WikiDer > Кластер арок
| Кластер арок | |
|---|---|
 Кластер арок в J, ЧАС, и K инфракрасный группы (НАКО адаптивная оптика на ESOС Очень большой телескоп) | |
| Данные наблюдений (J2000 эпоха) | |
| Созвездие | Стрелец |
| Прямое восхождение | 17час 45м 50.5s |
| Склонение | –28° 49′ 28″ |
| Расстояние | 25 кли (8.5 кпк) |
| Физические характеристики | |
| Примечательные особенности | Оптически затемненный |
В Кластер арок самый плотный из известных звездное скопление в Млечном Пути находится около 100 световых лет из его центр, в созвездии Стрелец (Лучник), в 25000 световых годах от Земли. Об открытии этого скопления сообщили Нагата и др. в 1995 г.[1] и независимо Cotera et al. в 1996 г.[2]Из-за очень тяжелого оптического вымирание из-за пыли в этой области скопление Arches не видно в видимых полосах и наблюдается в рентгеновский снимок, инфракрасный, и радио группы. Он содержит примерно 135 молодых очень горячих звезд, которые во много раз больше и массивнее Солнца, а также многие тысячи менее массивных звезд.[3]
Возраст этого звездного скопления оценивается примерно в два с половиной миллиона лет.[3][4] Хотя больше и плотнее, чем рядом Квинтуплетный кластер, кажется, немного моложе. Только звезды более ранние и более массивные, чем O5, эволюционировали в сторону от главной последовательности, в то время как Квинтуплетное скопление включает в себя ряд горячих сверхгигантов, а также красный сверхгигант и три светящиеся синие переменные.[4]
Самые известные члены Arches Cluster горячие линия излучения звезд: тринадцать Звезды Вольфа – Райе, все массивные типы, богатые водородом; и восемь класса О гипергиганты. Один из них - затмевающий двоичный с начальной школой Вольфа-Райе и классом O сверхгигант вторичный. рентгеновский снимок Излучение скопления предполагает, что многие другие члены также находятся в тесных двойных системах с двумя горячими светящимися членами, но существует мало свидетельств того, что на эволюцию этих звезд влияет двойной массообмен. Спектральные классы и их свойства плавно переходят от основной последовательности к нормальному классу O гиганты и сверхгиганты - до гипергигантов класса O - до предположительно наиболее развитых Вольф-Райец. Одна звезда занимает промежуточное положение между WN8-9h и O4-6 Ia.+. Нет более крутых эволюционировавших звезд.[4]
Работа Дональд Фигер, астроном из Рочестерский технологический институт предполагает, что 150 солнечные массы (M☉) является верхним пределом звездной массы в нынешнюю эру Вселенной. Он использовал Космический телескоп Хаббла Наблюдать около тысячи звезд в скоплении Arches и не найти звезд выше этого предела, несмотря на статистическое ожидание, что их должно быть несколько.[5] Однако более поздние исследования продемонстрировали очень высокую чувствительность рассчитанных звездных масс к законы вымирания используется для определения массы, что может повлиять на верхний предел массы примерно на 30% с использованием различных законов поглощения[6] (возможно от 150M☉ примерно до 100M☉).
| B = Блюм[7] F = Фигер[8] | WR #[9] | Спектральный тип[4] | Яркость[10] (L☉) | Температура[10] (эффективная, К) | Масса[11] (M☉) | Радиус[10] (р☉) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B1 | 102bc | WN8-9h | 891,000 | 31,700 | 50 - 60 | 32 |
| F1 | 102ad | WN8-9h | 2,000,000 | 33,200 | 101 - 119 | 43 |
| F2 | 102aa | WN8-9h O5-6 Ia+ | 1,000,000 | 33,500 | 80[4] 60[4] | 29.9 |
| F3 | 102bb | WN8-9h | 1,260,000 | 29,600 | 52 - 63 | 43 |
| F4 | 102al | WN7-8h | 2,000,000 | 36,800 | 66 - 76 | 35 |
| F5 | 102ai | WN8-9h | 891,000 | 32,100 | 31 - 36 | 31 |
| F6 | 102ач | WN8-9h | 2,240,000 | 33,900 | 101 - 119 | 44 |
| F7 | 102aj | WN8-9h | 2,000,000 | 32,900 | 86 - 102 | 44 |
| F8 | 102ag | WN8-9h | 1,260,000 | 32,900 | 43 - 51 | 35 |
| F9 | 102ae | WN8-9h | 2,240,000 | 36,600 | 111 - 131 | 38 |
| F10 | 102ab | O7-8 Ia+ | 891,000 | 32,200 | 55 - 69 | 24 |
| F12 | 102af | WN7-8h | 1,580,000 | 36,900 | 70 - 82 | 31 |
| F13 | O7-8 Ia+ | |||||
| F14 | 102ba | WN8-9h | 1,000,000 | 34,500 | 54 - 65 | 28 |
| F15 | O6-7 Ia+ | 1,410,000 | 35,600 | 80 - 97 | 32 | |
| F16 | 102ak | WN8-9h | 794,000 | 32,200 | 46 - 56 | 29 |
| F17 | 102ac | O5-6 Ia+ | ||||
| F18 | O4-5 Ia+ | 1,120,000 | 36,900 | 67 - 82 | 26 | |
| F20 | O4-5 Ia | 794,000 | 38,200 | 47 - 57 | 21 | |
| F27 | O4-5 Ia+ | |||||
| F28 | O4-6I | 891,000 | 39,600 | 57 - 72 | 23 | |
| F40 | O4-5 Ia+ | 562,000 | 39,500 | 57 - 72 | 16.1 |
Рекомендации
- ^ Nagata, T .; Woodward, C .; Shure, M .; Кобаяши, Н. (апрель 1995 г.). «Объект 17: Еще одно скопление звезд с эмиссионными линиями около центра Галактики». Астрономический журнал. 109 (4): 1676. Bibcode:1995AJ .... 109.1676N. Дои:10.1086/117395.
- ^ Cotera, A .; Эриксон, Э .; Colgan, S .; Simpson, J .; Allen, D .; Бертон, М. (апрель 1996 г.). «Открытие горячих звезд вблизи тепловых радиоволокон центра Галактики». Астрофизический журнал. 461 (750): 750. Bibcode:1996ApJ ... 461..750C. Дои:10.1086/177099.
- ^ а б Espinoza, P .; Селман, Ф. Дж .; Мельник, Дж. (Июль 2009 г.). «Начальная функция масс массивной звезды скопления Арки». Астрономия и астрофизика. 504 (2): 563–583. arXiv:0903.2222. Bibcode:2009A & A ... 501..563E. Дои:10.1051/0004-6361/20078597.
- ^ а б c d е ж Кларк, Дж. С; Lohr, M. E; Наджарро, Ф; Донг, H; Мартинс, Ф (2018). «Повторное посещение кластера Arches: I. Представление данных и звездная перепись». arXiv:1803.09567 [Astro-ph.SR].
- ^ Фигер, Дональд Ф. (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа. 434 (7030): 192–194. arXiv:Astro-ph / 0503193. Bibcode:2005Натура.434..192F. Дои:10.1038 / природа03293. ISSN 0028-0836. PMID 15758993.
- ^ Habibi, M .; Stolte, A .; Бранднер, В .; Hußmann, B .; Мотохара, К. (август 2013 г.). «Сгустки Арки достигают своего приливного радиуса: динамическое разделение масс и влияние закона поглощения на функцию масс звезды». Астрономия и астрофизика. 556 (A26): A26. arXiv:1212.3355. Bibcode:2013A & A ... 556A..26H. Дои:10.1051/0004-6361/201220556.
- ^ Blum, R.D .; Schaerer, D .; Pasquali, A .; Heydari-Malayeri, M .; Conti, P. S .; Шмутц, В. (2001). «Узкополосная адаптивная оптическая визуализация 2 микрона в кластере арок» (PDF). Астрономический журнал. 122 (4): 1875. arXiv:astro-ph / 0106496. Bibcode:2001AJ .... 122.1875B. Дои:10.1086/323096.
- ^ Фигер, Д. Ф .; Najarro, F .; Gilmore, D .; Morris, M .; Kim, S. S .; Serabyn, E .; McLean, I. S .; Гилберт, А. М .; Graham, J. R .; Larkin, J. E .; Левенсон, Н. А .; Теплиц, Х. И. (2002). «Массивные звезды в скоплении Арки». Астрофизический журнал. 581: 258. arXiv:Astro-ph / 0208145. Bibcode:2002ApJ ... 581..258F. Дои:10.1086/344154.
- ^ Ван дер Хухт, К. А. (2006). "Новые галактические звезды Вольфа-Райе и кандидаты. Приложение к VII Каталогу галактических звезд Вольфа-Райе". Астрономия и астрофизика. 458 (2): 453. arXiv:Astro-ph / 0609008. Bibcode:2006 А и А ... 458..453В. Дои:10.1051/0004-6361:20065819.
- ^ а б c Мартинс, Ф .; Hillier, D.J .; Paumard, T .; Eisenhauer, F .; Отт, Т .; Гензель, Р. (2008). «Самые массивные звезды в скоплении Арки». Астрономия и астрофизика. 478: 219. arXiv:0711.0657. Bibcode:2008A&A ... 478..219M. Дои:10.1051/0004-6361:20078469.
- ^ Gräfener, G .; Vink, J. S .; de Koter, A .; Лангер, Н. (2011). «Фактор Эддингтона как ключ к пониманию ветров самых массивных звезд». Астрономия и астрофизика. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A & A ... 535A..56G. Дои:10.1051/0004-6361/201116701. ISSN 0004-6361.
внешняя ссылка
- Кластер Арки — ESO Галерея
- "HubbleSite - NewsCenter - Хаббл шпионит за гигантскими звездными скоплениями возле галактического центра (16.09.1999) - Текст выпуска". hubblesite.org.
- "Чандра :: Фотоальбом :: Кластер Арки :: 06 июн 01". chandra.harvard.edu.
- "Фотография звездного скопления" Арки Хаббла ". www.spaceimages.com.