有质量为太阳的265倍是从从近红外（K波段）使用相结合的非LTE的谱线复盖“CMFGEN”和“TLUSTY”标准大气层模型发现的。推导模型的星星是wn6h双星NGC3603-A1。在一个视线对或意外的双星的最坏的情况下，星星的质量各会是太阳的150倍。R136a1最初是质量为320倍太阳的快速旋转的恒星，已经燃烧了1700000年。

最低256倍太阳的质量是使用“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。

光度

R136a1的亮度约为8000000倍太阳光度，是已知最明亮的恒星，它在五秒的时间里散发的能量相当于太阳一年散发的能量。如果它代替我们太阳系的太阳，它将是太阳光度的94000倍，从地球上看视星等是-39。在距离10秒差距的亮度，视星等是-7.6，是在地球上看金星亮度的16倍。9/9/2015翻译至此R136a1给整个剑鱼座30区（多达70个O7矮星）供应~7%的电离通量。和r136a2，a3，和C一共产生43%-46%的莱曼连续辐射整个136星团。

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。这有效地限制了星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星星，其计算是极其复杂的，且只适用于真正的星星。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50000K的温度（49700°C；89500°F），比太阳要高近十倍，是极紫外线辐射峰值。R136a1的色指数B-V约0.03，这是一个典型的F型恒星的色指数。从哈勃太空望远镜WFPC2336nm和555nm的滤波器中得到色指数u-v是−1.28，显示出这是一个非常热的恒星。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，由于近邻R136a2导致光污染，所以具有相当的不确定性，导致AV在1.80左右和B-V的-0.30（B-V0）污染。

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。R136a153000K-56000K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45000K，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50nm左右，近99%的辐射发射到非可见光的范围（测得的热辐射修正到−5）。

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2.1µMNV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纳米的宽度，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a3快速旋转，最接近进化模型。R136a1的旋转速度约200公里/秒，并且在1∼1.75百万年后赤道的旋转速度还是这样。

现状R136a1是目前还在把氢融合成氦的阶段，主要是由于在高温核心的碳氧氮循环。尽管它是沃尔夫-拉叶星，但它仍然年轻。造成它沃尔夫—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。它实际上是一个主序星。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。

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40倍太阳，但更复杂的理论允许质量高好几倍。通过实证的约150倍太阳的恒星质量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亮度级（V），甚至是一个正常O型谱都不会有。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，可能会创造一个*(英文版就是“*”）或WNh谱。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“凉爽”，这种金属丰度的温度为56000K的恒星经推算其质量约为150-200倍太阳，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现在要稍微比它形成时更明亮。R136a1现在温度已略有下降，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，WNh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。星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。氢聚变可持续二百万年多，而R136a1的质量在氢聚变末期可缩小为70-80倍太阳。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光谱燃烧了。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的增加，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千年。R136a1的质量会最终缩小到50多倍太阳，周围只有质量为半个太阳左右的氦核心。

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（~1.44米☉）时，遍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倍太阳C-O核会变得那么热，伽马射线会自己产生正负电子对，在核心能量的突然损失将导致其崩溃为不稳定对超新星（PISN），有时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倍太阳以上）。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倍太阳所以PISN是不可能的。

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，超新星的所谓“亚光”会作为放射性物质56Ni落回黑色孔。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GRB是不可能的。

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。

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。” 《每日电讯报》说，R136a1在短短100万年时间内消耗掉20%的质量，现质量相当于265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300万年。这在天文学上讲，非常短暂。”

直径R136a1的直径非常受争议，有网友造假图说是2倍大犬座VY的直径，有的说3200倍太阳半径，还有说7亿公里的。都是错（实际上目前大犬座VY是直径最大，而R136a1是质量最大），实际上把R136a1放在太阳的位置上，其目视直径约为14°25′。太阳则只有0°31′（R136a1光度比太阳强烈966万倍）

R136a1是太阳半径的三十倍左右（21000000公里；13000000英里；约1/7个天文单位），体积比太阳大20000倍。

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倍太阳，而R136a1只有几十倍。尽管质量很大并且尺寸不大，R136a1却只有约1%太阳的平均密度，约是14千克/立方米，这比在海平面的地球大气层的密度超过10倍。

最亮恒星列表R136a1除了是已知最重的恒星外，它还是已知最明亮的恒星，亮度达到740-870万倍太阳亮度。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。

质疑

R136a1惊人的体重也受到科学家质疑。美联社说，在非常遥远的太空，即便高精度的望远镜有时也难以判断发现的究竟是一个“巨无霸”，还是一对距离非常近的双子星。

美国加利福尼亚大学天文学家马克·克鲁姆霍尔茨就质疑说，R136a1可能是双子星。亚利桑那州洛厄尔天文台天文学家菲利普·马西还指出，克劳瑟等人运用科学模型推算星体质量，而模型本身不一定百分百准确。

参考资料

1.宇宙中最大的恒星R136a1·第一星座网