揭秘R136a1——一颗位于LMC的质量巨星

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R136a1，是一颗富氢伪沃尔夫-拉叶星，同时也是已知质量第二大的恒星，为215M⨀。这颗恒星并且也是已知最亮的恒星［亮度大约为（6.166×10↑6） L⨀］。它位在大麦哲伦星系（LMC）的狼蛛星云中，是R136超星团中的成员。

图片：R136a1在天球上的位置

图片：狼蛛星云

发现历史

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。其中狼蛛星云中有一个明亮的天体，目录编号是R136。随后的观察表明，该天体——R136，位于狼蛛星云中靠近一个高亮区的中心，这是一个直接观测到巨大恒星形成的中心区域。

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。利用散斑成像，R136a被证明是在1角秒内由8颗星组成的星群，而R136a1是其中最明亮的一颗恒星。 

对R136a的性质最终确认在哈勃太空望远镜（HST）发射之后。它的行星照相机把R136a至少分成12个部分，并且显示R136里包含200多个高光度恒星。更先进的第二代广域和行星相机（WFPC2）在R136a中0.5 pc空间里发现超过3000颗恒星，并且对4.7个pc半径内46个巨大的高光度恒星进行研究。

在2010年，R136a1被公认为是已知的质量最大的恒星和最明亮的恒星之一。以前的估计把亮度低至（1.5×10L↑6）⨀。

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，因为恒星的质量越大，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极大望远镜（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56000K，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太阳的150倍。

可见度

R136位于大麦哲伦星云中的狼蛛星云靠近中心的区域，视星等为+9.5。在1979年需要一台3.6 m口径望远镜才能探测到R136a。而要观测R136a1，则是需要如“哈勃”一样的大型空间望远镜或更为复杂的技术，如自适应光学或散斑成像等。 

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，R136a1的质量创下纪录。

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。

按照爱丁顿极限，恒星质量越大，能发出越多的辐射压，而过度的辐射压力，也将使恒星不稳定。质量超过50M⨀的恒星，不可能稳定。人们普遍认为，150M⨀是爱丁顿极限可达上限。保罗 · 克劳瑟认为，R136a1接近极限，“这一新纪录不可能在短时间内打破”。不过R136a1正受到强烈恒星风的侵蚀，其质量正逐步减少。

否定为双星

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是一个高亮度的富氢沃尔夫-拉叶星，在赫罗图的最左上角位置。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型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，富氢沃尔夫-拉叶星并非纯正的沃尔夫-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，故也被称为“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，其外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WNxh的恒星是仍在燃烧氢核的伪沃尔夫-拉叶星，实质上更像是主序星。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CNO循环的产物表面。

R136a1是已知质量最大的恒星之一，可能是众所周知的船底座η星（海山二）、手qiāng星或牡丹星一倍以上。

旧数据315倍太阳质量是从近红外（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倍太阳质量。R136a1最初是质量为320倍太阳质量的快速旋转的恒星，已经燃烧了170万年。

质量损失

R136a1正在经受极端的质量损失，它的恒星风达到2600±150km/s，这是由于强烈的电磁辐射压和非常高的恒星温度引起的，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1.6×10-4个太阳［（3.21×10↑18）kg/s］的质量，比太阳损失的速度快10亿倍，估计自形成以来有超过35M⨀的质量损失。

光度

R136a1的光度约为616.6万L⨀，是已知光度最高的恒星之一，它的辐射功率相当于太阳的600万倍，仅5秒的时间内释放出的能量就相当于太阳一年散发的能量，可见光度相当于太阳的16.4万倍。换句话说，如果它代替我们太阳，不可生存区域至少要扩散到3AU的地方，进入这里的星球不能稳定存在，宜居带远达0.032光年［约（3.03×10↑11）km］。

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。如果在爱丁顿极限以上，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发光。经典的爱丁顿光度的限制不适用于R136a1这样非流体静力平衡的恒星，对于真实的恒星其计算极其复杂。经典戴维森 · 汉弗莱极限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56000K温度，比太阳要高近8倍，是极紫外线辐射峰值。

R136a1的B-V色指数约为+0.03，这是一个典型的F型恒星的B-V色指数。从哈勃太空望远镜（HST）WFPC2 336纳米和555纳米的滤波器中得到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53000±3000K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43000K，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（甚至曾被认为比史蒂文森2-18还要大），但最新数据显示它的半径约为39.2R⨀。比毕宿五（α Tau）还小。而已知最大半径的恒星是红超巨星史蒂文森2-18，半径约为2150R⨀。

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。

自转

R136a1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1.5nm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200km/s，并且在大约165万年后赤道的旋转速度还是这样。

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，但R136a1的密度却只有太阳的平均密度的 1%，约14（kg/m↑3）。

现状

R136a1现在依然处于在把氢融合成氦的阶段，主要是由于在高温核心的CNO（碳氮氧）循环。由于它是富氢型沃尔夫-拉叶星，所以它仍然年轻。造成它是富氢型沃尔夫-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qiāng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4-5秒）。在这一过程中，伴随着质量的迅速减少。

保罗 · 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170万年时间内消耗掉20%的质量，现质量相当于265M⨀。

由于质量迅速损失，这些“巨无霸”星体大多寿命短暂。保罗 · 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40M⨀，但更复杂的理论允许质量高好几倍。通过实证的约150M⨀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，氦和氮迅速混合至表面。R136a1的质量很高，温度却很“低”，这种金属丰度的温度为56000K的恒星经推算其质量约为150~200M⨀，所以R136a1的温度比一些大质量主序星而言要稍微“低”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。氢聚变可持续大约200万年，而R136a1的质量在氢聚变末期可缩小为大约200M⨀。与富金属单星一样，即使它开始旋转很快，到氢燃烧结束后旋转速度将减慢至0左右。

核心的氦聚变开始后，大气中的残留氢迅速消失，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，但估计大部分的氦都在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。

图片：R136a1