R136a1
分子雲からの降着による星形成のモデルでは、放出される放射線によって更なる降着が妨げられることで恒星の質量に上限があることが予測されている。種族Iの恒星の金属量から考えられる最も単純な降着モデルでは、恒星の質量の限界は40太陽質量と低い値にしているが、より複雑な理論では上限はその数倍大きくなる。現在では恒星の上限質量として150太陽質量という経験的限界が広く受け入れられている。R136a1は明らかにこれらの限界を超越していて、これらの限界を潜在的に除外する単独星の新しい降着モデルの開発につながっており、恒星同士の合体によってさらに大規模な恒星が形成される可能性をもたらしている。
単独星として降着から形成されたそのような巨大の恒星の特性については未だ不確かである。合成スペクトルでは、主系列星の光度階級(V)または通常のO型星のスペクトルでさえも持たないことが示されている。
R136a1は、現在知られている中では最も質量が大きな恒星である。
非局所熱力学平衡ブランケット効果(英語版)CMFGENモデル、およびTLUSTYモデル大気コードを組み合わせたところ、近赤外線のスペクトル(Kバンド(英語版))から、265太陽質量というR136a1の進化論的質量が導き出されている。このモデルは、WN6h型の連星であるNGC 3603-A1から導出された動的質量に対して検証されたもので、地球から見ると一直線上、もしくは離れたところに予期しない伴星が存在している場合、R136a1とその伴星の質量はそれぞれ150太陽質量となる。予想されるR136a1の特性は、大マゼラン雲で約170万年間輝き続けた後に見られる金属量を持ち、かつ形成初期は急速に自転していた太陽の320倍の質量を持つ場合とよく一致している。
R136a1が単独の恒星であると想定して、光学スペクトルそして紫外線スペクトルと質量光度関係を持つPoWR(ポツダムウォルフ・ライエ)大気モデルを使用した同様の解析では、太陽の256倍という質量値が得られている。
BONNSAIモデルを用いて行われた最近の分析では、観測で得られたパラメーターに進化モデルを一致させることで年齢と質量を割り出しており、これにより形成初期の質量として325+55−45太陽質量、現在の質量として315+60−50太陽質量という値が導き出されている。
そしてR136a2、R136a3、R136cと共にR136全体の43~46%のライマン連続放射(Lyman continuum radiation)を生成している。
質量の大きい恒星は、表面から外向きに作用する放射圧が恒星の中心方向に作用する重力の強さと等しくなる光度であるエディントン限界(エディントン光度)に近い光度を持つ。エディントン限界に近づくと、恒星は非常に多くのエネルギーを生成するため、外層が宇宙空間に急速に放出されてしまう。これにより、恒星が長期間に渡ってより強い光度で輝くことは事実上、制限されている。古典的なエディントン限界は、静水圧平衡にないR136a1などの恒星には適用できず、その計算は実際の恒星に対して行うには非常に複雑なものであった。より経験的なHumphreys–Davidson限界は観測された恒星の光度の限界として求められるが、最近のモデルでは大質量の恒星に適用できる、さらに有用で理論的なエディントン限界の計算が行われている。R136a1は現在、エディントン限界の約70%の光度で輝いている。