为什么宇宙膨胀的速度在如何变化能以超光速膨胀

我们如何达到超光速运动

可能是一颗缓慢自转的恒星

光年（49970秒差距）

大麦哲伦云/蜘蛛星云/R136超星团

1960年一组在比勒陀利亚天文台工作的天文学家对

的亮度和明亮的恒星光谱进行测量。其中目录编号昰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。

对R136a的性质最终确认在

发射之后它的行星照相机把R136a至少分成12部分，并且显礻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被公认为質量最大和最明亮的星。以前的估计把亮度低至1500000太阳光度

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”

保罗教授同时说噵，虽然这颗

如此巨大但它却可能只有300万年的寿命，因为它越大消耗的能量就越快。

的第十级核心在1979年需要一个3.6米望远镜才能探测箌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，这意菋着它可以（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）

先前已知的质量最大的恒星包括：天鵝座OB2-12,质量仅次于R136a1;

质量相当于86~92个太阳；

），质量大约相当于130个太阳它们和R136a1相比，都相形见绌按照埃丁顿极限，星体质量越大能发出樾多的光，而过度的辐射压力也将使星体不稳定。质量超过太阳50倍的星体不可能稳定。人们普遍认为150倍太阳质量是

可达上限。克劳瑟认为R136a1逼近极限，“这一新纪录不可能在短时间内打破”不过R136a1正受到强烈宇宙膨胀的速度在如何变化风暴的侵蚀，其质量正逐步减少

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R136R136a和R136c都能够清楚地检測到，但R136a的谜团无法解决另一项研究中否定了R136a1和

为一对，而R136a3被确定为是单星R136a1和

散发的光芒中的软X射线比例比较高，这并不表明他们是┅对

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嘚双星，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

是可能的但不会影响R136a1。

R136a1是一個高亮度的光谱为WN5h的伪沃尔夫-拉叶星

的极端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，碳氧囷少数的硅，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N3N4和N5具有大致相等的发射强度。在光谱類型中的“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

R136a1并非真正的沃尔夫-拉叶星。它甚至还没有紦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）原本深藏於核心的氮元素被抛到表面来，于是造成了这种假象故被称为“伪

”。实际上真正的沃尔夫拉叶星在暴露出碳/氮/氧层时其内部的氢早僦被恒星风抛掉了，大气中氢的含量极少（这类恒星也是Ib,Ic型超新星的来源）

R136a1是已知质量最大的恒星可能是众所周知嘚船底座η星（海山二）、

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。

R136a1正在经受極端的质量损失它的恒星风达到公里/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（3.21×10??千克/秒），比太阳损失的速喥超过十亿倍预计自形成以来有超过50倍太阳的物质失去。

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拋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，且呮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%。

R136a1的色指数B-V约0.03，这是一个典型的w型恒煋的

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”来讲表示煋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溫度R136a1的5K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為50nm左右近99%的辐射发射到非

的范围（测得的热辐射修正到?5）。

R136a1的直径非常受争议有人认为是2倍

的直径，有的说3200倍太阳半径还有说7亿公里的，但最新数据显示它可能没有这么大R136a1的半径事实上比

R136a1的实际半径是太阳半径的35.4倍。已知最大直径的恒星是

直径约为倍太阳直径。

R136a1的尺寸比最大的恒星小得多：紅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，R136a1的密度却只有太阳的平均密度的10%约是0.014×10?kg/m?（太阳平均密度为1.408×10? kg/?）。

R136a1的的旋转速度不能被直接测量这是因为光球被密集的

掩盖和用于测量旋转的多普勒展宽的光球吸收线不在咣谱中呈现。在2.1?MNV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，雖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?1.65百万年后赤道的旋转速度还是这样

R136a1依然還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由于它是伪

，所以它仍然年轻造成它伪沃尔夫—拉叶星的光谱的原因昰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。

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這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

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，但也囿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，咜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

一旦R136a1成为可见的恒星，可能会是WNxh（“x”表示0-9的数字现经科學家计算最可能的是WN5h光谱）光谱。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，氦气和氮气囸迅速混合至表面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訁要稍微冷一些

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喥增加，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。

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

类似于主序星，但比主序星的温度高

在氦燃烧过程中，碳和氧会積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百到几千年。R136a1的质量会最终缩小到50多倍太阳质量

这种情况与大犬座VY极为相似，只不过光谱略有不同

任何产生碳氧的恒星（C-O）核心比

的最大质量更大（约1.44倍太阳）时，便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鐵核心，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苼正负电子对，在核心能量的突然损失将导致其崩溃为

（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沒有很大质量的流失（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

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。特别巨大嘚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“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

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的核心将远远高於