世界上已知最大的行星是哪一個

?最大的星球究竟有多大呢?讓小編與大家去了解下吧！

發現

R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恆星列表中已知質量最大的恆星。[1] 這顆恆星的質量是由謝菲爾德大學的天文學家測量的，估計是265太陽質量。[1] 這顆恆星也列名在最亮恆星列表中，亮度是太陽的870萬倍[1] 。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星雲中，是靠近劍魚座30複合體的R136超星團中的成員。

1960年，一組在比勒陀利亞天文臺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136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，歐洲南方天文臺的3.6米望遠鏡把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級星聚集在半秒差距的空間裡面，更可能的解釋是有一顆3000倍太陽質量的恆星。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裡包含200多個高光度星。更先進的WFPC2在半秒差距空間的R136a中發現超過3000顆恆星並且對4.7秒差距半徑內46個巨大的發光恆星進行研究。在2010年，R136a1被公認為最大和最明亮的星。以前的估計把亮度低至1500000太陽光度。[2] 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佈了這一重大發現。保羅教授幽默的說道：“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。”

在星雲中的R136a1特超巨星保羅教授同時說道，雖然這顆恆星如此巨大，但它卻可能只有300萬年的壽命，因為它越大，消耗的能量就越快。發現這顆恆星的新聞是在2010年7月釋出的，由英國謝菲爾德大學的天文物理學教授保羅·克勞瑟***Paul Crowther***領導的一個小組，使用歐洲南方天文臺在智利的甚大望遠鏡***VLT***，和來自哈伯太空望遠鏡的資料，研究NGC 3603和R136a這兩個星團。R136a曾經被認為是擁有質量高達1,000—3,000太陽質量的超大質量天體。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40,000K，超過太陽的7倍，並且亮度是太陽的數百萬倍。至少有3顆恆星的質量大約是150倍的太陽質量。

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米望遠鏡才能探測到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度以南，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。[2]

認識英國謝菲爾德大學天文學家保羅·克勞瑟及其帶領的研究小組利用哈勃太空望遠鏡和歐洲南方天文臺甚大望遠鏡觀測資料重新計算後發現，大麥哲倫星系蜘蛛星雲內代號為R136a1的恆星“質量"創下紀錄。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。先前已知的質量最大的恆星包括：***星，質量相當於80個到150個太陽;船底星座伊塔星***海山二***，質量大約相當於120個太陽。它們和R136a1相比，都相形見絀。按照埃丁頓極限，星體質量越大，能發出越多的光，而過度的輻射壓力，也將使星體不穩定。質量超過太陽50倍的星體，不可能穩定。人們普遍認為，150倍太陽質量是埃丁頓極限可達上限。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現在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。錢德拉天文臺使用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。另一項研究中分離了R136a1和R136a2為一對，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。快速多普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是一個高亮度的光譜為WN5h的恆星[3] ，在赫羅圖的極端左上角位置。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。在光譜型別中的“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表面佔據了40%的質量。光譜為WN5h的恆星是仍在燃燒氫核的巨大發光恆星。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碳氮氧迴圈的產物表面。R136a1是最巨大的恆星，可能是眾所周知的船底座伊塔星***海山二***、***星或牡丹星一倍以上。現有質量為太陽的265倍是從從近紅外***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NGC3603-A1。在一個視線對或意外的雙星的最壞的情況下，恆星的質量各會是太陽的150倍。R136a1最初是質量為320倍太陽的快速旋轉的恆星，已經燃燒了170萬年。最低256倍太陽的質量是使用“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公里/秒，這是由於強烈的電磁輻射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5.1×10ˉ⁵倍太陽質量***3.21×10¹⁸千克/秒***，比太陽損失的速度超過十億倍，預計自形成以來有超過50倍太陽的物質失去。

光度

R136a1的亮度約為870萬倍太陽光度，是已知最明亮的恆星，它在五秒的時間裡散發的能量相當於太陽一年散發的能量。如果它代替我們太陽系的太陽，它將是太陽光度的97000倍，從地球上看視星等是-39。在距離10秒差距的亮度，視星等是-7.6，是在地球上看金星亮度的16倍。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丟擲。這有效地限制了星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星星，其計算是極其複雜的，且只適用於真正的星星。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%。

溫度編輯R136a1已經超過50000K的溫度***49700°C;89500°F***，比太陽要高近十倍，是極紫外線輻射峰值。R136a1的色指數B-V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WFPC2336nm和555nm的濾波器中得到色指數u-v是−1.28，顯示出這是一個非常熱的恆星。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在-0.03左右***B-V0***的光汙染，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53000K-56000K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43000K，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50nm左右，近99%的輻射發射到非可見光的範圍***測得的熱輻射修正到−5***。

直徑

R136a1的直徑非常受爭議，有人認為是2倍大犬座VY的直徑，有的說3200倍太陽半徑，還有說7億公里的，但最新資料顯示它可能沒有這麼大。R136a1的半徑是太陽半徑的28.8-35.4倍。[2] 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倍太陽，而R136a1只有幾十倍。儘管質量很大並且尺寸不大，R136a1卻只有約1%太陽的平均密度，約是14千克/立方米，這比在海平面的地球大氣層的密度超過10倍。

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多普勒展寬的光球吸收線不在光譜中呈現。在2.1µMNV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奈米的寬度，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a3快速旋轉，最接近進化模型。R136a1的旋轉速度約200公里/秒，並且在1∼1.65百萬年後赤道的旋轉速度還是這樣。

現狀

R136a1是目前還在把氫融合成氦的階段，主要是由於在高溫核心的碳氧氮迴圈。儘管它是沃爾夫-拉葉星，但它仍然年輕。造成它沃爾夫—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。

現象質疑編輯大質量的恆星釋放的能量也更加巨大。以***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100萬年時間內消耗掉20%的質量，現質量相當於265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300萬年。這在天文學上講，非常短暫。”

發展

恆星形成的吸積分子云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丰度下限為40倍太陽，但更復雜的理論允許質量高好幾倍。通過實證的約150倍太陽的恆星質量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。作為吸積形成的單星，這樣一個龐大的恆星的性質仍然是不確定的。合成光譜表明，它永遠不會有一個主序星亮度級***V***，甚至是一個正常O型譜都不會有。接近愛丁頓極限的高亮度和強烈的恆星風，一旦R136a1成為可見的恆星，可能會是WNxh***“x”表示0-9的數字，現經科學家計算最可能的是WN5h光譜***光譜。由於核心的大型對流和表面的高質量損失，以及它的恆星風產生的特別的沃爾夫-拉葉光譜，氦氣和氮氣正迅速混合至表面。R136a1的質量很高，溫度卻“涼爽”，這種金屬丰度的溫度為56000K的恆星經推算其質量約為150-200倍太陽，所以R136a1比一些大質量主序星而言要稍微冷一些。在核心的氫燃燒過程中，氦佔的百分比在核心逐漸增加。根據維裡定理，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現在要稍微比它形成時更明亮。R136a1現在溫度已略有下降，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，在太陽附近的金屬丰度，這個階段被稱為無氫沃爾夫拉葉星。星星從核心到表面的混合足夠強，由於對流核心非常大，以及它的金屬丰度很高和額外的“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。氫聚變可持續二百萬年多，而R136a1的質量在氫聚變末期可縮小為70-80倍太陽。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光譜燃燒了。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的增加，且光譜型別成為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50多倍太陽質量[2] ，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倍太陽***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倍太陽C-O核會變得那麼熱，伽馬射線會自己產生正負電子對，在核心能量的突然損失將導致其崩潰為不穩定對超新星***PISN***，有時被稱為一對創造新星***PCSN***。一個PISN通常只產生在很低的金屬丰度的恆星，沒有很大質量的流失***保證C-O核心質量為64倍太陽以上***。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倍太陽，所以PISN是不可能的。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***。這種超新星爆炸的型別將是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落回黑色孔。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。IC型超新星在具有星球旋轉和適當的質量時可以就會產生GRB。R136a1預計在那個時候旋轉速度會接近0，且核心會崩潰，所以GRB是不可能的。一個IC型別的核心崩潰的超新星究竟會形成中子星還是黑洞，取決於核心的質量。R136a1的核心將遠遠高於中子星的最大質量，所以形成黑洞是不可避免的[2] ，並且質量極高。