基本介绍

R136a1 是一颗富氢沃尔夫-拉叶星，同时也是在巨大质量恒星列表中已知质量第二大的恒星，质量为太阳的215倍。1

特征

直径

R136a1 的直径非常受争议，但最新数据显示它的半径在 28 ~ 36 倍太阳半径之间。R136a1 的半径事实上比毕宿五还小。

R136a1的实际半径是太阳半径的 28.8 ~ 35.4 倍。已知最大半径的恒星是盾牌座 UY，直径约为 1708 ± 192 倍太阳半径。

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。

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，R136a1 的密度却只有太阳的平均密度的 10%，约是 1.4 × 10kg/m³。

温度

R136a1 已经超过 50000 K 的温度（56000 K），比太阳要高近 9 倍，是极紫外线辐射峰值。

R136a1 的 B-V 色指数约 -0.03，这是一个典型的 W 型恒星的色指数。从哈勃太空望远镜 WFPC2336nm 和 555nm 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。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 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 K ~ 56000 K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 43000 K，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 50nm 左右，近 99% 的辐射发射到非可见光的范围（测得的热辐射修正到 -5）。

可见度

在夜空中，R136出现 在大麦哲伦星云中的蜘蛛星云的第十级核心。在1979年需要一个 3.6 米望远镜才能探测到 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，这意味着它可以（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），欧洲，北非和亚洲北部。

数量

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为一对，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。