已知宇宙中质量最大恒星—R136a1

R136a1
——From Wikipedia
翻译日期采用日/月/年模式
观测资料历元J2000.0历元J2000.0分点
星座：剑鱼座
赤经：5H 38m 42.43s
赤纬：-69°0’ 02.2’’
视星等：12.23
演化阶段：沃尔夫-拉叶星；
光谱型：wn5h
色指数B - V ：0.03
距离（光年）：163000（49970 秒差距）
绝对热星等：−7.10 -−7.41
绝对视星等：−12.3 -−12.5
质量：256 -265个太阳
半径28.8- 35.4个太阳
亮度：太阳的7400000-8700000倍
亮度（视觉）太阳的59200 - 91200倍
（翻译时我12岁，照搬翻译器上的内容编辑，有错误请见谅）
表面重力（log g）：4cgs
温度：53000K- 56000K
年龄：~ 1700000年
其他名称：108 bat99，RMC 136a1，hsh95 3，wo84 1b，NGC 2070 MH 498，chh92 1，p93 954
RMC 136a1（通常简称为R136a1）是一颗位于R136的中心的沃尔夫-拉叶星，在蜘蛛星云NGC 2070星团中心。它在一个离我们约50000秒差距的距离（163000光年）的大麦哲伦星云。它的质量和亮度在任何已知恒星中最高，为265太阳质量和8700000太阳光度，因此R136a1的温度超过50000 K。
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136（RMC的全称是Radcliffe observatory Magellanic，被天文台麦哲伦星云目录编号为136）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米望远镜把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级星聚集在半秒差距的空间里面，更可能的解释是有一颗3000倍太阳质量的恒星。
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多个高光度星。更先进的WFPC2在半秒差距空间的r136a中发现超过3000颗恒星并且对4.7 秒差距半径内46个巨大的发光恒星进行研究。
在2010年，R136a1被公认为最大和最明亮的星。以前的估计把亮度低至1500000太阳光度。5/9/2015翻译至此

能见度
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。
距离
R136a1不能直接确定距离，但被认为是距离大麦哲伦星云大约50秒差距。
位置
R136a1在R136的核心r136a。这密集的发出强烈光的恒星团包含至少12颗星星，最突出的是R136a1，r136a2，和r136a3，这三颗都是极其明亮和巨大的星星。而R136a2是R136a中的第二亮的星，距离R136a15000AU。
R136位于距地球157000光年的大麦哲伦星云，位于银河系的东南角，蜘蛛星云的中心，也被称为剑鱼座30。R136本身就是巨大的NGC 2070星团中心。
R136a1是相对不因星际尘埃而影响视觉的一个遥远的恒星。红化使视觉亮度降低大约1.8个数量级，但在近红外只有0.22左右的级别。
双星系统
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。6/9/2015翻译至此

2楼帖子被删：
R136a1
——From Wikipedia
翻译日期采用日/月/年模式
观测资料历元J2000.0历元J2000.0分点
星座：剑鱼座
赤经：5H 38m 42.43s
赤纬：-69°0’ 02.2’’
视星等：12.23
演化阶段：沃尔夫-拉叶星；
光谱型：wn5h
色指数B - V ：0.03
距离（光年）：163000（49970 秒差距）
绝对热星等：−7.10 -−7.41
绝对视星等：−12.3 -−12.5
质量：256 -265个太阳
半径28.8- 35.4个太阳
亮度：太阳的7400000-8700000倍
亮度（视觉）太阳的59200 - 91200倍
表面重力（log g）：4cgs
温度：53000K- 56000K
年龄：~ 1700000年
其他名称：108 bat99，RMC 136a1，hsh95 3，wo84 1b，NGC 2070 MH 498，chh92 1，p93 954
RMC 136a1（通常简称为R136a1）是一颗位于R136的中心的沃尔夫-拉叶星，在蜘蛛星云NGC 2070星团中心。它在一个离我们约50000秒差距的距离（163000光年）的大麦哲伦星云。它的质量和亮度在任何已知恒星中最高，为265太阳质量和8700000太阳光度，因此R136a1的温度超过50000 K。
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136（RMC的全称是Radcliffe observatory Magellanic，被天文台麦哲伦星云目录编号为136）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米望远镜把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级星聚集在半秒差距的空间里面，更可能的解释是有一颗3000倍太阳质量的恒星。
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多个高光度星。更先进的WFPC2在半秒差距空间的r136a中发现超过3000颗恒星并且对4.7 秒差距半径内46个巨大的发光恒星进行研究。
在2010年，R136a1被公认为最大和最明亮的星。以前的估计把亮度低至1500000太阳光度。5/9/2015翻译至此

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的谱线覆盖“CMFGEN”和“TLUSTY”标准大气层模型发现的。推导模型的星星是wn6h双星NGC 3603-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。8/9/2015翻译至此

这些都是编辑翻译器上的内容

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。
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5.1×10ˉ⁵倍太阳质量（3.21×10¹⁸千克/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。
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。10/9/2015翻译至此

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%。11/9/2015-14/9/2015翻译至此（12/9/2015和13/9/2015未翻译）

温度
R136a1已经超过50000 K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WFPC2 336 nm和555 nm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。15/9/2015翻译至此

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。R136a153000 K -56000 K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45000 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（测得的热辐射修正到−5）。16/9/2015翻译至此

大小
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。17/9/2015翻译至此

自转
R136a1的的旋转速率不能被直接测量，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2.1µM NV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。18/9/2015翻译至此

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。19/9/2015翻译至此

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56000 K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氦主序星（刚开始燃烧氦），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。20/9/2015翻译完成