Interested Article - Westerlund 1

marybeth
  • 2021-04-17
  • 1

Westerlund 1 ( Скопление в Жертвеннике , Ara Cluster , Wd1 ) — компактное молодое звёздное сверхскопление в галактике Млечный Путь , расположенное на расстоянии 3,5-5 кпк от Солнца. Является одним из наиболее массивных рассеянных скоплений в Галактике . Было открыто Бенгтом Вестерлундом в 1961 году , но долгие годы оставалось неисследованным из-за высокой межзвёздной экстинкции в данном направлении. Возможно, в будущем Westerlund 1 станет шаровым звёздным скоплением .

Скопление содержит большое количество редких массивных звёзд на поздних стадиях эволюции, включая 6 жёлтых гипергигантов , 4 красных сверхгиганта (включая Westerlund 1-26 , одну из крупнейших известных звёзд ), 24 звезды Вольфа-Райе , яркую голубую переменную , много OB-гигантов и необычный сверхгигант sgB[e], предположительно являющийся результатом столкновения звёзд . Наблюдения в рентгеновском диапазоне спектра показали наличие аномального рентгеновского пульсара CXOU J164710.2-455216 , медленно вращающейся нейтронной звезды , вероятно, образовавшейся из массивной звезды-предшественницы . Считается, что скопление Westerlund 1 образовалось в результате одной вспышки звездообразования, что предполагает близкий возраст и химический состав у всех звёзд скопления.

Наблюдения

Наиболее яркие O7-8V звёзды главной последовательности имеют видимые звёздные величины в полосе V около 20.5, следовательно, в видимой области спектра в основном излучение наблюдается от ярких ушедших с главной последовательности звёзд (видимые звёздные величины в полосе V 14.5-18, абсолютные от −7 до −10) и менее ярких звёзд классов светимости Ib и II (звёздные величины в полосе V 18-20). Вследствие экстремально высокого межзвёздного покраснения наблюдения в полосах U и B затруднены и большая часть наблюдений проводится в полосах R и I в красной и инфракрасной частях спектра. Звёзды скопления обычно называются в соответствии с классификацией, введённой Вестерлундом , хотя для звёзд Вольфа-Райе используется другая система наименований .

В рентгеновском диапазоне выявлено диффузное излучение от межзвёздного газа и излучение от точечных источников больших и малых масс. Находящийся в скоплении магнетар является наиболее ярким рентгеновским точечным источником в скоплении наряду с мощными источниками W9 (sgB[e]), W30a, WR A и WR B. Около 50 других точечных рентгеновских источников были ассоциированы с яркими объектами оптического диапазона. В радиодиапазоне sgB[e]-звезда W9 и красные сверхгиганты W20 и W26 являются сильными радиоисточниками; большинство холодных гипергигантов, несколько OB-сверхгигантов и звёзд Вольфа-Райе также наблюдаются.

Возраст и эволюционный статус

Магнетар CXOU J164710.2-455216 в представлении художника (ESO/L. Calçada)

Возраст Westerlund 1 оценивается в 4-5 млн лет при сравнении свойств популяции проэволюционировавших звёзд с моделями звёздной эволюции. Наличие в скоплении значительного количества как звёзд Вольфа-Райе, так и красных и жёлтых сверхгигантов представляет строгое ограничение возраста скопления: теоретические исследования предсказывают, что красные сверхгиганты не могут образоваться раньше 4 млн лет, пока наиболее массивные звёзды не перейдут на стадию красного сверхгиганта, а численность звёзд Вольфа-Райе резко уменьшается после возраста 5 млн лет. Полученный интервал возрастов в целом согласуется с наблюдениями в инфракрасном диапазоне, выявившими наличие поздних O-звёзд главной последовательности, хотя наблюдения звёзд малых масс дало оценку возраста 3.5 млн лет .

Если предположить, что Westerlund 1 формирует звёзды с обычной начальной функцией масс , то, вероятно, изначально скопление содержало значительное количество очень массивных звёзд, таких как наблюдаемые в настоящее время звёзды скопления Арки . Современные оценки возраста скопления Westerlund 1 превышают время жизни подобных звёзд. Модели звёздной эволюции показывают, что в скоплении должно содержаться 50-150 остатков вспышек сверхновых , причём темп вспышек сверхновых за последний миллион лет составил примерно одну вспышку за 10 тыс. лет. Однако на данный момент достоверно известен только один остаток вспышки сверхновой — магнетар . Вопрос о наличии других компактных объектов и массивных рентгеновских двойных остаётся открытым. Существует ряд предположений, включающих гипотезу о высоких скоростях при вспышках сверхновых, разрушающих двойные системы, предположение о формировании чёрных дыр звёздной массы медленно аккрецирующих вещество (и потому труднообнаружимых).

Поскольку звёзды скопления имеют приблизительно одинаковый возраст, химический состав и расстояние до Солнца, то скопление может служить хорошей средой для изучения эволюции массивных звёзд.

Доля двойных звёзд

Существует ряд свидетельств высокой доли массивных двойных звёзд в скоплении. Некоторые двойные звёзды высокой массы были обнаружены напрямую по фотометрическим наблюдениям и при изучении лучевых скоростей , другие двойные были открыты при исследовании таких характеристик, как светимость в рентгеновском диапазоне, нетепловой спектр радиоизлучения, избыток инфракрасного излучения, типичных для двойных с соударяющимися ветрами и некоторых видов звёзд Вольфа-Райе. В целом доля двойных звёзд для популяции звёзд Вольфа-Райе достигает 70 %, для OB-сверхгигантов — более 40 % .

Расстояние и местоположение

Westerlund 1 расположено слишком далеко для того, чтобы можно было измерить расстояние до него при помощи параллакса . Расстояние оценивается на основе ожидаемой абсолютной звёздной величины звёзд скопления и оценки поглощения света в направлении скопления. Данным методом расстояния были определены для популяций жёлтых гипергигантов и звёзд Вольфа-Райе ; в обоих случаях расстояние получилось близким к 5 кпк, по звёздам главной последовательности расстояние получилось равным 3.6 кпк .

В апреле 2022 года команда испанских астрономов опубликовала уточнённое расстояние до сверхскопления, основанное на данных, полученных внеорбитальной обсерваторией Gaia и спектрографом AAOmega, установленным на Англо-Австралийском телескопе . Уточнённые данные: расстояние — 4230±200 пк (13,8±3,0 тыс. св. лет), из чего следует, что масса скопления — около 100 000 M⊙.

Примечания

  1. ↑ Brandner, W.; Clark, J. S.; Stolte, A.; Waters, R.; Negueruela, I.; Goodwin, S. P. et al. Intermediate to low-mass stellar content of Westerlund 1 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences , 2008. — Vol. 478 , no. 1 . — P. 137—149 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  2. E.; Koumpia; Bonanos, A. Z. Fundamental parameters of four massive eclipsing binaries in Westerlund 1 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences , 2012. — Vol. 547 . — P. A30 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  3. ↑ Portegies Zwart, Simon F.; McMillan, Stephen L.W.; Gieles, Mark. Young Massive Star Clusters (англ.) // (англ.) ( . — Annual Reviews , 2010. — Vol. 48 . — P. 431 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  5. Westerlund, B. A Heavily Reddened Cluster in Ara (англ.) // The Astronomical Journal . — IOP Publishing , 1961. — Vol. 70 . — P. 57 . — doi : . — Bibcode : .
  6. Gallagher; Grebel. Extragalactic Star Clusters: Speculations on the Future (англ.) // Extragalactic Star Clusters, IAU Symposium : journal. — 2002. — Vol. 207 . — P. 207 . — Bibcode : . — arXiv : .
  7. ↑ Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. et al. On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences , 2005. — Vol. 434 , no. 3 . — P. 949—969 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  8. Muno, Michael P.; Clark, J. Simon; Crowther, Paul A.; Dougherty, Sean M.; De Grijs, Richard; Law, Casey; McMillan, Stephen L. W.; Morris, Mark R.; Negueruela, Ignacio; Pooley, David; Portegies Zwart, Simon; Yusef-Zadeh, Farhad et al. A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2006. — Vol. 636 , no. 1 . — P. L41 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  9. Westerlund, B. E. Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences , 1987. — Vol. 70, Supplement , no. 3 . — P. 311—324 . — ISSN . — Bibcode : .
  10. ↑ Crowther, Paul A.; Hadfield, L. J.; Clark, J. S.; Negueruela, I.; Vacca, W. D. et al. A census of the Wolf–Rayet content in Westerlund 1 from near-infrared imaging and spectroscopy (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press , 2006. — Vol. 372 , no. 3 . — P. 1407—1424 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  11. Bonanos, Alceste Z. Variability of Young Massive Stars in the Galactic Super Star Cluster Westerlund 1 (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing , 2007. — Vol. 133 , no. 6 . — P. 2696—2708 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  12. ↑ Ritchie, B. W.; Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A. et al. A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: I. first observations of luminous evolved stars (англ.) // Pre-Print : journal. — 2009. — Vol. 507 , no. 3 . — P. 1585 . — doi : . — Bibcode : . — arXiv : .
  13. Ignacio Negueruela et al. (англ.) . IAC . Instituto de Astrofísica de Canarias (1 апреля 2022). doi : . — La Laguna, Santa Cruz de Tenerife. Дата обращения: 28 мая 2022. Архивировано 25 мая 2022 года. , Полный отчёт

Ссылки

Источник —

marybeth
  • 2021-04-17
  • 1
  • Tags:

Same as Westerlund 1

The title for the last searches