Кластер арок - Arches Cluster

Кластер арок
ESO-Arches Cluster.jpg
Данные наблюдений (J2000 эпоха )
СозвездиеСтрелец
Прямое восхождение17час 45м 50.5s
Склонение–28° 49′ 28″
Расстояние25 кли (8.5 кпк )
Физические характеристики
Примечательные особенностиОптически затемненный
Смотрите также: Открытый кластер, Список открытых кластеров
Arches Cluster в инфракрасном диапазоне (НАСА /ЕКА Космический телескоп Хаббла )

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☉).

Выдающиеся звезды
B = Блюм[7] F = Фигер[8]WR #[9]Спектральный тип[4]Яркость[10] (L☉ )Температура[10] (эффективная, К)Масса[11] (M☉ )Радиус[10] (р☉ )
B1102bcWN8-9h891,00031,70050 - 6032
F1102adWN8-9h2,000,00033,200101 - 11943
F2102aaWN8-9h
O5-6 Ia+		1,000,00033,50080[4]
60[4]		29.9
F3102bbWN8-9h1,260,00029,60052 - 6343
F4102alWN7-8h2,000,00036,80066 - 7635
F5102aiWN8-9h891,00032,10031 - 3631
F6102ачWN8-9h2,240,00033,900101 - 11944
F7102ajWN8-9h2,000,00032,90086 - 10244
F8102agWN8-9h1,260,00032,90043 - 5135
F9102aeWN8-9h2,240,00036,600111 - 13138
F10102abO7-8 Ia+891,00032,20055 - 6924
F12102afWN7-8h1,580,00036,90070 - 8231
F13O7-8 Ia+
F14102baWN8-9h1,000,00034,50054 - 6528
F15O6-7 Ia+1,410,00035,60080 - 9732
F16102akWN8-9h794,00032,20046 - 5629
F17102acO5-6 Ia+
F18O4-5 Ia+1,120,00036,90067 - 8226
F20O4-5 Ia794,00038,20047 - 5721
F27O4-5 Ia+
F28O4-6I891,00039,60057 - 7223
F40O4-5 Ia+562,00039,50057 - 7216.1

Рекомендации

  1. ^ 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.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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.
  4. ^ 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 ].
  5. ^ 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.
  6. ^ 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.
  7. ^ 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.
  8. ^ 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.
  9. ^ 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.
  10. ^ 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.
  11. ^ 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