宇宙中十大最大星球

一、R136a1（质量最大的恒星）

简介及参数：R136a1是一颗蓝特超巨星，是目前宇宙中巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。估计是265个太阳的质量。这颗恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太阳的870万倍。它位在大麦哲伦星系的蜘蛛星云中，是靠近剑鱼座30复合体的R136超星团中的成员。

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。

R136a1的未来发展是不确定的，没有类似的恒星以确认预测。大质量恒星的演化取决于他们损失的质量，不同的演化给出不同的结果，没有一个完全匹配的结果。

据认为，WN5h发展成高光度蓝变星后，氢在恒星核心会变得枯竭。这是一个使恒星极端失重的重要阶段，在太阳附近的金属丰度，这个阶段被称为无氢沃尔夫拉叶星。

星星从核心到表面的混合足够强，由于对流核心非常大，以及它的金属丰度很高和额外的“混合旋转“，可以直接跳过高光度蓝变星和富氢WN与贫氢的WN的演化。氢聚变可持续二百万年多，而R136a1的质量在氢聚变末期可缩小为70-80倍太阳。与富金属单星一样，即使它开始旋转很快，到氢燃烧结束旋转速度将减慢至零左右。

核心的氦聚变开始后，大气中的残留氢迅速丢失，R136a1会迅速和无氢恒星一样，亮度会降低。沃尔夫-拉叶星在这一点的不同主要是它们在赫罗图上的位置为零龄主序星，类似于主序星，但比主序星的温度高。

在氦燃烧过程中，碳和氧会积聚在核心，并且恒星的大量的质量损失会继续。这最终导致了WC光谱的发展，虽然它是富金属星，但预计大部分的氦都在WN光谱燃烧了。

在氦燃烧结束时，核心温度的增加和质量的损失会导致亮度和温度的增加，且光谱类型成为WO。接下来的几十万年将氦融合为更重的元素，但燃烧的最后阶段不超过几百到几千年。R136a1的质量会最终缩小到50多倍太阳质量，这种情况与大犬座VY极为相似，只不过光谱略有不同。

二、盾牌座UY（体积最大的恒星）

简介及参数：盾牌座 UY（UY Scuti），是一颗位于盾牌座的红超巨星，是现今人类已知体积最大的恒星，距离地球约5100光年。半径可达 1708± 192 R⊙，约为 7.94 AU，仅仅略小于土星轨道半径，位居人类观测到的恒星体积榜首，假如把它放到太阳系中心，那么边缘将迫近土星的轨道，也就是说包括太阳在内，连水星，金星，地球，火星，小行星带和木星都只能在它的肚子里运行，可见这个星球有多么的庞大。

盾牌座 UY的视星等为 8.29 ~ 10.56等，意味着人类肉眼无法看到这颗恒星，需要望远镜帮助才能看到。据国际变星指定标准，它被称为盾牌座 UY，表示它是盾牌座的第 38个变星。

盾牌座 UY位于 A型恒星盾牌座γ以北数度，并且位于鹰状星云的东北。尽管该恒星光度很高，但由于其遥远并且位于天鹅座大裂缝的隐带内部，因此，从地球上看它的星等只有 9等。

盾牌座UY拥有十分大的体积、极低的密度和非常不稳定的状态。这颗恒星会以一个很快的速度将大量物质喷发进太空，并于其周围形成云气。这颗恒星几乎完全被这些尘埃和气体所遮蔽，并且因低密度和高亮度而迅速流失质量，其现况与大多数红超巨星类似。因为这些尘埃和气体的透明度并不高。

初始质量超过 8 M⊙的恒星，将可能在生命末期引发猛烈的超新星爆发。现在的盾牌座 UY正处于极不稳定的红超巨星阶段，科学家预测，在几百万到几千万年内，这样一颗庞然大物终究会在引力的作用下崩塌，成为一颗壮丽的超新星。（M⊙： m在物理学中一般用来表示质量，而⊙则表示太阳，因此两放在一起就是太阳质量）。

三、天鹅座NML（最大的红特超巨星）

简介及参数：天鹅座 NML，是人类已知最大的红特超巨星，同时也是目前已知半径第二大的恒星。半径约为 1640 R⊙。天鹅座 NML也是已知光度最高的恒星之一，其光度高达 2.72× 10^5± L☉。天鹅座 NML距离地球约 5250 ly（1610 pc），周围有许多尘埃环绕，周围有一个豆状的不规则星云，并且它的形状和水蒸气迈射分布是一致的。它同时也是一颗周期约 940日的半规则变星。

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天鹅座 NML是天鹅座 OB2星协的其中一颗成员星。天鹅座 NML的质量大约是 50 M☉。它的年周视差大约是 0.62毫角秒。

天鹅座 NML的辐射热光度(Lbol)接近 3× 10^6 L☉，绝对热星等(Mbol)是 9.4，是已知光度最高的特超巨星之一。天鹅座 NML于 1965年由 Neugebauer、Martz和 Leighton发现。名称中的 NML即来自三位发现者姓氏第一个字母。

据观测资料，天鹅座 NML被认为有两个分离的，由尘埃和分子组成的光学厚外层。内层的光深度大约是 1.9，外层则是 0.33。它的质量流失率大约是每年 20 M⊕，是已知质量流失率最高的恒星之一。

天鹅座 NML的尘埃层形成原因是因为它极高的后主序星恒星风速度以及高质量流失率。它的恒星风速度可达 23 km/s。因为天鹅座 NML在银河系中的位置相当特殊，因此周围星际环境并未对它的外层有明显影响。

天鹅座 NML是一颗巨大的富氧恒星。它的成分是自 1968年由 Wilson和 Barrett侦测到 OH无线电波辐射(1612 MHz)开始得知。之后在它的周围已经发现的分子有 H2O、SiO、CO、HCN(氰化氢)、CS、SO、SO2和 H2S等分子。

天鹅座 NML的周围有着巨大的尘埃壳层，这使得它的半径和质量变得十分难以确定。通常认为它的半径约为 1640 R⊙（⊙：太阳的意思），而实际观测中，只计算光深度较大的部分，那么它的半径将是 1183 R⊙，这类低温恒星会有强烈的边界昏暗效应，因此 1183 R⊙是它大小的下限。从 K、J波段的观测显示出的结果则要大的多，恒星的半径将超过 2775 R⊙，最大 4000 R⊙。恒星演化理论上并没有恒星能膨胀到如此大的程度，这也许是恒星周围的气体干扰了观测结果所导致的。

天鹅座 NML的光度约为 2.72× 10^5± L⊙，因此可以大致的估计出恒星的质量。根据恒星物理性质以及空间位置所推导出的结果，恒星的质量约为 50 M⊙。天鹅座 NML是大名鼎鼎的天鹅座 OB2星协的外围成员星，年龄不足 5× 10^6年。而另一种理论则认为天鹅座 NML是由 25 M⊙的 O型星演化了 8× 10^6年所形成。