Арки Кластер
| Арки Кластер | |
|---|---|
 Скопление арок в инфракрасных диапазонах J , H и K ( адаптивная оптика NACO на Очень Большом Телескопе ESO ) | |
| Данные наблюдений ( эпоха J2000 ) | |
| прямое восхождение | 17 ч 45 м 50,5 с |
| Склонение | –28° 49′ 28″ |
| Расстояние | 25 тысяч лет назад (8,5 тысяч километров в час ) |
| Физические характеристики | |
| Предполагаемый возраст | 2,5 миллиона лет |
| Оптически затемненный | |
| Ассоциации | |
| Созвездие | Стрелец |
Скопление Арки является самым плотным известным звездным скоплением в Млечном Пути, примерно в 100 световых годах от его центра в созвездии Стрельца , в 25 000 световых лет от Земли. Его открытие было сообщено Нагатой и др. в 1995 году [1] и независимо Котера и др. в 1996 году [2] Из-за чрезвычайно сильного оптического поглощения пылью в этом регионе скопление затемнено в визуальных диапазонах и наблюдается в рентгеновских , инфракрасных и радиодиапазонах . Оно содержит приблизительно 135 молодых, очень горячих звезд, которые во много раз больше и массивнее Солнца, а также многие тысячи менее массивных звезд. [3]
Возраст звездного скопления оценивается примерно в два с половиной миллиона лет. [3] [4] Хотя оно больше и плотнее, чем соседнее скопление Quintuplet , оно, по-видимому, немного моложе. Только звезды, более ранние и массивные, чем O5, эволюционировали вдали от главной последовательности, в то время как скопление Quintuplet включает в себя ряд горячих сверхгигантов, а также красного сверхгиганта и три ярких синих переменных . [4]
Наиболее заметными членами скопления Арки являются звезды с горячими эмиссионными линиями : тринадцать звезд Вольфа–Райе , все массивные, богатые водородом типы; и восемь гипергигантов класса О. Одна из них является затменной двойной с первичным элементом Вольфа–Райе и вторичным сверхгигантом класса О. Рентгеновское излучение скопления предполагает, что многие другие члены также находятся в тесных двойных системах с двумя горячими светящимися членами, но мало доказательств того, что эволюция этих звезд была затронута двойным обменом масс. Спектральные классы и их свойства плавно переходят от главной последовательности к нормальным гигантам и сверхгигантам класса О, к гипергигантам класса О, к предполагаемым наиболее эволюционировавшим звездам Вольфа–Райе. Одна звезда занимает промежуточное положение между WN8–9h и O4–6 Ia + . Более холодных эволюционировавших звезд нет. [4]
Работа Дональда Фигера , астронома из Рочестерского технологического института, предполагает, что 150 солнечных масс ( M ☉ ) являются верхним пределом звездной массы в современную эпоху Вселенной. Он использовал космический телескоп Хаббл для наблюдения около тысячи звезд в скоплении Арки и не нашел звезд, превышающих этот предел, несмотря на статистическое ожидание, что их должно быть несколько. [5] Однако более поздние исследования продемонстрировали очень высокую чувствительность вычисленных звездных масс к законам поглощения , используемым для вывода массы, что может повлиять на верхний предел массы примерно на 30% при использовании различных законов поглощения [6] (возможно, от 150 M ☉ до примерно 100 M ☉ ). Предел в 150 солнечных масс был ранее выведен Карстеном Вайднером и Павлом Крупой [7] с использованием наблюдений скопления R136 .
| B=Блюм [8] F=Фигер [9] | Номер WR [10] | Спектральный тип [4] | Светимость [11] ( L ☉ ) | Температура [11] (эффективная, К) | Масса [12] ( М ☉ ) | Радиус [11] ( R ☉ ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| В1 | 102 г. до н.э. | WN8–9ч | 891,000 | 31,700 | 50–60 | 32 |
| Ф1 | 102 н.э. | WN8–9ч | 2,000,000 | 33,200 | 101–119 | 43 |
| Ф2 | 102аа | WN8–9h O5–6 Ia + | 1,000,000 | 33,500 | 80 [4] 60 [4] | 30 |
| Ф3 | 102бб | WN8–9ч | 1,260,000 | 29,600 | 52–63 | 43 |
| Ф4 | 102ал | WN7–8ч | 2,000,000 | 36,800 | 66–76 | 35 |
| Ф5 | 102ай | WN8–9ч | 891,000 | 32,100 | 31–36 | 31 |
| Ф6 | 102ah | WN8–9ч | 2,240,000 | 33,900 | 101–119 | 44 |
| Ф7 | 102aj | WN8–9ч | 2,000,000 | 32,900 | 86–102 | 44 |
| Ф8 | 102ag | WN8–9ч | 1,260,000 | 32,900 | 43–51 | 35 |
| Ф9 | 102ae | WN8–9ч | 2,240,000 | 36,600 | 111–131 | 38 |
| Ф10 | 102аб | О7–8 Иа + | 891,000 | 32,200 | 55–69 | 24 |
| Ф12 | 102аф | WN7–8ч | 1,580,000 | 36,900 | 70–82 | 31 |
| Ф14 | 102ба | WN8–9ч | 1,000,000 | 34,500 | 54–65 | 28 |
| Ф15 | О6–7 Иа + | 1,410,000 | 35,600 | 80–97 | 32 | |
| Ф16 | 102ак | WN8–9ч | 794,000 | 32,200 | 46–56 | 29 |
| Ф17 | 102ac | О5–6 Иа + | ||||
| Ф18 | О4–5 Ia + | 1,120,000 | 36,900 | 67–82 | 26 | |
| Ф20 | О4–5 Ia | 794,000 | 38,200 | 47–57 | 21 | |
| Ф21 | О4–6И | 891,000 | 35,800 | 56–70 | 25 | |
| Ф22 | О4–6И | 630,000 | 35,800 | 41–53 | 21 | |
| Ф23 | О4–6И | 630,000 | 35,800 | 41–52 | 21 | |
| Ф25 [13] | О4–5И | 851,000 | 40,000 | 19 | ||
| Ф26 | О4–6И | 707,000 | 39,800 | 45–57 | 18 | |
| Ф28 | О4–6И | 891,000 | 39,800 | 57–72 | 20 | |
| Ф29 | О4–6И | 562,000 | 35,700 | 36–45 | 20 | |
| Ф32 | О4–6И | 707,000 | 40,800 | 47–59 | 17 | |
| Ф33 | О4–6И | 707,000 | 39,800 | 45–57 | 18 | |
| Ф34 | О4–6И | 562,000 | 38,100 | 36–46 | 18 | |
| Ф35 | О4–6И | 501,000 | 33,800 | 34–43 | 21 | |
| Ф40 | О4–5 Ia + | 562,000 | 39,500 | 57–72 | 16 |
Смотрите также
Ссылки
- ^ Нагата, Т.; Вудворд, К.; Шур, М.; Кобаяши, Н. (апрель 1995 г.). "Объект 17: Еще одно скопление звезд с эмиссионными линиями вблизи центра Галактики". Astronomical Journal . 109 (4): 1676. Bibcode :1995AJ....109.1676N. doi : 10.1086/117395 .
- ^ Cotera, A.; Erickson, E.; Colgan, S.; Simpson, J.; Allen, D.; Burton, M. (апрель 1996 г.). «Открытие горячих звезд вблизи галактического центра тепловых радиоволокон». Astrophysical Journal . 461 (750): 750. Bibcode :1996ApJ...461..750C. doi : 10.1086/177099 .
- ^ ab Espinoza, P.; Selman, FJ; Melnick, J. (июль 2009 г.). "Начальная функция масс массивной звезды скопления Арки". Astronomy and Astrophysics . 504 (2): 563–583. arXiv : 0903.2222 . Bibcode :2009A&A...501..563E. doi :10.1051/0004-6361/20078597. S2CID 14412034.
- ^ abcdef Кларк, Дж. С.; Лор, М. Э.; Нахарро, Ф.; Донг, Х.; Мартинс, Ф. (2018). «Повторный визит в скопление Арки: I. Представление данных и перепись звезд». Астрономия и астрофизика . A65 : 617. arXiv : 1803.09567 . Bibcode : 2018A&A...617A..65C. doi : 10.1051/0004-6361/201832826. S2CID 53362252.
- ^ Figer (2005). «Верхний предел масс звезд». Nature . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Bibcode :2005Natur.434..192F. doi :10.1038/nature03293. ISSN 0028-0836. PMID 15758993. S2CID 4417561.
- ^ Хабиби, М.; Столте, А.; Бранднер, В.; Хуссманн, Б.; Мотохара, К. (август 2013 г.). «Арки скопляются до своего приливного радиуса: динамическая сегрегация массы и влияние закона поглощения на функцию звездной массы». Астрономия и астрофизика . 556 (A26): A26. arXiv : 1212.3355 . Bibcode : 2013A&A...556A..26H. doi : 10.1051/0004-6361/201220556. S2CID 118475820.
- ^ Вайднер, Карстен; Крупа, Павел (2005). «Доказательства фундаментального верхнего предела звездной массы из кластерного звездообразования». MNRAS . 348 (1): 187–191. arXiv : astro-ph/0310860 . Bibcode :2004MNRAS.348..187W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x .
- ^ Блюм, Р.Д.; Шерер, Д.; Паскуали, А.; Хейдари-Малаери, М.; Конти, PS; Шмутц, В. (2001). «2-микронная узкополосная адаптивная оптическая визуализация в кластере арок» (PDF) . Астрономический журнал . 122 (4): 1875. arXiv : astro-ph/0106496 . Бибкод : 2001AJ....122.1875B. дои : 10.1086/323096. S2CID 2957272.
- ^ Figer, DF; Najarro, F.; Gilmore, D.; Morris, M.; Kim, SS; Serabyn, E.; McLean, IS; Gilbert, AM; Graham, JR; Larkin, JE; Levenson, NA; Teplitz, HI (2002). "Massive Stars in the Arches Cluster". The Astrophysical Journal . 581 (1): 258–275. arXiv : astro-ph/0208145 . Bibcode :2002ApJ...581..258F. doi :10.1086/344154. S2CID 119002004.
- ^ Ван дер Хухт, КА (2006). «Новые галактические звезды Вольфа–Райе и кандидаты. Приложение к VII-му каталогу галактических звезд Вольфа–Райе». Астрономия и астрофизика . 458 (2): 453. arXiv : astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006A&A...458..453V. doi : 10.1051/0004-6361:20065819. S2CID 119104786.
- ^ abc Martins, F.; Hillier, DJ; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). "Самые массивные звезды в скоплении Арки". Astronomy and Astrophysics . 478 (1): 219–233. arXiv : 0711.0657 . Bibcode :2008A&A...478..219M. doi :10.1051/0004-6361:20078469. S2CID 7509876.
- ^ Грефенер, Г.; Винк, Дж. С.; де Котер, А.; 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. doi : 10.1051/0004-6361/201116701. ISSN 0004-6361. S2CID 59396651.
- ^ Кларк, JS; Лор, ME; Нахарро, F.; Патрик, LR; Ричи, BW (2023). «Повторный взгляд на скопление Арок: IV. Наблюдательные ограничения на двойные свойства очень массивных звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 521 (3): 4473–4489. arXiv : 2302.04008 . Bibcode : 2023MNRAS.521.4473C. doi : 10.1093/mnras/stad449 .
Внешние ссылки
- Скопление арок — Галерея изображений ESO
- «HubbleSite – NewsCenter – Хаббл обнаружил гигантские звездные скопления вблизи галактического центра (16.09.1999) – Текст релиза». hubblesite.org .
- "Чандра :: Фотоальбом :: Скопление арок :: 06 июня 01 г.". chandra.harvard.edu .
- «Фото звездного скопления «Арки Хаббла»». www.spaceimages.com .
