R136a1是一顆沃爾夫-拉葉星（嚴(yán)格意義上講，類別為 WNxh 的恒星不屬于真正的沃爾夫-拉葉星），是目前在巨大質(zhì)量恒星列表中已知質(zhì)量最大的恒星。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 ~ 315 M⊙。這顆恒星也列名在最亮恒星列表中，光度是太陽(yáng)的 8.71 × 10^6 L⊙。它位在大麥哲倫星系的蜘蛛星云中，是靠近劍魚座 30 復(fù)合體的 R136 超星團(tuán)中的成員。

發(fā)現(xiàn)

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 R136 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 m 口徑望遠(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 型星聚集在 0.5 pc 的空間里面，更可能的解釋是有一顆 3000 M⊙ 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)高光度恒星。更先進(jìn)的 WFPC2 在 0.5 pc 空間的 R136a 中發(fā)現(xiàn)超過 3000 顆恒星并且對(duì) 4.7 pc 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)為質(zhì)量最大和最明亮的恒星。以前的估計(jì)把亮度低至 1.5 × 10^6 L⊙。 

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)。保羅教授幽默地說道：“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?！?/p>

保羅教授同時(shí)說道，雖然這顆恒星如此巨大，但它卻可能只有不到一千萬(wàn)年的壽命，因?yàn)樗|(zhì)量越大，消耗能量的速度就越快。

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 · 可勞瑟（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），和來自哈勃太空望遠(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) 1000 ~ 3000 M⊙ 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) 56000 K，超過太陽(yáng)的 7 倍，并且光度是太陽(yáng)的數(shù)百萬(wàn)倍。至少有 3 顆恒星的質(zhì)量大約是 150 M⊙。

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(jí)核心。在 1979 年需要一個(gè) 3.6 m 口徑望遠(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 ° 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。

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，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。

按照埃丁頓極限，星體質(zhì)量越大，能發(fā)出越多的輻射壓，而過度的輻射壓力，也將使星體不穩(wěn)定。質(zhì)量超過 50 M⊙的星體，不可能穩(wěn)定。人們普遍認(rèn)為，150 M⊙ 是愛丁頓極限可達(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 R136a1 正受到強(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的，但 R136a1 似乎是一個(gè)單星，沒有大量的證據(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)研究中否定了 R136a1 和 R136a2 為雙星，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。

快速多普勒徑向速度的變化可以檢測(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)高亮度的沃爾夫-拉葉星，在赫羅圖的極端左上角位置。普通沃爾夫-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。

嚴(yán)格意義上講，R136a1 并非真正的沃爾夫-拉葉星。它甚至還沒有把核心的氫燒完。因此光譜中會(huì)帶有強(qiáng)烈的氫發(fā)射線。此類恒星由于恒星內(nèi)部的對(duì)流或是其他一些原因（比如恒星間的合并），原本深藏于核心的氮元素被拋到表面來，于是造成了這種假象，故被稱為“偽沃爾夫-拉葉星”。實(shí)際上真正的沃爾夫-拉葉星在暴露出碳、氮、氧層時(shí)，其內(nèi)部的氫早就被恒星風(fēng)拋掉了，大氣中氫的含量極少（這類恒星也是 Ib、Ic 型超新星的來源）。

光譜為 WN5h 的恒星是仍在燃燒氫核的偽沃爾夫-拉葉星。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、氮水平來自混合對(duì)流的 C-N-O 循環(huán)的產(chǎn)物表面。

R136a1 是目前已知質(zhì)量最大的恒星，可能是眾所周知的船底座 η 星（海山二）、手槍星或牡丹星一倍以上。

現(xiàn)有質(zhì)量為太陽(yáng)質(zhì)量 265 ~ 315 倍是從近紅外（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 NGC 3603-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 150 M⊙。R136a1 最初是質(zhì)量為 320 M⊙ 的快速旋轉(zhuǎn)的恒星，已經(jīng)燃燒了 1.7 × 10^6 年。

最低 256 M⊙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 km/s，這是由于強(qiáng)烈的電磁輻射壓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 × 10^-5 M⊙（ 3.21 × 10^18 kg/s）的質(zhì)量，比太陽(yáng)損失的速度超過 10^9 倍，預(yù)計(jì)自形成以來有超過 50 倍太陽(yáng)的物質(zhì)失去。

光度

R136a1 的光度約為 8.71 × 10^6 L⊙，是已知最明亮的恒星，它的功率相當(dāng)于太陽(yáng)的 6.3072 × 10^6 倍，5 s 的時(shí)間里釋放出的能量相當(dāng)于太陽(yáng)一年散發(fā)的能量總和，可見光度相當(dāng)于 1.5 × 10^5 L⊙。換句話說，如果它代替我們太陽(yáng)，地球收到的可見光強(qiáng)度將會(huì)增強(qiáng) 1.5 × 10^5 倍。在距離 10 pc 的亮度，其視星等是 -8.09 等，遠(yuǎn)超過天狼星的 -1.46 等。

R136a1給整個(gè)劍魚座 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。這有效地限制了恒星長(zhǎng)時(shí)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恒星，其計(jì)算是極其復(fù)雜的，且只適用于真正的恒星。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)量恒星的愛丁頓限制。R136a1 的光度是愛丁頓光度的 70%。 

溫度

R136a1 已經(jīng)超過 50000 K 的溫度（56000 K），比太陽(yáng)要高近 9 倍，是極紫外線輻射峰值。

R136a1 的 B-V 色指數(shù)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 WFPC2 336 nm 和 555 nm 的濾波器中得到 U-V 色指數(shù)是 -1.28，顯示出這是一個(gè)非常熱的恒星，但該數(shù)值尚未確定。這種“矛盾”的顏色指標(biāo)對(duì)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(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 色指數(shù)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 5.3 × 10^4 ± 3 × 10^3 K 的表面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 43000 K，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 50 nm 左右，近 99% 的輻射發(fā)射到非可見光的范圍。 

直徑

R136a1 的直徑非常受爭(zhēng)議，但最新數(shù)據(jù)顯示它的半徑在 28 ~ 35 R⊙ 之間。R136a1 的半徑事實(shí)上比畢宿五還小。

R136a1的實(shí)際半徑約為 28.8 ~ 35.4 R⊙。已知最大半徑的恒星是盾牌座 UY，半徑約為 1708 ± 192 R⊙。

R136a1 不像地球或太陽(yáng)一樣已經(jīng)確定了可見的表面。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)度是幾百到一千多倍太陽(yáng)，而 R136a1 只有幾十倍。盡管質(zhì)量很大并且尺寸不大，R136a1 的密度卻只有太陽(yáng)的平均密度的 10%，約是 1.4 × 10 kg/m3。

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 2.1 μMNV 的發(fā)射線產(chǎn)生的風(fēng)比較深，可以用來估計(jì)旋轉(zhuǎn)速度。在 R136a1 它具有約 1.5 nm 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 R136a3 快速旋轉(zhuǎn)，最接近進(jìn)化模型。R136a1 的旋轉(zhuǎn)速度約 200 km/s，并且在大約 1.65 × 10^6 年后赤道的旋轉(zhuǎn)速度還是這樣。

現(xiàn)狀

R136a1 依然還在把氫融合成氦的階段，主要是由于在高溫核心的 C-N-O 循環(huán)。由于它是偽沃爾夫-拉葉星，所以它仍然年輕。造成它偽沃爾夫-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 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

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）。在這一過程中，伴隨著質(zhì)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(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?！蓖鈬?guó)媒體 《每日電訊報(bào)》說，R136a1 在短短 1.7 × 10^6 年時(shí)間內(nèi)消耗掉 20% 的質(zhì)量，現(xiàn)質(zhì)量相當(dāng)于 265 ~ 315 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：“最大的也就能存續(xù)幾千萬(wàn)年。這在天文學(xué)上講，非常短暫?！?/p>

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)金屬豐度下限為太陽(yáng)的 40 倍，但更復(fù)雜的理論允許質(zhì)量高好幾倍。通過實(shí)證的約 150 M⊙ 的限制已經(jīng)被廣泛接受。R136a1 明顯超過這些限制，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)主序星光度型（V），甚至是一個(gè)正常 O 型光譜型都不會(huì)有。接近愛丁頓極限的高亮度和強(qiáng)烈的恒星風(fēng)，一旦 R136a1 成為可見的恒星，可能會(huì)是 WNxh 類恒星。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，溫度卻很“涼爽”，這種金屬豐度的溫度為 5.6 × 10^4 K 的恒星經(jīng)推算其質(zhì)量約為 150 ~ 200 M⊙，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 要稍微比它形成時(shí)更明亮。R136a1 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

R136a1 的未來發(fā)展是不確定的，沒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。恒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) 2 × 10^6 年，而 R136a1 的質(zhì)量在氫聚變末期可縮小為 200 ~ 215 M⊙。與富金屬單星一樣，即使它開始旋轉(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 階段燃燒了。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)致亮度和溫度驟增，且光譜類型成為 WO。接下來的幾十萬(wàn)年將氦融合為更重的元素，但燃燒的最后階段不超過幾百到幾千年。R136a1 的質(zhì)量會(huì)最終縮小到 180 ~ 220 M⊙ ，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(zhì)量更大（約 1.44 M⊙）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 M⊙ C-O 核會(huì)變得極熱，具有極高能量的 γ 光子會(huì)因相互作用自己產(chǎn)生正負(fù)電子對(duì)。由于正負(fù)電子對(duì)湮滅時(shí)釋放出的能量要小于形成他們的 γ 光子的能量，因此能量的損失將導(dǎo)致其變得極其不穩(wěn)定，最終核心在引力的擠壓下崩塌，溫度驟升引發(fā)的核爆轟將炸毀整個(gè)星體，不留下一丁點(diǎn)殘骸（例如中子星，黑洞），只剩下一團(tuán)星云，成為不穩(wěn)定對(duì)超新星（PISN）。（有時(shí)也被稱為一對(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，沒有很大質(zhì)量的流失（保證 C-O 核心質(zhì)量為 64 M⊙ 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 M⊙，所以形成 PISN 幾率幾乎為零。

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@顆恒星沒有氫，Ic 型是因?yàn)樗袔缀鯖]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 落回黑洞。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，所以能否形成 GRB 還有很大的爭(zhēng)議。

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，并且質(zhì)量極高。