世界上最大的星球是什麼範例

我們的宇宙到底有多大?宇宙中最大的星球是什麼?地球夠大的了吧!而太陽系中最大的行星是木星,其直徑是是地球的1000倍,而太陽又是木星的1000倍。下面我們來看看宇宙最大的星球。

宇宙最大的星球是什麼：R136a1恆星

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。

發現R136a1恆星

1960年，一組在比勒陀利亞天文台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，歐洲南方天文台的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裏面，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顆星組成的星羣，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裏包含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。

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。保羅教授幽默的説道：“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。”保羅教授同時説道，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月發佈的，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，使用歐洲南方天文台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温度高達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。

R136a1的可見度

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，這意味着它可以(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。

R136a1的光度

R136a1的亮度約為870萬倍太陽光度，是已知最明亮的恆星，它在五秒的時間裏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拋出。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%。

R136a1的温度

R136a1已經超過50000K的温度(49700°C;89500°F)，比太陽要高近十倍，是極紫外線輻射峯值

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)的光污染，所以具有相當的不確定性。

恆星的温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温度。R136a1的53000K-56000K温度是使用不同的大氣模型發現的。舊的大氣模型得到的温度約43000K，因此大幅降低預測到的光度。恆星的極端温度的使其輻射峯值為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)。

R136a1的直徑

R136a1的直徑非常受爭議，有人認為是2倍大犬座VY的直徑，有的説3200倍太陽半徑，還有説7億公里的，但最新數據顯示它可能沒有這麼大。R136a1的半徑其實也沒有參宿四大。

R136a1的實際半徑是太陽半徑的28.8-35.4倍。

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。恆星的温度通常是在同一個深度的測量，所以該恆星的半徑和温度對應於恆星光度。

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。

R136a1的自轉

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納米的寬度，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。

R136a1的現狀

R136a1是目前還在把氫融合成氦的階段，主要是由於在高温核心的碳氧氮循環。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。

R136a1的未來

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，但比主序星的温度高。

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，核心温度的增加和質量的損失會導致亮度和温度的增加，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。