世界上已知最大的行星是哪一個

世界上已知最大的行星是哪一個

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(fā)現(xiàn)

R136a1是一顆藍特超巨星，是目前在巨大質量恒星列表中已知質量最大的恒星。[1] 這顆恒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] 這顆恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太陽的870萬倍[1] 。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，是靠近劍魚座30復合體的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云的亮度和明亮的恒星光譜進行測量。其中目錄編號是136的蜘蛛星云中有一個明亮的物體。隨后的觀察表明，這個物體——R136位于一個高亮區(qū)的中心，這是一個直接觀測到的巨大的恒星形成中心。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?yún)^(qū)域的亮度將需要多達100個O級星聚集在半秒差距的空間里面，更可能的解釋是有一顆3000倍太陽質量的恒星。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(nèi)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(fā)射之后。它的行星照相機把R136a至少分成12部分，并且顯示R136里包含200多個高光度星。更先進的WFPC2在半秒差距空間的R136a中發(fā)現(xiàn)超過3000顆恒星并且對4.7秒差距半徑內(nèi)46個巨大的發(fā)光恒星進行研究。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布了這一重大發(fā)現(xiàn)。保羅教授幽默的說道：“這簡直是個怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是質量卻遠遠不及它。” 在星云中的R136a1特超巨星保羅教授同時說道，雖然這顆恒星如此巨大，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(fā)現(xiàn)這顆恒星的新聞是在2010年7月發(fā)布的，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(jīng)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(fā)現(xiàn)是一個高密度的星團。這個小組發(fā)現(xiàn)其中有些恒星的表面溫度高達40,000K，超過太陽的7倍，并且亮度是太陽的數(shù)百萬倍。至少有3顆恒星的質量大約是150倍的太陽質量。

可見度

在夜空中，R136出現(xiàn)在大麥哲倫星云中的蜘蛛星云的第十級核心。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需要太空望遠鏡或復雜的技術，如自適應光學散斑干涉。約南緯20度以南，大麥哲倫星云在拱極位置，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數(shù)據(jù)重新計算后發(fā)現(xiàn)，大麥哲倫星系蜘蛛星云內(nèi)代號為R136a1的恒星“質量"創(chuàng)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于太陽相對月球。先前已知的質量最大的恒星包括：手槍星，質量相當于80個到150個太陽;船底星座伊塔星(海山二)，質量大約相當于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(fā)出越多的光，而過度的輻射壓力，也將使星體不穩(wěn)定。質量超過太陽50倍的星體，不可能穩(wěn)定。人們普遍認為，150倍太陽質量是埃丁頓極限可達上限?？藙谏J為，R136a1逼近極限，“這一新紀錄不可能在短時間內(nèi)打破”。不過R136a1現(xiàn)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(tǒng)中質量很大的恒星是很常見的，但R136a1似乎是一個單星，沒有大量的證據(jù)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(fā)的光芒中的軟X射線比例比較高，這并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恒星，但這不能實現(xiàn)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的恒星[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(fā)射線和O型星所區(qū)分。這包括離子氮，氦，碳，氧和少數(shù)的硅，但氫線通常弱或不存在。一是WN5星電離氦發(fā)射強度大大強于中性氦線的分類基礎，并與N3，N4和N5具有大致相等的發(fā)射強度。在光譜類型中的“氫”表示顯著的氫發(fā)射光譜，正因這個，天文學家才計算出氫在R136a1表面占據(jù)了40%的質量。光譜為WN5h的恒星是仍在燃燒氫核的巨大發(fā)光恒星。發(fā)射光譜中產(chǎn)生一個強大的密集的恒星風，高強度的氦、氮水平來自混合對流的碳氮氧循環(huán)的產(chǎn)物表面。R136a1是最巨大的恒星，可能是眾所周知的船底座伊塔星(海山二)、手槍星或牡丹星一倍以上?，F(xiàn)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(fā)現(xiàn)的。推導模型的恒星是wn6h雙星NGC3603-A1。在一個視線對或意外的雙星的最壞的情況下，恒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恒星，已經(jīng)燃燒了170萬年。最低256倍太陽的質量是使用“PoWR”分析發(fā)現(xiàn)的，光和紫外光譜和質光關系的大氣模型，用來假設它是一個單星。

質量損失

R136a1正在經(jīng)受極端的質量損失，它的恒星風達到2600±150公里/秒，這是由于強烈的電磁輻射和非常熱的恒星引起的，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，是已知最明亮的恒星，它在五秒的時間里散發(fā)的能量相當于太陽一年散發(fā)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(qū)(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(chǎn)生43%-46%的萊曼輻射。接近愛丁頓極限的大質量恒星，在恒星的表面向外輻射的壓力等于恒星的引力的力量。如果在愛丁頓限制以上，一顆恒星產(chǎn)生如此多的能量，它的外層就會被迅速拋出。這有效地限制了星星長時間高光度地閃耀。經(jīng)典的愛丁頓光度的限制不適用于R136a1這樣流體靜力平衡的星星，其計算是極其復雜的，且只適用于真正的星星。戴維森-漢弗萊限制已被確定為觀測到的恒星的亮度限制，但最近的模型試圖計算出有理論的適用于大質量恒星的愛丁頓限制。R136a1的光度是愛丁頓光度的70%。

溫度編輯R136a1已經(jīng)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(shù)B-V約0.03，這是一個典型的w型恒星的色指數(shù)。從哈勃太空望遠鏡WFPC2336nm和555nm的濾波器中得到色指數(shù)u-v是−1.28，顯示出這是一個非常熱的恒星。這種“矛盾”的顏色指標對于“黑體”來講表示星際塵埃引起發(fā)紅和光度消減。泛紅(eb-v)可以估計光度消減水平(AV)。eb-v進行測量后值0.29-0.37。由于鄰近恒星R136a2導致AV在1.80左右，B-V在-0.03左右(B-V0)的光污染，所以具有相當?shù)牟淮_定性。恒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(fā)現(xiàn)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。恒星的極端溫度的使其輻射峰值為50nm左右，近99%的輻射發(fā)射到非可見光的范圍(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，但最新數(shù)據(jù)顯示它可能沒有這么大。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(jīng)確定了可見的表面。恒星的靜水主體是由一個密集的大氣層被加速向外進入恒星風中，在這恒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。恒星的溫度通常是在同一個深度的測量，所以該恒星的半徑和溫度對應于恒星光度。R136a1的尺寸比最大的恒星小得多：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。盡管質量很大并且尺寸不大，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恒星風掩蓋和用于測量旋轉的多普勒展寬的光球吸收線不在光譜中呈現(xiàn)。在2.1µMNV的發(fā)射線產(chǎn)生的風比較深，可以用來估計旋轉速度。在R136a1它具有約1.5納米的寬度，表示這是一個旋轉緩慢或不旋轉的恒星，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，并且在1∼1.65百萬年后赤道的旋轉速度還是這樣。

現(xiàn)狀

R136a1是目前還在把氫融合成氦的階段，主要是由于在高溫核心的碳氧氮循環(huán)。盡管它是沃爾夫-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致密恒星風直接導致了它極亮的光度。恒星超過90%的部分是對流層，只有一個小的非對流層在表面。

現(xiàn)象質疑編輯大質量的恒星釋放的能量也更加巨大。以手槍星為例，它20秒內(nèi)釋放出的能量相當于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，年長后逐漸變輕。R136a1已經(jīng)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(nèi)消耗掉20%的質量，現(xiàn)質量相當于265個太陽。由于質量迅速損失，這些“巨無霸”星體大多短命。克勞瑟說：“最大的也就能存續(xù)300萬年。這在天文學上講，非常短暫。”

發(fā)展

恒星形成的吸積分子云模型可以預測恒星質量的上限，在R136a1這種質量的恒星可以形成之前，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倍太陽的恒星質量限制已經(jīng)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(fā)展模型有可能去除上限，但也有大質量恒星合并在一起形成更大質量恒星的可能。作為吸積形成的單星，這樣一個龐大的恒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恒星風，一旦R136a1成為可見的恒星，可能會是WNxh(“x”表示0-9的數(shù)字，現(xiàn)經(jīng)科學家計算最可能的是WN5h光譜)光譜。由于核心的大型對流和表面的高質量損失，以及它的恒星風產(chǎn)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”，這種金屬豐度的溫度為56000K的恒星經(jīng)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，氦占的百分比在核心逐漸增加。根據(jù)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現(xiàn)在要稍微比它形成時更明亮。R136a1現(xiàn)在溫度已略有下降，恒星的外層已經(jīng)膨脹，質量也損失的更快一些。

未來

R136a1的未來發(fā)展是不確定的，沒有類似的恒星以確認預測。大質量恒星的演化取決于他們損失的質量，不同的演化給出不同的結果，沒有一個完全匹配的結果。據(jù)認為，WN5h發(fā)展成高光度藍變星后，氫在恒星核心會變得枯竭。這是一個使恒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。星星從核心到表面的混合足夠強，由于對流核心非常大，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(xù)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。核心的氦聚變開始后，大氣中的殘留氫迅速丟失，R136a1會迅速和無氫恒星一樣，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，類似于主序星，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，并且恒星的大量的質量損失會繼續(xù)。這最終導致了WC光譜的發(fā)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，但燃燒的最后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(chǎn)生碳氧的恒星(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(fā)生在一個已經(jīng)產(chǎn)生和融合的鐵核心，不可以再產(chǎn)生防止核心崩潰所需的能量，雖然它可以發(fā)生在其他情況下。一個質量約64-133倍太陽C-O核會變得那么熱，伽馬射線會自己產(chǎn)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(wěn)定對超新星(PISN)，有時被稱為一對創(chuàng)造新星(PCSN)。一個PISN通常只產(chǎn)生在很低的金屬豐度的恒星，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(fā)生在金屬非常豐富的恒星，但R136a1預測的C-O核心重量低于50倍太陽，所以PISN是不可能的。鐵芯的崩潰可能會產(chǎn)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，因為這顆恒星沒有氫，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后使整個恒星崩潰成一個黑洞，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(chǎn)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?shù)馁|量時可以就會產(chǎn)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類型的核心崩潰的超新星究竟會形成中子星還是黑洞，取決于核心的質量。R136a1的核心將遠遠高于中子星的最大質量，所以形成黑洞是不可避免的[2] ，并且質量極高。