世界上最大的行星是哪个

　世界上最大的行星是哪个?大家知道吗?下面我为大家解答。

　世界上最大的行星是木星

　木星在太阳系的八大行星中体积和质量最大，它有着极其巨大的质量，是其它七大行星总和的2.5倍还多，是地球的318倍，而体积则是地球的1,321倍。同时，木星还是太阳系中自转最快的行星，所以木星并不是正球形的，而是两极稍扁，赤道略鼓。木星是天空中第四亮的星星，仅次于太阳、月球和金星(在有的时候，木星会比火星稍暗，但有时却要比金星还要亮)。木星主要由氢和氦组成，中心温度估计高达30,500℃。

　木星表面有一个大红斑，位于木星赤道南部。从东到西最长时有48000千米，最小时也有20000多千米;从北到南最长有14000千米，最短时也有11000千米，面积大约453250000平方千米，能容纳三个地球。对于它是什么目前仍有争论，很多人认为它是一个永不停息的旋风，这个大红斑是1665年由法国后裔的天文学家卡西尼发现，每6个地球日按逆时针方向旋转一周，经常卷起高达8千米的云塔。它时常改变颜色和形状，但却从来没有完全消失过。

　基本参数

　自转周期：木星赤道部分的自转周期为9小时50分30秒，两极地区的自转周期稍慢一些。

　直径：142800千米(赤道)，133800千米(两极)

　质量：1.90?10的27次方千克

　平均密度：1.33g/立方厘米(水是1)

　核心密度：1600Kg/立方米(水是1000)

　表面重力加速度：23.12米每二次方秒。

　质量(与地球比)：317.89倍

　体积(与地球比)：1316倍

　表层温度：其表面有效温度值为-168℃，而地球观测值为-139℃。

　半长轴(AU)：5.20336301

　轨道倾角(度)：1.30530

　升交点经度(度)：100.55615

　近日点经度(度)：14.75385

　会合周期(天)：398.88

　平均轨道速度(公里)：13.07

　地形外观

　木星表面有红、褐、白等五彩缤纷的条纹图案，可以推测木星大气中的风向是平行於赤道方向，因区域的不同而交互吹着西风及东风，是木星大气的一向明显特徵。大气中含有极微的甲烷 、乙烷 之类的有机成份，而且有打雷现象，生成有机物的机率相当大。

　表面环境

　木星的成份绝大部分是氢和氦。木星离太阳比较远，表面温度低达摄氏零下150度，木星内部散放出来的热，是它从太阳接受的热的两倍以上，所以如果木星只靠太阳的热来加温，表面温度还会再低20度。

　星体结构

　木星的表面是由液态氢 以及氦 所组成的，在深入地心 为液态的金属氢，其核心为一个岩质的核，约有地球的两倍大，十倍重。

　木星拥有非常大的磁场 ，表面磁场的强度超过地球的10倍。木星的磁气圈分布围比地球磁气圈的围大上100多倍，是太阳系中最大的磁气圈。由於太阳风和磁气圈的作用，木星也和地球一样在极区有极光产生。

　我们的宇宙到底有多大?宇宙中最大的星球是什么?地球够大的了吧!而太阳系中最大的行星是木星,其直径是是地球的1000倍,而太阳又是木星的1000倍。下面我们来看看宇宙最大的星球。

　 宇宙最大的星球是什么：R136a1恒星

　R136a1是一颗蓝特超巨星，是目前在巨大质量恒星列表中已知质量最大的恒星。[1] 这颗恒星的质量是由谢菲尔德大学的天文学家测量的，估计是265太阳质量 。[1] 这颗恒星也列名在最亮恒星列表中，亮度是太阳的870万倍[1] 。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。

　 发现R136a1恒星

　1960年，一组在比勒陀利亚天文台工作的天文学家对大麦哲伦星云的亮度和明亮的恒星光谱进行测量。其中目录编号是136的蜘蛛星云中有一个明亮的物体。随后的观察表明，这个物体?R136位于一个高亮区的中心，这是一个直接观测到的巨大的恒星形成中心。

　1979年，欧洲南方天文台的3.6米望远镜把R136划分成三部分：R136a，R136b，和R136c。R136a的确切性质尚不清楚，正在进行激烈的讨论。估计中央区域的亮度将需要多达100个O级星聚集在半秒差距的空间里面，更可能的解释是有一颗3000倍太阳质量的恒星。

　维格尔特和贝尔在1985年提供r136a星团的第一证明。利用散斑干涉技术，R136a被证明是在1角秒内由8颗星组成的星群，而R136a1是最明亮的。

　对R136a的性质最终确认在哈勃太空望远镜发射之后。它的行星照相机把R136a至少分成12部分，并且显示R136里包含200多个高光度星。更先进的WFPC2在半秒差距空间的R136a中发现超过3000颗恒星并且对4.7秒差距半径内46个巨大的发光恒星进行研究。

　在2010年，R136a1被公认为最大和最明亮的星。以前的估计把亮度低至1500000太阳光度。

　英国皇家天文学会的几个重量级人物在他们的月度报告中公布了这一重大发现。保罗教授幽默的说道：?这简直是个怪物，可能有很多恒星比它明亮，但是质量却远远不及它。?保罗教授同时说道，虽然这颗恒星如此巨大，但它却可能只有300万年的.寿命，因为它越大，消耗的能量就越快。

　发现这颗恒星的新闻是在2010年7月发布的，由英国谢菲尔德大学的天文物理学教授保罗?克劳瑟(Paul Crowther)领导的一个小组，使用欧洲南方天文台在智利的甚大望远镜(VLT)，和来自哈伯太空望远镜的资料，研究NGC 3603和R136a这两个星团。R136a曾经被认为是拥有质量高达1,000?3,000太阳质量的超大质量天体。R136a的本质被全像的斑点干涉测量解析和发现是一个高密度的星团。这个小组发现其中有些恒星的表面温度高达40,000K，超过太阳的7倍，并且亮度是太阳的数百万倍。至少有3颗恒星的质量大约是150倍的太阳质量。

　 R136a1的可见度

　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。

　 R136a1的光度

　R136a1的亮度约为870万倍太阳光度，是已知最明亮的恒星，它在五秒的时间里散发的能量相当于太阳一年散发的能量。如果它代替我们太阳系的太阳，它将是太阳光度的97000倍，从地球上看视星等是-39。在距离10秒差距的亮度，视星等是-7.6，是在地球上看金星亮度的16倍。

　R136a1给整个剑鱼座30区(多达70个O7矮星)供应约7%的电离通量。和R136a2、R136a3以及R136c在整个R136星团中一共产生43%-46%的莱曼辐射。

　接近爱丁顿极限的大质量恒星，在恒星的表面向外辐射的压力等于恒星的引力的力量。如果在爱丁顿限制以上，一颗恒星产生如此多的能量，它的外层就会被迅速抛出。这有效地限制了星星长时间高光度地闪耀。经典的爱丁顿光度的限制不适用于R136a1这样流体静力平衡的星星，其计算是极其复杂的，且只适用于真正的星星。戴维森-汉弗莱限制已被确定为观测到的恒星的亮度限制，但最近的模型试图计算出有理论的适用于大质量恒星的爱丁顿限制。R136a1的光度是爱丁顿光度的70%。

　 R136a1的温度

　R136a1已经超过50000K的温度(49700?C;89500?F)，比太阳要高近十倍，是极紫外线辐射峰值

　R136a1的色指数B-V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的滤波器中得到色指数u-v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53000K-56000K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43000K，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)。

　 R136a1的直径

　R136a1的直径非常受争议，有人认为是2倍大犬座VY的直径，有的说3200倍太阳半径，还有说7亿公里的，但最新数据显示它可能没有这么大。R136a1的半径其实也没有参宿四大。

　R136a1的实际半径是太阳半径的28.8-35.4倍。

　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倍太阳，而R136a1只有几十倍。尽管质量很大并且尺寸不大，R136a1却只有约1%太阳的平均密度，约是14千克/立方米，这比在海平面的地球大气层的密度超过10倍。

　 R136a1的自转

　R136a1的的旋转速度不能被直接测量，这是因为光球被密集的恒星风掩盖和用于测量旋转的多普勒展宽的光球吸收线不在光谱中呈现。在2.1?MNV的发射线产生的风比较深，可以用来估计旋转速度。在R136a1它具有约1.5纳米的宽度，表示这是一个旋转缓慢或不旋转的恒星，虽然它的磁极可能与地球对齐。R136a2和a3快速旋转，最接近进化模型。R136a1的旋转速度约200公里/秒，并且在1?1.65百万年后赤道的旋转速度还是这样。

　 R136a1的现状

　R136a1是目前还在把氢融合成氦的阶段，主要是由于在高温核心的碳氧氮循环。尽管它是沃尔夫-拉叶星，但它仍然年轻。造成它沃尔夫?拉叶星的光谱的原因是从核心到表面的高水平的氦氮致密恒星风直接导致了它极亮的光度。恒星超过90%的部分是对流层，只有一个小的非对流层在表面。

　 R136a1的未来

　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[2] ，这种情况与大犬座VY极为相似，只不过光谱略有不同。