世界上已知最大的行星是哪一個(gè)

世界上已知最大的行星是哪一個(gè)?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(lán)特超巨星，是目前在巨大質(zhì)量恒星列表中已知質(zhì)量最大的恒星。[1] 這顆恒星的質(zhì)量是由謝菲爾德大學(xué)的天文學(xué)家測(cè)量的，估計(jì)是265太陽(yáng)質(zhì)量 。[1] 這顆恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太陽(yáng)的870萬(wàn)倍[1] 。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，是靠近劍魚(yú)座30復(fù)合體的R136超星團(tuán)中的成員。

1960年，一組在比勒陀利亞天文臺(tái)工作的天文學(xué)家對(duì)大麥哲倫星云的亮度和明亮的恒星光譜進(jìn)行測(cè)量。其中目錄編號(hào)是136的蜘蛛星云中有一個(gè)明亮的物體。隨后的觀察表明，這個(gè)物體——R136位于一個(gè)高亮區(qū)的中心，這是一個(gè)直接觀測(cè)到的巨大的恒星形成中心。1979年，歐洲南方天文臺(tái)的3.6米望遠(yuǎn)鏡把R136劃分成三部分：R136a，R136b，和R136c。R136a的確切性質(zhì)尚不清楚，正在進(jìn)行激烈的討論。估計(jì)中央?yún)^(qū)域的亮度將需要多達(dá)100個(gè)O級(jí)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(yáng)質(zhì)量的恒星。維格爾特和貝爾在1985年提供r136a星團(tuán)的第一證明。利用散斑干涉技術(shù)，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(duì)R136a的性質(zhì)最終確認(rèn)在哈勃太空望遠(yuǎn)鏡發(fā)射之后。它的行星照相機(jī)把R136a至少分成12部分，并且顯示R136里包含200多個(gè)高光度星。更先進(jìn)的WFPC2在半秒差距空間的R136a中發(fā)現(xiàn)超過(guò)3000顆恒星并且對(duì)4.7秒差距半徑內(nèi)46個(gè)巨大的發(fā)光恒星進(jìn)行研究。在2010年，R136a1被公認(rèn)為最大和最明亮的星。以前的估計(jì)把亮度低至1500000太陽(yáng)光度。[2] 英國(guó)皇家天文學(xué)會(huì)的幾個(gè)重量級(jí)人物在他們的月度報(bào)告中公布了這一重大發(fā)現(xiàn)。保羅教授幽默的說(shuō)道：“這簡(jiǎn)直是個(gè)怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是質(zhì)量卻遠(yuǎn)遠(yuǎn)不及它。” 在星云中的R136a1特超巨星保羅教授同時(shí)說(shuō)道，雖然這顆恒星如此巨大，但它卻可能只有300萬(wàn)年的壽命，因?yàn)樗酱?，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(guó)謝菲爾德大學(xué)的天文物理學(xué)教授保羅·克勞瑟(Paul Crowther)領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)小組，使用歐洲南方天文臺(tái)在智利的甚大望遠(yuǎn)鏡(VLT)，和來(lái)自哈伯太空望遠(yuǎn)鏡的資料，研究NGC 3603和R136a這兩個(gè)星團(tuán)。R136a曾經(jīng)被認(rèn)為是擁有質(zhì)量高達(dá)1,000—3,000太陽(yáng)質(zhì)量的超大質(zhì)量天體。R136a的本質(zhì)被全像的斑點(diǎn)干涉測(cè)量解析和發(fā)現(xiàn)是一個(gè)高密度的星團(tuán)。這個(gè)小組發(fā)現(xiàn)其中有些恒星的表面溫度高達(dá)40,000K，超過(guò)太陽(yáng)的7倍，并且亮度是太陽(yáng)的數(shù)百萬(wàn)倍。至少有3顆恒星的質(zhì)量大約是150倍的太陽(yáng)質(zhì)量。

可見(jiàn)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(jí)核心。在1979年需要一個(gè)3.6米望遠(yuǎn)鏡才能探測(cè)到R136的其中一部分——R136a。在R136a中檢測(cè)R136a1需要太空望遠(yuǎn)鏡或復(fù)雜的技術(shù)，如自適應(yīng)光學(xué)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(jiàn)。這不包括北美洲(除墨西哥南部)，歐洲，北非和亞洲北部。[2]

認(rèn)識(shí)英國(guó)謝菲爾德大學(xué)天文學(xué)家保羅·克勞瑟及其帶領(lǐng)的研究小組利用哈勃太空望遠(yuǎn)鏡和歐洲南方天文臺(tái)甚大望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)數(shù)據(jù)重新計(jì)算后發(fā)現(xiàn)，大麥哲倫星系蜘蛛星云內(nèi)代號(hào)為R136a1的恒星“質(zhì)量"創(chuàng)下紀(jì)錄。英國(guó)《每日電訊報(bào)》打比方說(shuō)，如果把R136a1放進(jìn)太陽(yáng)系，它相對(duì)太陽(yáng)的亮度就相當(dāng)于太陽(yáng)相對(duì)月球。先前已知的質(zhì)量最大的恒星包括：手槍星，質(zhì)量相當(dāng)于80個(gè)到150個(gè)太陽(yáng);船底星座伊塔星(海山二)，質(zhì)量大約相當(dāng)于120個(gè)太陽(yáng)。它們和R136a1相比，都相形見(jiàn)絀。按照埃丁頓極限，星體質(zhì)量越大，能發(fā)出越多的光，而過(guò)度的輻射壓力，也將使星體不穩(wěn)定。質(zhì)量超過(guò)太陽(yáng)50倍的星體，不可能穩(wěn)定。人們普遍認(rèn)為，150倍太陽(yáng)質(zhì)量是埃丁頓極限可達(dá)上限?？藙谏J(rèn)為，R136a1逼近極限，“這一新紀(jì)錄不可能在短時(shí)間內(nèi)打破”。不過(guò)R136a1現(xiàn)在受到強(qiáng)烈宇宙風(fēng)暴的侵蝕，其質(zhì)量正逐步減少。

是否為雙星

雖然雙星系統(tǒng)中質(zhì)量很大的恒星是很常見(jiàn)的，但R136a1似乎是一個(gè)單星，沒(méi)有大量的證據(jù)顯示有第二顆星。錢德拉天文臺(tái)使用X射線檢測(cè)R136。r136a和r136c都能夠清楚地檢測(cè)到，但r136a的謎團(tuán)無(wú)法解決。另一項(xiàng)研究中分離了R136a1和R136a2為一對(duì)，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(duì)雙星?？焖俣嗥绽諒较蛩俣鹊淖兓梢詸z測(cè)一對(duì)在一個(gè)封閉的軌道相同質(zhì)量的恒星，但這不能實(shí)現(xiàn)在R136a1的光譜。一個(gè)高軌道傾角，一個(gè)更遙遠(yuǎn)的雙星，或有一個(gè)機(jī)會(huì)讓遙遠(yuǎn)的星星圍繞它進(jìn)行公轉(zhuǎn)不能完全排除，但被認(rèn)為是不可能的。質(zhì)量相差懸殊的雙星是可能的，但不會(huì)影響R136a1。

和主序星的比較

R136a1是一個(gè)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(qiáng)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(qiáng)度大大強(qiáng)于中性氦線的分類基礎(chǔ)，并與N3，N4和N5具有大致相等的發(fā)射強(qiáng)度。在光譜類型中的“氫”表示顯著的氫發(fā)射光譜，正因這個(gè)，天文學(xué)家才計(jì)算出氫在R136a1表面占據(jù)了40%的質(zhì)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(gè)強(qiáng)大的密集的恒星風(fēng)，高強(qiáng)度的氦、氮水平來(lái)自混合對(duì)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(zhì)量為太陽(yáng)的265倍是從從近紅外(K波段)使用相結(jié)合的非LTE的譜線覆蓋“CMFGEN”和“TLUSTY”標(biāo)準(zhǔn)大氣層模型發(fā)現(xiàn)的。推導(dǎo)模型的恒星是wn6h雙星NGC3603-A1。在一個(gè)視線對(duì)或意外的雙星的最壞的情況下，恒星的質(zhì)量各會(huì)是太陽(yáng)的150倍。R136a1最初是質(zhì)量為320倍太陽(yáng)的快速旋轉(zhuǎn)的恒星，已經(jīng)燃燒了170萬(wàn)年。最低256倍太陽(yáng)的質(zhì)量是使用“PoWR”分析發(fā)現(xiàn)的，光和紫外光譜和質(zhì)光關(guān)系的大氣模型，用來(lái)假設(shè)它是一個(gè)單星。

質(zhì)量損失

R136a1正在經(jīng)受極端的質(zhì)量損失，它的恒星風(fēng)達(dá)到2600±150公里/秒，這是由于強(qiáng)烈的電磁輻射和非常熱的恒星引起的，其風(fēng)力要比能保留物質(zhì)的重力更為強(qiáng)烈。質(zhì)量損失是由質(zhì)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(yáng)質(zhì)量(3.21×10¹⁸千克/秒)，比太陽(yáng)損失的速度超過(guò)十億倍，預(yù)計(jì)自形成以來(lái)有超過(guò)50倍太陽(yáng)的物質(zhì)失去。

光度

R136a1的亮度約為870萬(wàn)倍太陽(yáng)光度，是已知最明亮的恒星，它在五秒的時(shí)間里散發(fā)的能量相當(dāng)于太陽(yáng)一年散發(fā)的能量。如果它代替我們太陽(yáng)系的太陽(yáng)，它將是太陽(yáng)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(gè)劍魚(yú)座30區(qū)(多達(dá)70個(gè)O7矮星)供應(yīng)約7%的電離通量。和R136a2、R136a3以及R136c在整個(gè)R136星團(tuán)中一共產(chǎn)生43%-46%的萊曼輻射。接近愛(ài)丁頓極限的大質(zhì)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(ài)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(huì)被迅速拋出。這有效地限制了星星長(zhǎng)時(shí)間高光度地閃耀。經(jīng)典的愛(ài)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(jì)算是極其復(fù)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(cè)到的恒星的亮度限制，但最近的模型試圖計(jì)算出有理論的適用于大質(zhì)量恒星的愛(ài)丁頓限制。R136a1的光度是愛(ài)丁頓光度的70%。

溫度編輯R136a1已經(jīng)超過(guò)50000K的溫度(49700°C;89500°F)，比太陽(yáng)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(gè)典型的w型恒星的色指數(shù)。從哈勃太空望遠(yuǎn)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(gè)非常熱的恒星。這種“矛盾”的顏色指標(biāo)對(duì)于“黑體”來(lái)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(jì)光度消減水平(AV)。eb-v進(jìn)行測(cè)量后值0.29-0.37。由于鄰近恒星R136a2導(dǎo)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(dāng)?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(zhǔn)確，光譜擬合的大氣模型是必要的，這樣才能獲得準(zhǔn)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(yù)測(cè)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(jiàn)光的范圍(測(cè)得的熱輻射修正到−5)。

直徑

R136a1的直徑非常受爭(zhēng)議，有人認(rèn)為是2倍大犬座VY的直徑，有的說(shuō)3200倍太陽(yáng)半徑，還有說(shuō)7億公里的，但最新數(shù)據(jù)顯示它可能沒(méi)有這么大。R136a1的半徑是太陽(yáng)半徑的28.8-35.4倍。[2] R136a1不像地球或太陽(yáng)一樣已經(jīng)確定了可見(jiàn)的表面。恒星的靜水主體是由一個(gè)密集的大氣層被加速向外進(jìn)入恒星風(fēng)中，在這恒星風(fēng)中的一個(gè)任意點(diǎn)被定義為測(cè)量半徑的表面，不同的作者可以使用不同的定義。例如，一個(gè)2/3的羅斯蘭光學(xué)深度大約對(duì)應(yīng)到一個(gè)可見(jiàn)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(gè)深度的測(cè)量，所以該恒星的半徑和溫度對(duì)應(yīng)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(zhǎng)度是幾百到一千倍太陽(yáng)，而R136a1只有幾十倍。盡管質(zhì)量很大并且尺寸不大，R136a1卻只有約1%太陽(yáng)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(guò)10倍。

自轉(zhuǎn)

R136a1的的旋轉(zhuǎn)速度不能被直接測(cè)量，這是因?yàn)楣馇虮幻芗暮阈秋L(fēng)掩蓋和用于測(cè)量旋轉(zhuǎn)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(fēng)比較深，可以用來(lái)估計(jì)旋轉(zhuǎn)速度。在R136a1它具有約1.5納米的寬度，表示這是一個(gè)旋轉(zhuǎn)緩慢或不旋轉(zhuǎn)的恒星，雖然它的磁極可能與地球?qū)R。R136a2和a3快速旋轉(zhuǎn)，最接近進(jìn)化模型。R136a1的旋轉(zhuǎn)速度約200公里/秒，并且在1∼1.65百萬(wàn)年后赤道的旋轉(zhuǎn)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(fēng)直接導(dǎo)致了它極亮的光度。恒星超過(guò)90%的部分是對(duì)流層，只有一個(gè)小的非對(duì)流層在表面。

現(xiàn)象質(zhì)疑編輯大質(zhì)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(dāng)于太陽(yáng)一年釋放能量的總和(而R136a1只需要5秒)。在這一過(guò)程中，伴隨著質(zhì)量的迅速減少。克勞瑟說(shuō)：“星體和人類不一樣，它們誕生之初質(zhì)量巨大，年長(zhǎng)后逐漸變輕。R136a1已經(jīng)是一顆中年星體，質(zhì)量已大幅減少。”外國(guó)媒體 《每日電訊報(bào)》說(shuō)，R136a1在短短100萬(wàn)年時(shí)間內(nèi)消耗掉20%的質(zhì)量，現(xiàn)質(zhì)量相當(dāng)于265個(gè)太陽(yáng)。由于質(zhì)量迅速損失，這些“巨無(wú)霸”星體大多短命?？藙谏f(shuō)：“最大的也就能存續(xù)300萬(wàn)年。這在天文學(xué)上講，非常短暫。”

發(fā)展

恒星形成的吸積分子云模型可以預(yù)測(cè)恒星質(zhì)量的上限，在R136a1這種質(zhì)量的恒星可以形成之前，它的輻射可以防止進(jìn)一步增大。最簡(jiǎn)單的吸積模型預(yù)測(cè)金屬豐度下限為40倍太陽(yáng)，但更復(fù)雜的理論允許質(zhì)量高好幾倍。通過(guò)實(shí)證的約150倍太陽(yáng)的恒星質(zhì)量限制已經(jīng)被廣泛接受。R136a1明顯超過(guò)這些限制，從而可以導(dǎo)致新的單星吸積發(fā)展模型有可能去除上限，但也有大質(zhì)量恒星合并在一起形成更大質(zhì)量恒星的可能。作為吸積形成的單星，這樣一個(gè)龐大的恒星的性質(zhì)仍然是不確定的。合成光譜表明，它永遠(yuǎn)不會(huì)有一個(gè)主序星亮度級(jí)(V)，甚至是一個(gè)正常O型譜都不會(huì)有。接近愛(ài)丁頓極限的高亮度和強(qiáng)烈的恒星風(fēng)，一旦R136a1成為可見(jiàn)的恒星，可能會(huì)是WNxh(“x”表示0-9的數(shù)字，現(xiàn)經(jīng)科學(xué)家計(jì)算最可能的是WN5h光譜)光譜。由于核心的大型對(duì)流和表面的高質(zhì)量損失，以及它的恒星風(fēng)產(chǎn)生的特別的沃爾夫-拉葉光譜，氦氣和氮?dú)庹杆倩旌现帘砻?。R136a1的質(zhì)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(zhì)量約為150-200倍太陽(yáng)，所以R136a1比一些大質(zhì)量主序星而言要稍微冷一些。在核心的氫燃燒過(guò)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(huì)導(dǎo)致光度增加，所以R136a1現(xiàn)在要稍微比它形成時(shí)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(zhì)量也損失的更快一些。

未來(lái)

R136a1的未來(lái)發(fā)展是不確定的，沒(méi)有類似的恒星以確認(rèn)預(yù)測(cè)。大質(zhì)量恒星的演化取決于他們損失的質(zhì)量，不同的演化給出不同的結(jié)果，沒(méi)有一個(gè)完全匹配的結(jié)果。據(jù)認(rèn)為，WN5h發(fā)展成高光度藍(lán)變星后，氫在恒星核心會(huì)變得枯竭。這是一個(gè)使恒星極端失重的重要階段，在太陽(yáng)附近的金屬豐度，這個(gè)階段被稱為無(wú)氫沃爾夫拉葉星。星星從核心到表面的混合足夠強(qiáng)，由于對(duì)流核心非常大，以及它的金屬豐度很高和額外的“混合旋轉(zhuǎn)”，可以直接跳過(guò)高光度藍(lán)變星和富氫WN與貧氫的WN的演化。氫聚變可持續(xù)二百萬(wàn)年多，而R136a1的質(zhì)量在氫聚變末期可縮小為70-80倍太陽(yáng)。與富金屬單星一樣，即使它開(kāi)始旋轉(zhuǎn)很快，到氫燃燒結(jié)束旋轉(zhuǎn)速度將減慢至零左右。核心的氦聚變開(kāi)始后，大氣中的殘留氫迅速丟失，R136a1會(huì)迅速和無(wú)氫恒星一樣，亮度會(huì)降低。沃爾夫-拉葉星在這一點(diǎn)的不同主要是它們?cè)诤樟_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(guò)程中，碳和氧會(huì)積聚在核心，并且恒星的大量的質(zhì)量損失會(huì)繼續(xù)。這最終導(dǎo)致了WC光譜的發(fā)展，雖然它是富金屬星，但預(yù)計(jì)大部分的氦都在WN光譜燃燒了。在氦燃燒結(jié)束時(shí)，核心溫度的增加和質(zhì)量的損失會(huì)導(dǎo)致亮度和溫度的增加，且光譜類型成為WO。接下來(lái)的幾十萬(wàn)年將氦融合為更重的元素，但燃燒的最后階段不超過(guò)幾百到幾千年。R136a1的質(zhì)量會(huì)最終縮小到50多倍太陽(yáng)質(zhì)量[2] ，這種情況與大犬座VY極為相似，只不過(guò)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(zhì)量更大(約1.44倍太陽(yáng))時(shí)，便不可避免地要在某個(gè)階段受到核心崩潰。這通常發(fā)生在一個(gè)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(gè)質(zhì)量約64-133倍太陽(yáng)C-O核會(huì)變得那么熱，伽馬射線會(huì)自己產(chǎn)生正負(fù)電子對(duì)，在核心能量的突然損失將導(dǎo)致其崩潰為不穩(wěn)定對(duì)超新星(PISN)，有時(shí)被稱為一對(duì)創(chuàng)造新星(PCSN)。一個(gè)PISN通常只產(chǎn)生在很低的金屬豐度的恒星，沒(méi)有很大質(zhì)量的流失(保證C-O核心質(zhì)量為64倍太陽(yáng)以上)。這也可以發(fā)生在金屬非常豐富的恒星，但R136a1預(yù)測(cè)的C-O核心重量低于50倍太陽(yáng)，所以PISN是不可能的。鐵芯的崩潰可能會(huì)產(chǎn)生超新星爆炸，有時(shí)會(huì)有一個(gè)伽瑪射線暴(GRB)。這種超新星爆炸的類型將是I型，因?yàn)檫@顆恒星沒(méi)有氫，IC型是因?yàn)樗袔缀鯖](méi)有氦。特別巨大的鐵核心可能會(huì)在爆炸后使整個(gè)恒星崩潰成一個(gè)黑洞，超新星的“亞光”會(huì)作為放射性物質(zhì)56Ni落回黑色孔。其他的模型預(yù)測(cè)，這樣一個(gè)大的核心會(huì)產(chǎn)生非常大量的56Ni，會(huì)成為一個(gè)超亮的超新星。IC型超新星在具有星球旋轉(zhuǎn)和適當(dāng)?shù)馁|(zhì)量時(shí)可以就會(huì)產(chǎn)生GRB。R136a1預(yù)計(jì)在那個(gè)時(shí)候旋轉(zhuǎn)速度會(huì)接近0，且核心會(huì)崩潰，所以GRB是不可能的。一個(gè)IC類型的核心崩潰的超新星究竟會(huì)形成中子星還是黑洞，取決于核心的質(zhì)量。R136a1的核心將遠(yuǎn)遠(yuǎn)高于中子星的最大質(zhì)量，所以形成黑洞是不可避免的[2] ，并且質(zhì)量極高。