Кластер Арки
| Кластер Арки | |
|---|---|
 Скопление Арок в J , H и K инфракрасных диапазонах ( адаптивная оптика NACO на ESO Очень Большом Телескопе ) | |
| Данные наблюдений ( J2000 эпоха ) | |
| Прямое восхождение | 17 час 45 м 50.5 с |
| Склонение | –28° 49′ 28″ |
| Расстояние | 25 бивней (8,5 кпк ) |
| Физические характеристики | |
| Оптически затемненный | |
| Ассоциации | |
| Созвездие | Стрелец |
Скопление Арки — самое плотное известное звездное скопление Млечного Пути, расположенное примерно в 100 световых годах от его центра в созвездии Стрельца (Стрелец), в 25 000 световых годах от Земли. О его открытии сообщили Нагата и др. в 1995 году, [ 1 ] и независимо Cotera et al. в 1996 году. [ 2 ] Из-за чрезвычайно сильного оптического поглощения пылью в этой области скопление затенено в видимых диапазонах и наблюдается в рентгеновском , инфракрасном и радиодиапазонах . Оно содержит около 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 близлежащее скопление Квинтуплет , оно кажется немного моложе. Только звезды, более ранние и более массивные, чем O5, отделились от главной последовательности, в то время как скопление Квинтуплет включает в себя ряд горячих сверхгигантов, а также красный сверхгигант и три светящиеся синие переменные . [ 4 ]
Наиболее заметными членами скопления Арки являются звезды с горячими эмиссионными линиями : тринадцать звезд Вольфа – Райе , все массивные типы, богатые водородом; и восемь гипергигантов класса O. Одна из них — затменная двойная система с главной звездой Вольфа-Райе и сверхгигантом вторичной класса O. Рентгеновское излучение скопления предполагает, что многие другие члены также находятся в тесных двойных системах с двумя горячими светящимися членами, но имеется мало свидетельств того, что на эволюцию этих звезд влияет обмен массой в двойной системе. Спектральные классы и их свойства плавно переходят от главной последовательности к нормальным гигантам и сверхгигантам класса O, к гипергигантам класса O и к предположительно наиболее развитым Вольфу-Райетсу. Одна звезда занимает промежуточное положение между WN8–9h и O4–6 Ia. + . Более холодных развитых звезд не существует. [ 4 ]
Работа Дональда Файгера , астронома из Рочестерского технологического института, предполагает, что 150 солнечных масс ( M ☉ ) — это верхний предел звездной массы в нынешнюю эпоху существования Вселенной. Он использовал космический телескоп «Хаббл», чтобы наблюдать около тысячи звезд в скоплении Арки, и не нашел ни одной звезды, превышающей этот предел, несмотря на статистические ожидания, что их должно быть несколько. [ 5 ] Однако более поздние исследования продемонстрировали очень высокую чувствительность расчетных масс звезд к законам вымирания, используемым для вывода массы, что может повлиять на верхний предел массы примерно на 30% при использовании различных законов вымирания. [ 6 ] (возможно от 150 M ☉ до примерно 100 M ☉ ). Предел в 150 солнечных масс ранее был установлен Карстеном Вайднером и Павлом Крупой. [ 7 ] используя наблюдения скопления R136 .
| Б=цветок [ 8 ] F = Фигер [ 9 ] | WR# [ 10 ] | Спектральный тип [ 4 ] | Яркость [ 11 ] ( L ☉ ) | Температура [ 11 ] (эффективный, К) | Масса [ 12 ] ( M ☉ ) | Радиус [ 11 ] ( R ☉ ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Б1 | 102 г. до н.э. | ВН8–9ч | 891,000 | 31,700 | 50–60 | 32 |
| Ф1 | 102ад | ВН8–9ч | 2,000,000 | 33,200 | 101–119 | 43 |
| Ф2 | 102аа | ВН8–9ч O5–6 Это + |
1,000,000 | 33,500 | 80 [ 4 ] 60 [ 4 ] |
30 |
| F3 | 102бб | ВН8–9ч | 1,260,000 | 29,600 | 52–63 | 43 |
| F4 | 102ал | ВН7–8ч | 2,000,000 | 36,800 | 66–76 | 35 |
| F5 | 102 еда | ВН8–9ч | 891,000 | 32,100 | 31–36 | 31 |
| F6 | 102ah | ВН8–9ч | 2,240,000 | 33,900 | 101–119 | 44 |
| F7 | 102 адж | ВН8–9ч | 2,000,000 | 32,900 | 86–102 | 44 |
| F8 | 102аг | ВН8–9ч | 1,260,000 | 32,900 | 43–51 | 35 |
| F9 | 102 да | ВН8–9ч | 2,240,000 | 36,600 | 111–131 | 38 |
| F10 | 102аб | O7–8 Это + | 891,000 | 32,200 | 55–69 | 24 |
| F12 | 102аф | ВН7–8ч | 1,580,000 | 36,900 | 70–82 | 31 |
| F14 | 102ба | ВН8–9ч | 1,000,000 | 34,500 | 54–65 | 28 |
| F15 | O6–7 Это + | 1,410,000 | 35,600 | 80–97 | 32 | |
| F16 | 102ак | ВН8–9ч | 794,000 | 32,200 | 46–56 | 29 |
| F17 | 102ac | O5–6 Это + | ||||
| F18 | O4–5 Каждый + | 1,120,000 | 36,900 | 67–82 | 26 | |
| F20 | O4–5 Каждый | 794,000 | 38,200 | 47–57 | 21 | |
| F21 | О4–6И | 891,000 | 35,800 | 56–70 | 25 | |
| F22 | О4–6И | 630,000 | 35,800 | 41–53 | 21 | |
| F23 | О4–6И | 630,000 | 35,800 | 41–52 | 21 | |
| F25 [ 13 ] | О4–5И | 851,000 | 40,000 | 19 | ||
| F26 | О4–6И | 707,000 | 39,800 | 45–57 | 18 | |
| F28 | О4–6И | 891,000 | 39,800 | 57–72 | 20 | |
| F29 | О4–6И | 562,000 | 35,700 | 36–45 | 20 | |
| F32 | О4–6И | 707,000 | 40,800 | 47–59 | 17 | |
| Ф33 | О4–6И | 707,000 | 39,800 | 45–57 | 18 | |
| F34 | О4–6И | 562,000 | 38,100 | 36–46 | 18 | |
| Ф35 | О4–6И | 501,000 | 33,800 | 34–43 | 21 | |
| Ф40 | O4–5 Каждый + | 562,000 | 39,500 | 57–72 | 16 |
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Нагата, Т.; Вудворд, К.; Шуре, М.; Кобаяши, Н. (апрель 1995 г.). «Объект 17: Еще одно скопление звезд эмиссионных линий вблизи центра Галактики» . Астрономический журнал . 109 (4): 1676. Бибкод : 1995AJ....109.1676N . дои : 10.1086/117395 .
- ^ Котера, А.; Эриксон, Э.; Колган, С.; Симпсон, Дж.; Аллен, Д.; Бертон, М. (апрель 1996 г.). «Открытие горячих звезд вблизи центра Галактики тепловых радионитей» . Астрофизический журнал . 461 (750): 750. Бибкод : 1996ApJ...461..750C . дои : 10.1086/177099 .
- ^ Jump up to: а б Эспиноза, П.; Селман, Ф.Дж.; Мельник, Дж. (июль 2009 г.). «Начальная функция массы массивной звезды скопления Арки». Астрономия и астрофизика . 504 (2): 563–583. arXiv : 0903.2222 . Бибкод : 2009A&A...501..563E . дои : 10.1051/0004-6361/20078597 . S2CID 14412034 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Кларк, Дж. С.; Лор, МЭ; Нахарро, Ф; Донг, Х; Мартинс, Ф (2018). «Возврат к скоплению Арки: I. Представление данных и звездная перепись». Астрономия и астрофизика . A65 : 617. arXiv : 1803.09567 . Бибкод : 2018A&A...617A..65C . дои : 10.1051/0004-6361/201832826 . S2CID 53362252 .
- ^ Фигер (2005). «Верхний предел масс звезд». Природа . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Бибкод : 2005Natur.434..192F . дои : 10.1038/nature03293 . ISSN 0028-0836 . ПМИД 15758993 . S2CID 4417561 .
- ^ Хабиби, М.; Столте, А.; Бранднер, В.; Хуссманн, Б.; Мотохара, К. (август 2013 г.). «Кластер Арки выходит за пределы приливного радиуса: динамическое разделение масс и влияние закона вымирания на функцию звездных масс». Астрономия и астрофизика . 556 (А26): А26. arXiv : 1212.3355 . Бибкод : 2013A&A...556A..26H . дои : 10.1051/0004-6361/201220556 . S2CID 118475820 .
- ^ Вайднер, Карстен; Крупа, Павел (2005). «Доказательства фундаментального верхнего предела массы звезд в результате образования скоплений звезд». МНРАС . 348 (1): 187–191. arXiv : astro-ph/0310860 . Бибкод : 2004MNRAS.348..187W . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x .
{{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка ) - ^ 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 .
- ^ Фигер, Д.Ф.; Нахарро, Ф.; Гилмор, Д.; Моррис, М.; Ким, СС; Серабин, Э.; Маклин, И.С.; Гилберт, AM; Грэм-младший; Ларкин, Дж. Э.; Левенсон, Северная Каролина; Теплиц, Г.И. (2002). «Массивные звезды в скоплении Арки». Астрофизический журнал . 581 (1): 258–275. arXiv : astro-ph/0208145 . Бибкод : 2002ApJ...581..258F . дои : 10.1086/344154 . S2CID 119002004 .
- ^ Ван дер Хухт, Калифорния (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 . Бибкод : 2006A&A...458..453В . дои : 10.1051/0004-6361:20065819 . S2CID 119104786 .
- ^ Jump up to: а б с Мартинс, Ф.; Хиллиер, диджей; Помар, Т.; Эйзенхауэр, Ф.; Отт, Т.; Гензель, Р. (2008). «Самые массивные звезды скопления Арки». Астрономия и астрофизика . 478 (1): 219–233. arXiv : 0711.0657 . Бибкод : 2008A&A...478..219M . дои : 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 : А56. arXiv : 1106.5361 . Бибкод : 2011A&A...535A..56G . дои : 10.1051/0004-6361/201116701 . ISSN 0004-6361 . S2CID 59396651 .
- ^ Кларк, Дж. С.; Лор, Мэн; Нахарро, Ф.; Патрик, ЛР; Ричи, BW (2023). «Возврат к скоплению Арки: IV. Наблюдательные ограничения на двойные свойства очень массивных звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 521 (3): 4473–4489. arXiv : 2302.04008 . Бибкод : 2023MNRAS.521.4473C . дои : 10.1093/mnras/stad449 .
{{cite journal}}: CS1 maint: неотмеченный бесплатный DOI ( ссылка )
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Скопление Арки — ESO Галерея изображений
- «HubbleSite – NewsCenter – Хаббл наблюдает за гигантскими звездными скоплениями вблизи галактического центра (16.09.1999) – Текст релиза» . сайт хабблсайт.org .
- «Чандра :: Фотоальбом :: Скопление Арки :: 06 июня 2001 г.» . chandra.harvard.edu .
- «Фотография звездного скопления «Хаббл»» . www.spaceimages.com .