WikiDer > Вестерлунд 1

Westerlund 1
Эта статья о суперзвездном скоплении. О красной гипергигантской звезде см. Вестерлунд 1-26.
Вестерлунд 1
Облако-сюрприз вокруг огромной звезды.jpg

Предоставлено: ESO / VPHAS + Survey / N. Райт
Данные наблюдений (J2000 эпоха)
СозвездиеАра
Прямое восхождение16час 47м 04.0s[1]
Склонение−45° 51′ 04.9″[1]
Расстояние3.78+0.56
−0.46[2] (2.6[3] – 3.87[2]) кпк
Физические характеристики
Масса63,000[4] M☉
Радиус3,26 св. Лет[4]
Примерный возраст3,50 млн лет[4]
Прочие обозначенияАра Кластер, Вестерлунд 1, ESO 277-12, С 1644-457, VDBH 197
Смотрите также: Открытый кластер, Список открытых кластеров

Вестерлунд 1 (сокращенно Wd1иногда называют Ара Кластер[5]) - компактный молодой супер звездное скопление в Млечный путь, около 2,6 кпк подальше от Земли. Это одно из самых массивных молодых звездных скоплений в Млечном Пути.[4] и был обнаружен Бенгт Вестерлунд в 1961 г.[6] но оставался в основном неизученным в течение многих лет из-за высокого межзвездное поглощение в его направлении. В будущем он, вероятно, превратится в шаровое скопление.[7]

Скопление содержит большое количество редких, эволюционировавших звезд большой массы, в том числе: 6 желтые гипергиганты, 4 красные сверхгиганты включая Вестерлунд 1-26, один из крупнейшие известные звезды, 24 Звезды Вольфа-Райе, а светящаяся синяя переменная, много OB сверхгиганты, и необычный сверхгигант sgB [e] звезда который был предложен как остаток недавнего звездное слияние.[8] Кроме того, рентгеновский снимок наблюдения показали наличие аномальный рентгеновский пульсар CXO J164710.20-455217, медленно вращающийся нейтронная звезда которые должны были образоваться из звезды-прародителя большой массы.[9] Считается, что Вестерлунд-1 образовался в результате единственной вспышки звездообразования, что означает, что составляющие звезды имеют схожий возраст и состав.

Помимо того, что в нем находятся одни из самых массивных и наименее изученных звезд в нашей галактике, Вестерлунд 1 полезен как относительно близкий, легко наблюдаемый супер звездное скопление это может помочь астрономам определить, что происходит внутри внегалактических звездных скоплений.

Наблюдения

Изображения Вестерлунда 1: слева - видимый свет, все звезды кажутся красными из-за межзвездного поглощения; справа - длины волн рентгеновского излучения, магнитар отмечен

Самый яркий О7-8В главная последовательность звезды в Wd1 имеют Фотометрический V-диапазон величины около 20,5, и, следовательно, на видимых длинах волн в Wd1 преобладают ярко светящиеся звезды после Главной последовательности (звездные величины в полосе V 14,5–18, абсолютные величины От −7 до −10), наряду с менее яркими звездами после Главной последовательности класс светимости Ib и II (звездные величины в полосе V 18–20). Из-за чрезвычайно высокого межзвездного покраснения в сторону Wd1 его очень трудно наблюдать в U- и B-диапазонах, и большинство наблюдений производится в R- или I-диапазонах в красном конце спектра или в инфракрасный. Звезды в скоплении обычно называют с использованием классификации, введенной Вестерлундом:[10] хотя для звезд Вольфа-Райе часто используется отдельное соглашение об именах.[11]

На длинах волн рентгеновского излучения Wd1 показывает диффузное излучение межзвездного газа и точечное излучение как крупных звезд после Главной последовательности, так и маломассивных звезд до Главной последовательности. Вестерлунд 1 магнетар является наиболее ярким точечным источником рентгеновского излучения в скоплении, включая звезду sgB [e] W9, (предполагаемую) двойную W30a и звезды Вольфа – Райе WR A и WR B - все это сильные рентгеновские источники. Примерно 50 других точечных источников рентгеновского излучения связаны со светящимися оптическими аналогами. Наконец, в радио длины волн sgB [e] -звезда W9 и красные сверхгиганты W20 и W26 являются сильными радиоисточниками, при этом обнаружено также большинство холодных гипергигантов и несколько сверхгигантов OB и звезд Вольфа – Райе.

Возраст и эволюционное состояние

Впечатление художника от магнетар CXOU J164710.2-455216 в звездном скоплении Вестерлунд 1 (ESO / L. Calçada)

Возраст Wd1 оценивается в 4–5 лет.Myr из сравнения популяции эволюционировавших звезд с моделями звездная эволюция. Наличие значительного числа обеих звезд Вольфа – Райе. и красные и желтые сверхгиганты в Wd1 представляют собой сильное ограничение на возраст: теория предполагает, что красные сверхгиганты не будут формироваться примерно до 4 млн лет, поскольку самые массивные звезды не проходят через фазу красных сверхгигантов, в то время как популяция Вольфа-Райе резко уменьшается после 5 Myr. Этот диапазон возрастов в целом согласуется с инфракрасными наблюдениями Wd1, которые показывают присутствие поздно-O звезды главной последовательности, хотя более низкий возраст около 3,5 млн лет был предложен на основе наблюдений звезд меньшей массы в Wd1.[1]

Кометоподобные звезды в Вестерлунде 1.[12]

Если бы Wd1 образовал звезды с типичным начальная функция масс тогда скопление первоначально должно было содержать значительное количество очень массивных звезд, таких как те, которые сейчас наблюдаются в более молодых Группа арок. Текущие оценки возраста Wd1 больше, чем время жизни этих звезд, а модели звездной эволюции предполагают, что их уже было 50–150 сверхновые в Wd1, с частотой появления сверхновых примерно один раз в 10 000 лет за последний миллион лет. Однако на сегодняшний день был обнаружен только один окончательный остаток сверхновой - магнетар Вестерлунда 1 - и отсутствие других компактные объекты и массивные рентгеновские двойные системы вызывает недоумение. Был выдвинут ряд предложений, в том числе о высоких сверхновых. скорость удара которые разрушают двойные системы, образование медленно аккрецирующей (и, следовательно, необнаружимой) звездной массы черные дыры, или бинарные системы, в которых оба объекта теперь являются компактными, но проблема еще не решена.

Поскольку звезды в Вестерлунде 1 имеют одинаковый возраст, состав и расстояние, скопление представляет собой идеальную среду для понимания эволюции массивных звезд. Одновременное присутствие звезд, эволюционирующих на Главной последовательности и за ее пределами, представляет собой надежный тест для моделей звездной эволюции, которые в настоящее время также не могут правильно предсказать наблюдаемое распределение подтипов Вольфа – Райе в Вестерлунде 1.[13]

Двоичная дробь

Ряд доказательств указывает на высокую долю двойных звезд среди звезд большой массы в Wd1. Некоторые массивные двойные системы обнаруживаются непосредственно с помощью фотометрии.[14] и радиальная скорость[15] наблюдения, в то время как многие другие предполагаются через вторичные характеристики (такие как высокая рентгеновская светимость, нетепловые радиоспектры и избыточное инфракрасное излучение), которые типичны для двойных систем встречного ветра или пылеобразующих звезд Вольфа-Райе. Общие двоичные фракции 70% для популяции Вольфа – Райе[11] и более 40% для сверхгигантов OB в настоящее время оцениваются, хотя оба могут быть неполными.[15]

Члены

Как и задокументированные члены кластера, светящаяся синяя переменная MN44 считается убегающая звезда изгнан из Вестерлунда 1 четыре-пять миллионов лет назад.[16]

ОбозначениеПрямое восхождениеСклонениеТип объектаСпектральный типЯркость (L☉)Температура (K)Радиус (р☉)
W2a[8]16час 46м 59.7s−45° 50′ 51.1″Синий сверхгигантO9.5 Ia - B0.5 Ia
W4[8]16час 47м 01.42s−45° 50′ 37.1″Желтый гипергигантG0 Ia+ - F2 Ia+
W6a[8]16час 47м 04.0s−45° 50′ 21.0″Синий сверхгигант
W7[8]16час 46м 03.62s−45° 50′ 14.2″Синий гипергигант
W8a[8]16час 47м 04.79s−45° 50′ 24.9″Желтый гипергигант
W8b[17]16час 47м 04.95s−45° 50′ 26.7″Синий сверхгигантB1-5Ia
W9[8]16час 47м 04.14s−45° 50′ 31.1″B [e] звездаsgB [e]
W12a[8]16час 47м 02.21s−45° 50′ 58.8″Желтый гипергигант
W13[18][15]16час 47м 06.45s−45° 50′ 26.0″Затмевающий двоичный файлB0,5 Ia+, OB
W16a[8]16час 47м 06.61s−45° 50′ 42.1″Желтый гипергигант
W20[8]16час 47м 04.70s−45° 51′ 23.8″Красный сверхгигант126,000[19]3,500[19]965[19]
W26[8]16час 47м 05.40s−45° 50′ 36.5″Красный гипергигантM2-6Ia[20]380,000[21] - 1,100,000[19]3,600[22] - 3,700[19]1,530[21]-2,550[19]
W32[8]16час 47м 03.67s−45° 50′ 43.5″Желтый гипергигант
W33[8]16час 47м 04.12s−45° 50′ 48.3″Синий гипергигант
W75[23]16час 47м 08.93s−45° 49′ 58.4″Красный сверхгигант68,000[19]3,600[19]668[19]
W237[8]16час 47м 03.09s−45° 52′ 18.8″Красный сверхгигант234,000[19]3,600[19]1,245[19]
W243[8]16час 47м 07.55s−45° 52′ 28.5″Светящаяся синяя переменнаяLBV
W265[8]16час 47м 06.26s−45° 49′ 23.7″Желтый гипергигант
WR 77a[24]16час 46м 55.4s−45° 51′ 34″Звезда Вольфа – РайеWN6-7
WR 77aa[25]16час 46м 46.3s−45° 47′ 58″Звезда Вольфа – РайеWC9d
WR 77b[24]16час 46м 59.9s−45° 55′ 26″Звезда Вольфа – РайеWC8
WR 77c[24]16час 47м 00.89s−45° 51′ 20.9″Звезда Вольфа – РайеWNL
WR 77d, W57c[24]16час 47м 01.5s−45° 51′ 45″Звезда Вольфа – РайеWN8
WR 77e[24]16час 47м 01.67s−45° 51′ 19.9″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77f, W5[24]16час 47м 02.97s−45° 50′ 19.5″Звезда Вольфа – РайеWNVL
WR 77 г[24]16час 47м 03.1s−45° 50′ 43″Звезда Вольфа – РайеWC7
WR 77h, W66[24]16час 47м 04.0s−45° 51′ 37.5″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77i[24]16час 47м 04.02s−45° 51′ 25.2″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77j, W44[24]16час 47м 04.20s−45° 51′ 07.0″Звезда Вольфа – РайеWN9
WR 77k[24]16час 47м 04.1s−45° 51′ 20.0″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77l[24]16час 47м 04.40s−45° 51′ 03.8″Звезда Вольфа – РайеWC8.5
WR 77m, W239[24]16час 47м 05.21s−45° 52′ 25.0″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77n[24]16час 47м 05.35s−45° 51′ 05.0″Звезда Вольфа – РайеWN8 (неточно)
WR 77o, W14c[24]16час 47м 06.0s−45° 15′ 22″Звезда Вольфа – РайеWN7o[26]
WR 77p, W241[24]16час 47м 06.06s−45° 52′ 08.3″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77q[24]16час 47м 06.24s−45° 51′ 26.5″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77r[24]16час 47м 07.6s−45° 52′ 36″Звезда Вольфа – РайеWN6
WR 77s, W72[24]16час 47м 08.32s−45° 50′ 45.5″Звезда Вольфа – Райераньше, чем WN7
CXOU J164710.2-455216[27]16час 47м 10.18s−45° 52′ 16.7″аномальный рентгеновский пульсар

Рекомендации

  1. ^ а б c Бранднер, В .; Clark, J. S .; Stolte, A .; Waters, R .; Negueruela, I .; Goodwin, S.P .; и другие. (2008). «Промежуточное и маломассивное звездное содержание Вестерлунда 1». Астрономия и астрофизика. 478 (1): 137–149. arXiv:0711.1624. Bibcode:2008A & A ... 478..137B. Дои:10.1051/0004-6361:20077579. S2CID 15778583.
  2. ^ а б Паркер, Ричард Дж .; Crowther, Paul A .; Оцените, Джемма (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа – Райе с помощью Gaia DR2 - II. Членство в скоплении и ассоциации». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 495: 1209–1226. arXiv:2005.02533. Дои:10.1093 / mnras / staa1290. S2CID 218516882.
  3. ^ Агаханлоо, Можган; Мерфи, Джеремайя У .; Смит, Натан; Парейко, Джон; Диас-Родригес, Мариангелли; Drout, Мария Р .; Groh, Jose H .; Гусман, Джозеф; Стассун, Кейван Г. (21.02.2020). «Вывод параллакса Вестерлунда 1 из Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 492 (2): 2497–2509. arXiv:1901.06582. Bibcode:2020МНРАС.492.2497А. Дои:10.1093 / mnras / stz3628. ISSN 0035-8711. S2CID 119465620.
  4. ^ а б c d Portegies Zwart, Simon F .; Макмиллан, Стивен Л.У .; Жиль, Марк (2010). «Молодые массивные звездные скопления». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 48: 431–493. arXiv:1002.1961. Bibcode:2010ARA & A..48..431P. Дои:10.1146 / annurev-astro-081309-130834. S2CID 119207843.
  5. ^ Вестерлунд, Б. Э. (1968). «О расширенном инфракрасном источнике в ARA». Астрофизический журнал. 154: L67. Bibcode:1968ApJ ... 154L..67W. Дои:10.1086/180270.
  6. ^ Вестерлунд, Б. (1961). "Сильно покрасневшее скопление в Ара". Астрономический журнал. 70: 57. Bibcode:1961AJ ..... 66T..57W. Дои:10.1086/108585.
  7. ^ Галлахер и Гребель (2002). «Внегалактические звездные скопления: размышления о будущем». Внегалактические звездные скопления, симпозиум МАС. 207: 207. arXiv:Astro-ph / 0109052. Bibcode:2002IAUS..207..745G.
  8. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п Clark, J. S .; Negueruela, I .; Crowther, P.A .; Goodwin, S.P .; и другие. (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 434 (3): 949–969. arXiv:Astro-ph / 0504342. Bibcode:2005A & A ... 434..949C. Дои:10.1051/0004-6361:20042413.
  9. ^ Муно, Майкл П .; Кларк, Дж. Саймон; Crowther, Paul A .; Догерти, Шон М .; Де Грайс, Ричард; Закон, Кейси; Макмиллан, Стивен Л. У .; Моррис, Марк Р .; Негеруэла, Игнасио; Пули, Дэвид; Портеги Цварт, Симон; Юсеф-Заде, Фархад; и другие. (2006). «Нейтронная звезда с массивным прародителем в Вестерлунде 1». Письма в астрофизический журнал. 636 (1): L41. arXiv:Astro-ph / 0509408. Bibcode:2006ApJ ... 636L..41M. Дои:10.1086/499776. S2CID 10349450.
  10. ^ Вестерлунд, Б. Э. (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Астрономия и астрофизика. Добавка. 70 (3): 311–324. Bibcode:1987A и AS ... 70..311W. ISSN 0365-0138.
  11. ^ а б Crowther, Paul A .; Hadfield, L.J .; Clark, J. S .; Negueruela, I .; Vacca, W. D .; и другие. (2006). «Перепись содержания Вольфа – Райе в Вестерлунде 1 на основе изображений в ближнем инфракрасном диапазоне и спектроскопии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 372 (3): 1407–1424. arXiv:Astro-ph / 0608356. Bibcode:2006МНРАС.372.1407С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10952.x. S2CID 10505573.
  12. ^ «Кометоподобные звезды». www.eso.org. Получено 3 декабря 2018.
  13. ^ Негеруэла, Игнасио; Кларк, Дж. Саймон; Хэдфилд, Люси Дж .; Crowther, Paul A .; и другие. (2007). «Вестерлунд 1 как шаблон для массивной эволюции звезд». Труды Международного астрономического союза. 3: 301–306. arXiv:0802.4168. Bibcode:2008IAUS..250..301N. Дои:10.1017 / S1743921308020620. S2CID 10747013.
  14. ^ Бонанос, Альцест З. (2007). "Изменчивость молодых массивных звезд в галактическом суперзвездном скоплении Вестерлунд 1". Астрономический журнал. 133 (6): 2696–2708. arXiv:Astro-ph / 0702614. Bibcode:2007AJ .... 133.2696B. Дои:10.1086/518093. S2CID 119074868.
  15. ^ а б c Ritchie, B.W .; Clark, J. S .; Negueruela, I .; Crowther, P.A .; и другие. (2009). «Обзор VLT / FLAMES массивных двойных звезд в Вестерлунде 1: I. Первые наблюдения светящихся эволюционировавших звезд». Предварительная печать. 507 (3): 1585. arXiv:0909.3815. Bibcode:2009 A&A ... 507.1585R. Дои:10.1051/0004-6361/200912686. S2CID 197460709.
  16. ^ Гварамадзе, В. В. (2018). «MN44: сияющая синяя переменная, убегающая из Вестерлунда 1». Исследовательские заметки AAS. 2 (4): 214. arXiv:1811.07899. Bibcode:2018RNAAS ... 2..214G. Дои:10.3847 / 2515-5172 / aaf23d. S2CID 119237114.
  17. ^ Негеруэла, Игнасио; Кларк, Дж. Саймон; Ричи, Бен В. (2010). «Население сверхгигантов OB в звездообразовании Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 516 (78): A78. arXiv:1003.5204. Bibcode:2010A & A ... 516A..78N. Дои:10.1051/0004-6361/201014032. S2CID 230718.
  18. ^ Negueruela, I .; Clark, J. S .; Ричи, Б. У. (2010). «Население сверхгигантов OB в звездообразовании Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 516: 3. arXiv:1003.5204. Bibcode:2010A & A ... 516A..78N. Дои:10.1051/0004-6361/201014032. S2CID 230718.
  19. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Fok, Thomas K. T .; Накашима, Дзюн-Ичи; Yung, Bosco H.K .; Ся, Чжи-Хао; Дегучи, Сюдзи (2012). «Мазерные наблюдения Вестерлунда 1 и всестороннее рассмотрение мазерных свойств красных сверхгигантов, связанных с массивными скоплениями». Астрофизический журнал. 760 (1): 65. arXiv:1209.6427. Bibcode:2012ApJ ... 760 ... 65F. Дои:10.1088 / 0004-637X / 760/1/65. S2CID 53393926.
  20. ^ Clark, J. S .; Ritchie, B.W .; Negueruela, I .; Crowther, P.A .; Даминели, А .; Jablonski, F.J .; Лангер, Н. (2011). "Обзор VLT / FLAMES для массивных двоичных файлов в Вестерлунде 1" (PDF). Астрономия и астрофизика. 531: A28. arXiv:1105.0776. Bibcode:2011A & A ... 531A..28C. Дои:10.1051/0004-6361/201116990. S2CID 119299122.
  21. ^ а б Райт, Н. Дж .; Wesson, R .; Дрю, Дж. Э .; Barentsen, G .; Barlow, M. J .; Walsh, J. R .; Zijlstra, A .; Дрейк, Дж. Дж .; Eisloffel, J .; Фарнхилл, Х. Дж. (16 октября 2013 г.). «Ионизированная туманность, окружающая красный сверхгигант W26 в Вестерлунде 1». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма. 437 (1): L1 – L5. arXiv:1309.4086. Bibcode:2014МНРАС.437Л ... 1Вт. Дои:10.1093 / mnrasl / slt127. S2CID 14889377.
  22. ^ Макки, Джонатан; Кастро, Норберто; Фоссати, Лука; Лангер, Норберт (2015). «Холодный газ в горячих звездных скоплениях: ветер от красного сверхгиганта W26 в Вестерлунде 1». Астрономия и астрофизика. 582: A24. arXiv:1508.07003. Bibcode:2015A & A ... 582A..24M. Дои:10.1051/0004-6361/201526159. S2CID 54683876.
  23. ^ Кларк, Дж. С; Ричи, Б. В .; Негеруэла, I (2010). «Удачный обзор изменчивости среди массивного звездного населения Вестерлунда 1». Астрономия и астрофизика. 514: A87. arXiv:1003.5107. Bibcode:2010A и A ... 514A..87C. Дои:10.1051/0004-6361/200913820. S2CID 14780809.
  24. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s Negueruela, I .; Кларк, Дж. С. (2005). «Дальнейшие звезды Вольфа-Райе в звездном скоплении Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика. 436 (2): 541. arXiv:Astro-ph / 0503303. Bibcode:2005A&A ... 436..541N. Дои:10.1051/0004-6361:20052699. S2CID 1755956.
  25. ^ Crowther, Paul A .; Hadfield, L.J .; Clark, J. S .; Negueruela, I .; Вакка, В. Д. (29 сентября 2006 г.). «Перепись содержания Вольфа – Райе в Вестерлунде 1 на основе изображений в ближнем инфракрасном диапазоне и спектроскопии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 372 (3): 1411. arXiv:Astro-ph / 0608356. Bibcode:2006МНРАС.372.1407С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10952.x. S2CID 10505573.
  26. ^ Koumpia, E .; Бонанос, А. З. (2012). "Основные параметры четырех массивных затменных двойных систем в Вестерлунде 1". Астрономия и астрофизика. 547: A30. arXiv:1205.1369. Bibcode:2012A & A ... 547A..30K. Дои:10.1051/0004-6361/201219465. S2CID 118604150.
  27. ^ SIMBAD, CXOU J164710.2-455216

внешняя ссылка