HM1
| HM 1 (Хэвлен-Моффат 1) | |
|---|---|
Приблизительное местоположение HM 1 (обведено) | |
| Данные наблюдений ( эпоха J2000 ) | |
| прямое восхождение | 17 ч 18 м 54 с [1] |
| Склонение | −38° 49′ 01″ [1] |
| Расстояние | 9500–12700 световых лет (2900–3900 пк [2] ) |
| Видимые размеры (V) | 5 ′ [3] |
| Физические характеристики | |
| Предполагаемый возраст | 1–2 млн лет [4] 2–4 млн лет [2] |
| Звездное скопление, богатое массивными звездами | |
| Другие обозначения | С 1715-387 |
| Ассоциации | |
| Созвездие | Скорпиус |
HM 1 , также известное как Havlen-Moffat 1 , является открытым скоплением, расположенным в созвездии Скорпиона , близко к галактической плоскости . Впервые оно было обнаружено RJ Havlen и AFJ Moffat в 1976 году. [5] Считается , что HM 1 находится на расстоянии 9500–12700 световых лет (2900–3900 парсеков ) от Земли , за рукавом Карины–Стрельца . [2] Оно сильно покраснело из-за межзвездного поглощения , поэтому, хотя оно состоит в основном из звезд синего цвета, оно кажется ярче для полос пропускания с большей длиной волны. [2] Оно проецируется на область H II, известную как RCW 121, и, по-видимому, является источником ионизации для близлежащих областей RCW 122 и RCW 123. [2]
Характеристики
Значение поглощения для HM 1 вычислено как E B−V = 1,85 звездной величины , а его расстояние первоначально оценивалось примерно в 2,9 ± 0,4 килопарсека. [5] Более поздние оценки установили, что скопление находится на расстоянии около 3,3 килопарсека; это по-прежнему одно из наиболее близких массивных звездных скоплений. [2]
HM 1 довольно молод для открытого скопления; его возраст оценивается в 1-2 или 2-4 миллиона лет. [6] На это указывает присутствие Of звезд, которые имеют относительно короткую жизнь. Однако вблизи скопления был обнаружен красный сверхгигант с болометрической величиной −6,6 и массой около 20 M ☉ , что противоречит предполагаемому возрасту скопления. [7] Однако последующие исследования показали, что звезда, скорее всего, находится на переднем плане. [2]
Состав
HM 1 известен своими компонентами, включая несколько звезд Вольфа–Райе и Of звезд . Оба типа звезд довольно редки и очень массивны, и их сосуществование в звездных скоплениях было неожиданным. Эволюция звезд Вольфа–Райе и Of звезд в звездных скоплениях в настоящее время неясна. Очень мало звезд Вольфа–Райе было обнаружено в звездных скоплениях, и возможное объяснение состоит в том, что для образования этих звезд скопления Вольфа–Райе требуется двойная звездная система, содержащая две Of звезды. С другой стороны, звезды скопления Вольфа–Райе могут быть просто редкими, потому что они представляют собой короткую стадию в эволюции Of звезд, будь то одиночные или двойные. [5]
Многие из звездных компонентов представляют собой чрезвычайно синие звезды O-типа , которые входят в число самых ярких известных звезд . Некоторые из перечисленных кандидатов имеют массу более 20 M ☉ , что делает это скопление одним из самых богатых известных. [6] Примерами являются пекулярная звезда LSS 4067 , сверхгигант O-типа со спектральным типом O4If+. [4] WR 89, еще одна яркая звезда, является сильным источником рентгеновского излучения и, возможно, является двойной звездой со сталкивающимся ветром , на основании данных XMM-Newton . [6] Напротив, WR 87 имеет высокую температуру плазмы , соответствующую температуре двойной звезды со сталкивающимся ветром, но в остальном, по-видимому, является одиночной звездой (похожей на WR 136 ). [4]
| Имя [примечание 1] | Т эфф | М В | М бол | Масса ( М ☉ ) | Спектральный тип | Ссылка. |
|---|---|---|---|---|---|---|
| HM 1 1 (WR 89) | 39800 | −7,56 | −11.09 | 87 [8] | WN8h | [8] |
| HM 1 2 (LSS 4067) | 47800 | −7.0 | −11,4 | 120 | O4If+ | [4] |
| HM 1 3 (WR 87) | 44700 | −6,95 | −10,79 | 59 [8] | WN7h | [8] |
| HM 1 6 | 45000 | −6,5 | −10,7 | 95 | O5Если | [4] |
| HM 1 8 [примечание 2] | 41200 + 34500 | −5,2 + −3,7 | −10 [4] | 26,8 + <9,7 | О4.5IV(ф) + О9.7V | [9] |
| HM 1 9 | 37900 | −5,3 | −8,9 | 38 | [4] | |
| HM 1 12 | 41900 | −5,5 | −9,5 | 50 | O6Если | [4] |
| HM 1 13 | 41000 | −5,3 | −9,2 | 44 | О7В((ф)) | [4] |
| HM 1 16 | 33100 | −5,4 | −8,7 | 32 | [4] | |
| HM 1 18 | 38100 | −4,4 | −8.1 | 29 | [4] | |
| HM 1 19 | 39300 | −4.1 | −7,8 | 28 | [4] | |
| НМ 1 20 | 34700 | −4.1 | −7,4 | 22 | О9.5В | [4] |
Галерея
- Изображение HM1 в ближнем инфракрасном диапазоне, полученное с помощью VISTA ESO . Некоторые члены скопления отмечены.
- Изображение окружения скопления, полученное телескопом Spitzer в среднем инфракрасном диапазоне, включая RCW 121 и RCW 122 внизу.
Смотрите также
- Cygnus OB2 , OB-ассоциация, содержащая множество массивных звезд
- Список самых массивных звезд
Ссылки
- ^ ab Харченко, НВ; Пискунов, АЕ; Шильбах, Э.; Рёзер, С.; Шольц, Р.-Д. (2013). "Глобальный обзор звездных скоплений в Млечном Пути". Астрономия и астрофизика . 558 : A53. arXiv : 1308.5822 . Bibcode :2013A&A...558A..53K. doi :10.1051/0004-6361/201322302. S2CID 118548517.
- ^ abcdefg Васкес, РА; Бауме, Г. (2001). «Раскрытое скопление Хавлена-Моффата № 1 снова посещается». Астрономия и астрофизика . 371 (3): 908– 920. Bibcode :2001A&A...371..908V. doi : 10.1051/0004-6361:20010410 .
- ^ Моралес, Эстебан FE; Выровски, Фридрих; Шуллер, Фредерик; Ментен, Карл М. (2013). «Звездные скопления во внутренней Галактике и их корреляция с эмиссией холодной пыли». Астрономия и астрофизика . 560 : A76. arXiv : 1310.2612 . Bibcode : 2013A&A...560A..76M. doi : 10.1051/0004-6361/201321626. S2CID 118422539.
- ^ abcdefghijklm Massey, P.; Degioia-Eastwood, K .; Waterhouse, E. (2001). «Массы прародителей звезд Вольфа-Райе и ярких голубых переменных, определенные по поворотам скоплений. II. Результаты по 12 галактическим скоплениям и OB-ассоциациям». The Astronomical Journal . 121 (2): 1050–1070 . arXiv : astro-ph/0010654 . Bibcode : 2001AJ....121.1050M. doi : 10.1086/318769. S2CID 53345173.
- ^ abc Havlen, RJ; Moffat, AFJ (1977). "Новое скопление, содержащее 2 звезды Вольфа-Райе и 2 звезды Of". Astronomy and Astrophysics . 58 (3): 351– 356. Bibcode :1977A&A....58..351H.
- ^ abc Nazé, Y.; Rauw, G.; Sana, H.; Corcoran, MF (2013). "Рентгеновские свойства молодых открытых скоплений HM1 и IC 2944/2948". Astronomy & Astrophysics . 555 : A83. arXiv : 1305.5105 . Bibcode :2013A&A...555A..83N. doi :10.1051/0004-6361/201321099. S2CID 119231082.
- ^ The, PS; Arens, M.; van der Hucht, KA (1982). «Исследование открытого скопления Скорпиона C1715-387, содержащего два члена WN7, два Of и один красный сверхгигант». Astrophysical Letters . 22 : 109. Bibcode : 1982ApL....22..109T.
- ^ abcd Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк ; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; Гамен, РЦ; Ариас, Дж.И.; Альфаро, Э.Дж.; Оскинова, Л.М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний Гайи на фундаментальные звездные параметры». Астрономия и астрофизика . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . Бибкод : 2019A&A...625A..57H. дои : 10.1051/0004-6361/201834850. S2CID 104292503.
- ^ Родригес, Китай; Ферреро, Джорджия; Бенвенуто, Огайо; Гамен, Р.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Ариас, Дж.; Мэсси, П. (2021). «Фундаментальные параметры массивной затменно-двойной системы HM1 8». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 508 (2): 2179–2193 . arXiv : 2109.13054 . дои : 10.1093/mnras/stab2699 .
Примечания
- ^ Эти числа не совпадают с теми, что используются в SIMBAD . Например, HM 1 6 (WR 87) — это [NRS2013] HM1 6, а не Cl HM 1 6.
- ^ Это двойная звездная система. Параметры, если указаны два, относятся к первичной и вторичной звезде соответственно.
