基本介紹
- 中文名：R136a1
- 外文名：R136a1
- 別稱：RMC136a1
- 分類：沃爾夫-拉葉星
- 質量：256 ~ 315 M☉
- 平均密度：1.4 × 10 kg/m3
- 直徑：28.8 ~ 35.4 D☉
- 表面溫度：53000 ± 3000 K
- 視星等：+12.23
- 絕對星等：-8.09
- 赤經：5h 38m 42.39s
- 赤緯：−69° 06′ 02.91″
- 距地距離：1.63 × 10^5 ly（4.997 × 10^4 pc）
- 光譜型：WN5h
- B-V 色指數：-0.03
- 光度：8.71 × 10^6 L☉
發現,可見度,認識,是否為雙星,和主序星的比較,質量損失,溫度,直徑,自轉,現狀,現象質疑,發展,未來,超新星爆炸,
發現
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。其中目錄編號是 R136 的蜘蛛星雲中有一個明亮的物體。隨後的觀察表明，這個物體——R136 位於一個高亮區的中心，這是一個直接觀測到的巨大的恆星形成中心。
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，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 的空間裡面，更可能的解釋是有一顆 3000 M⊙ 的恆星。
維格爾特和貝爾在 1985 年提供 R136a 星團的第一證明。利用散斑干涉技術，R136a 被證明是在 1 角秒內由 8 顆星組成的星群，而 R136a1 是最明亮的。
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 部分，並且顯示 R136 里包含 200 多個高光度恆星。更先進的 WFPC2 在 0.5 pc 空間的 R136a 中發現超過 3000 顆恆星並且對 4.7 pc 半徑內 46 個巨大的發光恆星進行研究。
在 2010 年，R136a1 被公認為質量最大和最明亮的恆星。以前的估計把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。
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布了這一重大發現。保羅教授幽默地說道：“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。”保羅教授同時說道，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。
在星雲中的R136a1特超巨星
在星雲中的R136a1特超巨星發現這顆恆星的新聞是在 2010 年 7 月發布的，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甚大望遠鏡（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 曾經被認為是擁有質量高達 1000 ~ 3000 M⊙ 的超大質量天體。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溫度高達 56000 K，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 150 M⊙。
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 m 口徑望遠鏡才能探測到 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，如自適應光學散斑干涉。
約南緯 20 ° 以南，大麥哲倫星雲在拱極位置，這意味著它可以（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。
認識
英國《每日電訊報》打比方說，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。
按照埃丁頓極限，星體質量越大，能發出越多的輻射壓，而過度的輻射壓力，也將使星體不穩定。質量超過 50 M⊙的星體，不可能穩定。人們普遍認為，150 M⊙ 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。
是否為雙星
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。
快速都卜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。
和主序星的比較
R136a1 是一個高亮度的沃爾夫-拉葉星，在赫羅圖的極端左上角位置。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”表示顯著的氫發射光譜，正因這個，天文學家才計算出氫在 R136a1 表面占據了 40% 的質量。
嚴格意義上講，R136a1 並非真正的沃爾夫-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，其內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 WN5h 的恆星是仍在燃燒氫核的偽沃爾夫-拉葉星。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 C-N-O 循環的產物表面。
現有質量為太陽質量 265 ~ 315 倍是從近紅外（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 M⊙。R136a1 最初是質量為 320 M⊙ 的快速旋轉的恆星，已經燃燒了 1.7 × 10^6 年。
最低 256 M⊙是使用“PoWR”分析發現的，光和紫外光譜和質光關係的大氣模型，用來假設它是一個單星。
質量損失
R136a1 正在經受極端的質量損失，它的恆星風達到 2600 ± 150 km/s，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 5.1 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的質量，比太陽損失的速度超過 10^9 倍，預計自形成以來有超過 50 倍太陽的物質失去。
光度
R136a1 的光度約為 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明亮的恆星，它的功率相當於太陽的 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的時間裡釋放出的能量相當於太陽一年散發的能量總和，可見光度相當於 1.5 × 10^5 L⊙。換句話說，如果它代替我們太陽，地球收到的可見光強度將會增強 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的亮度，其視星等是 -8.09 等，遠超過天狼星的 -1.46 等。
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的力量。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閃耀。經典的愛丁頓光度的限制不適用於 R136a1 這樣流體靜力平衡的恆星，其計算是極其複雜的，且只適用於真正的恆星。戴維森 · 漢弗萊限制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%。
溫度
R136a1 已經超過 50000 K 的溫度（56000 K），比太陽要高近 9 倍，是極紫外線輻射峰值。
R136a1 的 B-V 色指數約 -0.03，這是一個典型的 W 型恆星的色指數。從哈勃太空望遠鏡 WFPC2 336 nm 和 555 nm 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。
恆星的溫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溫度。R136a1 的 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的表面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 43000 K，因此大幅降低預測到的光度。恆星的極端溫度的使其輻射峰值為 50 nm 左右，近 99% 的輻射發射到非可見光的範圍。
直徑
R136a1 的直徑非常受爭議，但最新數據顯示它的半徑在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的半徑事實上比畢宿五還小。
R136a1的實際半徑約為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最大半徑的恆星是盾牌座 UY，半徑約為 1708 ± 192 R⊙。
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。恆星的溫度通常是在同一個深度的測量，所以該恆星的半徑和溫度對應於恆星光度。
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 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。
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恆星風掩蓋和用於測量旋轉的都卜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 nm 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 km/s，並且在大約 1.65 × 10^6 年後赤道的旋轉速度還是這樣。
現狀
R136a1 依然還在把氫融合成氦的階段，主要是由於在高溫核心的 C-N-O 循環。由於它是偽沃爾夫-拉葉星，所以它仍然年輕。造成它偽沃爾夫-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。
現象質疑
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 只需要 5 秒）。在這一過程中，伴隨著質量的迅速減少。
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。”外國媒體 《每日電訊報》說，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年時間內消耗掉 20% 的質量，現質量相當於 265 ~ 315 個太陽。
由於質量迅速損失，這些“巨無霸”星體大多短命。克勞瑟說：“最大的也就能存續幾千萬年。這在天文學上講，非常短暫。”
發展
恆星形成的吸積分子雲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豐度下限為太陽的 40 倍，但更複雜的理論允許質量高好幾倍。通過實證的約 150 M⊙ 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。
在核心的氫燃燒過程中，氦占的百分比在核心逐漸增加。根據維里定理，這意味著核心溫度和壓力將增加。這會導致光度增加，所以 R136a1 要稍微比它形成時更明亮。R136a1 溫度已略有下降，恆星的外層已經膨脹，質量也損失的更快一些。
未來
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，在太陽附近的金屬豐度，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 2 × 10^6 年，而 R136a1 的質量在氫聚變末期可縮小為 200 ~ 215 M⊙。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，但比主序星的溫度高。
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，核心溫度的增加和質量的損失會導致亮度和溫度驟增，且光譜類型成為 WO。接下來的幾十萬年將氦融合為更重的元素，但燃燒的最後階段不超過幾百到幾千年。R136a1 的質量會最終縮小到 180 ~ 220 M⊙，這種情況與大犬座 VY 極為相似，只不過光譜略有不同。
超新星爆炸
任何產生碳氧的恆星（C-O）核心比白矮星的最大質量更大（約 1.44 M⊙）時，便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產生和融合的鐵核心，不可以再產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 M⊙ C-O 核會變得極熱，具有極高能量的 γ 光子會因相互作用自己產生正負電子對。由於正負電子對湮滅時釋放出的能量要小於形成他們的 γ 光子的能量，因此能量的損失將導致其變得極其不穩定，最終核心在引力的擠壓下崩塌，溫度驟升引發的核爆轟將炸毀整個星體，不留下一丁點殘骸（例如中子星，黑洞），只剩下一團星雲，成為不穩定對超新星（PISN）。（有時也被稱為一對創造新星（PCSN））。一個 PISN 通常只產生在很低的金屬豐度的恆星，沒有很大質量的流失（保證 C-O 核心質量為 64 M⊙ 以上）。這也可以發生在金屬非常豐富的恆星，但 R136a1 預測的 C-O 核心重量低於 50 M⊙，所以形成 PISN 幾率幾乎為零。
鐵芯的崩潰可能會產生超新星爆炸，有時會有一個伽瑪射線暴（GRB）。這種超新星爆炸的類型將是 I 型，因為這顆恆星沒有氫，Ic 型是因為它有幾乎沒有氦。特別巨大的鐵核心可能會在爆炸後使整個恆星崩潰成一個黑洞，超新星的“亞光”會作為放射性物質 56Ni 落回黑洞。其他的模型預測，這樣一個大的核心會產生非常大量的 56Ni，會成為一個超亮的超新星。
