stringtranslate.com

Вестерлунд 1

Westerlund 1 (сокращенно Wd1 , иногда называемый Ara Cluster [6] ) — это компактное молодое суперзвездное скопление на расстоянии около 3,8 кпк (12 000 световых лет) от Земли. Считается, что это самое массивное молодое звездное скопление в Млечном Пути [ 4] и было открыто Бенгтом Вестерлундом в 1961 году [7], но оставалось в значительной степени неизученным в течение многих лет из-за высокого межзвездного поглощения в его направлении. В будущем оно, вероятно, превратится в шаровое скопление [8] .

Скопление содержит большое количество редких, эволюционировавших, массивных звезд, в том числе: 6 желтых гипергигантов , 4 красных сверхгиганта , включая Westerlund 1-26 , одну из крупнейших известных звезд , 24 звезды Вольфа-Райе , яркую голубую переменную , множество OB-сверхгигантов и необычную сверхгигантскую звезду sgB[e] , которая, как предполагается, является остатком недавнего звездного слияния . [9] Кроме того, рентгеновские наблюдения выявили присутствие аномального рентгеновского пульсара CXO J164710.20-455217 , медленно вращающейся нейтронной звезды , которая, должно быть, образовалась из массивной звезды-предшественницы. [10] Считается, что Westerlund 1 образовался в результате единой вспышки звездообразования, что подразумевает, что составляющие его звезды имеют схожий возраст и состав.

Помимо того, что в нем находятся некоторые из самых массивных и наименее изученных звезд в нашей галактике, Westerlund 1 полезен как сравнительно близкое, легко наблюдаемое суперзвездное скопление , которое может помочь астрономам определить, что происходит внутри внегалактических суперзвездных скоплений.

Наблюдения

Изображения Westerlund 1: слева — видимый свет, все звезды выглядят красными из-за межзвездного поглощения; справа — рентгеновские длины волн, отмечен магнетар.

Самые яркие звезды главной последовательности O7–8V в Wd1 имеют фотометрические величины в полосе V около 20,5, и поэтому на визуальных длинах волн в Wd1 доминируют очень яркие звезды пост-Главной последовательности (величины в полосе V 14,5–18, абсолютные величины от −7 до −10), а также менее яркие звезды пост-Главной последовательности классов светимости Ib и II (величины в полосе V 18–20). Из-за чрезвычайно высокого межзвездного покраснения в направлении Wd1 его очень трудно наблюдать в полосах U и B, и большинство наблюдений проводится в полосах R или I на красном конце спектра или в инфракрасном диапазоне . Звезды в скоплении обычно именуются с использованием классификации, введенной Вестерлундом, [11] хотя для звезд Вольфа-Райе часто используется отдельное соглашение об именах. [12]

В рентгеновском диапазоне Wd1 показывает диффузное излучение межзвездного газа и точечное излучение как от массивных звезд после Главной последовательности, так и от маломассивных звезд до Главной последовательности. Магнетар Вестерлунда 1 является самым ярким точечным источником рентгеновского излучения в скоплении, вместе со звездой sgB[e] W9, (предполагаемой) двойной W30a и звездами Вольфа–Райе WR A и WR B, которые являются сильными источниками рентгеновского излучения. Примерно 50 других точечных источников рентгеновского излучения связаны с яркими оптическими аналогами. Наконец, в радиодиапазоне звезда sgB[e] W9 и красные сверхгиганты W20 и W26 являются сильными радиоисточниками, в то время как большинство холодных гипергигантов и несколько сверхгигантов OB и звезд Вольфа–Райе также обнаружены.

Возраст и эволюционное состояние

Художественное представление магнетара CXOU J164710.2-455216 в звездном скоплении Вестерлунд 1 (ESO/L. Calçada)

Возраст Wd1 оценивается в 4–5  млн лет по сравнению с популяцией эволюционировавших звезд с моделями звездной эволюции . Наличие значительного количества как звезд Вольфа–Райе , так и красных и желтых сверхгигантов в Wd1 представляет собой сильное ограничение на возраст: теория предполагает, что красные сверхгиганты не сформируются до примерно 4 млн лет, поскольку самые массивные звезды не проходят через фазу красного сверхгиганта, в то время как популяция Вольфа–Райе резко уменьшается после 5 млн лет. Этот диапазон возрастов в целом согласуется с инфракрасными наблюдениями Wd1, которые показывают присутствие поздних звезд главной последовательности O , хотя более низкий возраст около 3,5 млн лет был предложен по наблюдениям за звездами с меньшей массой в Wd1. [1]

Звезды, похожие на кометы, в Вестерлунде 1 [13]

Если Wd1 сформировал звезды с типичной начальной функцией масс , то скопление изначально содержало бы значительное количество очень массивных звезд, таких как те, которые в настоящее время наблюдаются в более молодом скоплении Arches . Текущие оценки возраста Wd1 превышают продолжительность жизни этих звезд, и модели звездной эволюции предполагают, что в Wd1 уже было 50–150 сверхновых , с частотой сверхновых примерно одна на 10 000 лет за последний миллион лет. Однако на сегодняшний день был обнаружен только один определенный остаток сверхновой — магнетар Westerlund 1 — и отсутствие других компактных объектов и массивных рентгеновских двойных вызывает недоумение. Было выдвинуто несколько предположений, включая высокие скорости удара сверхновой , которые разрушают двойные системы, образование медленно аккрецирующих (и, следовательно, необнаруживаемых) черных дыр звездной массы или двойных систем, в которых оба объекта теперь являются компактными объектами, но эта проблема еще не решена.

Поскольку звезды в Westerlund 1 имеют одинаковый возраст, состав и расстояние, скопление представляет собой идеальную среду для понимания эволюции массивных звезд. Одновременное присутствие звезд, эволюционирующих на Главной последовательности и вне ее, представляет собой надежный тест для моделей звездной эволюции, которые в настоящее время также не могут правильно предсказать наблюдаемое распределение подтипов Вольфа-Райе в Westerlund 1. [14]

Двоичная дробь

Ряд доказательств указывают на высокую долю двойных звезд среди звезд большой массы в Wd1. Некоторые массивные двойные системы обнаруживаются непосредственно с помощью фотометрии [15] и наблюдений лучевой скорости [16] , в то время как многие другие выводятся с помощью вторичных характеристик (таких как высокая рентгеновская светимость, нетепловые радиоспектры и избыточное инфракрасное излучение), которые типичны для двойных систем со сталкивающимся ветром или пылеобразующих звезд Вольфа-Райе. В настоящее время оцениваются общие доли двойных систем в 70% для популяции Вольфа-Райе [12] и более 40% для OB-сверхгигантов, хотя оба могут быть неполными. [16]

Участники

Наряду с задокументированными членами скопления, яркая голубая переменная MN44, как полагают, является убегающей звездой, выброшенной из Вестерлунда 1 четыре-пять миллионов лет назад. [17]

Ссылки

  1. ^ abc Brandner, W.; Clark, JS; Stolte, A.; Waters, R.; Negueruela, I.; Goodwin, SP; et al. (2008). "Промежуточный и маломассивный звездный состав Westerlund 1". Astronomy & Astrophysics . 478 (1): 137–149. arXiv : 0711.1624 . Bibcode :2008A&A...478..137B. doi :10.1051/0004-6361:20077579. S2CID  15778583.
  2. ^ Паркер, Ричард Дж.; Кроутер, Пол А.; Рэйт, Джемма (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа–Райе с помощью Gaia DR2 – II. Членство в скоплениях и ассоциациях». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 : 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . doi : 10.1093/mnras/staa1290 . S2CID  218516882.
  3. ^ Агаханлоо, Мойган; Мерфи, Джеремия В.; Смит, Натан; Парейко, Джон; Диас-Родригес, Мариангели; Драут, Мария Р.; Гро, Хосе Х.; Гусман, Джозеф; Стассун, Кейван Г. (21 февраля 2020 г.). «Вывод о параллаксе Вестерлунда 1 по Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (2): 2497–2509. arXiv : 1901.06582 . Бибкод : 2020MNRAS.492.2497A. дои : 10.1093/mnras/stz3628 . ISSN  0035-8711. S2CID  119465620.
  4. ^ аб Негеруэла, И.; Альфаро, Э.Дж.; Дорда, Р.; Марко, А.; Маис Апелланис, Дж.; Гонсалес-Фернандес, К. (2022). «Вестерлунд-1 под светом Gaia EDR3: расстояние, изоляция, протяженность и скрытое население». Астрономия и астрофизика . 664 : А146. arXiv : 2204.00422 . Бибкод : 2022A&A...664A.146N. дои : 10.1051/0004-6361/202142985. S2CID  247922758.
  5. ^ abc Portegies Zwart, Simon F.; McMillan, Stephen LW; Gieles, Mark (2010). "Молодые массивные звездные скопления". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 431–493. arXiv : 1002.1961 . Bibcode :2010ARA&A..48..431P. doi :10.1146/annurev-astro-081309-130834. S2CID  119207843.
  6. ^ Вестерлунд, BE (1968). "О протяженном инфракрасном источнике в ARA". Astrophysical Journal . 154 : L67. Bibcode : 1968ApJ...154L..67W. doi : 10.1086/180270 .
  7. ^ Вестерлунд, Б. (1961). "Сильно покрасневшее скопление в Жертвеннике". Astronomical Journal . 70 : 57. Bibcode :1961AJ.....66T..57W. doi : 10.1086/108585 .
  8. ^ Галлахер и Гребель (2002). «Внегалактические звездные скопления: размышления о будущем». Внегалактические звездные скопления, Симпозиум МАС . 207 : 207. arXiv : astro-ph/0109052 . Bibcode : 2002IAUS..207..745G.
  9. ^ abcdefghijklmnop Clark, JS; Negueruela, I.; Crowther, PA; Goodwin, SP; et al. (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Westerlund 1». Astronomy & Astrophysics . 434 (3): 949–969. arXiv : astro-ph/0504342 . Bibcode :2005A&A...434..949C. doi :10.1051/0004-6361:20042413. S2CID  119042919.
  10. ^ Муно, Майкл П.; Кларк, Дж. Саймон; Кроутер, Пол А.; Догерти, Шон М.; Де Грийс, Ричард; Закон, Кейси; Макмиллан, Стивен Л.В.; Моррис, Марк Р.; Негеруэла, Игнасио; Пули, Дэвид; Портегиес Цварт, Саймон; Юсеф-Заде, Фархад; и др. (2006). «Нейтронная звезда с массивным прародителем в Вестерлунде 1». Письма астрофизического журнала . 636 (1): Л41. arXiv : astro-ph/0509408 . Бибкод : 2006ApJ...636L..41M. дои : 10.1086/499776. S2CID  10349450.
  11. ^ Westerlund, BE (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Астрономия и астрофизика . Приложение. 70 (3): 311–324. Bibcode : 1987A&AS...70..311W. ISSN  0365-0138.
  12. ^ abcdefg Кроутер, Пол А.; Хэдфилд, LJ; Кларк, Дж. С.; Негеруэла, И.; Вакка, штат Вашингтон; и др. (2006). «Перепись содержания Вольфа-Райе в Вестерлунде 1 на основе изображений и спектроскопии в ближнем инфракрасном диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (3): 1407–1424. arXiv : astro-ph/0608356 . Бибкод : 2006MNRAS.372.1407C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10952.x . S2CID  10505573.
  13. ^ "Кометоподобные звезды". www.eso.org . Получено 3 декабря 2018 г. .
  14. ^ Negueruela, Ignacio; Clark, J. Simon; Hadfield, Lucy J.; Crowther, Paul A.; et al. (2007). «Westerlund 1 как шаблон для эволюции массивной звезды». Труды Международного астрономического союза . 3 : 301–306. arXiv : 0802.4168 . Bibcode :2008IAUS..250..301N. doi :10.1017/S1743921308020620. S2CID  10747013.
  15. ^ Бонанос, Альцесте З. (2007). «Переменность молодых массивных звезд в галактическом суперзвездном скоплении Вестерлунд 1». Astronomical Journal . 133 (6): 2696–2708. arXiv : astro-ph/0702614 . Bibcode : 2007AJ....133.2696B. doi : 10.1086/518093. S2CID  119074868.
  16. ^ abc Ritchie, BW; Clark, JS; Negueruela, I.; Crowther, PA; et al. (2009). "Обзор массивных двойных звезд VLT/FLAMES в Вестерлунде 1: I. первые наблюдения светящихся эволюционировавших звезд". Astronomy and Astrophysics . 507 (3): 1585. arXiv : 0909.3815 . Bibcode :2009A&A...507.1585R. doi :10.1051/0004-6361/200912686. S2CID  197460709.
  17. ^ Гварамадзе, ВВ (2018). "MN44: Яркая голубая переменная, убегающая от Вестерлунда 1". Научные заметки AAS . 2 (4): 214. arXiv : 1811.07899 . Bibcode : 2018RNAAS...2..214G. doi : 10.3847/2515-5172/aaf23d . S2CID  119237114.
  18. ^ ab Negueruela, Ignacio; Clark, J. Simon; Ritchie, Ben W. (2010). "Популяция OB-сверхгигантов в звездном скоплении Westerlund 1". Astronomy and Astrophysics . 516 (78): A78. arXiv : 1003.5204 . Bibcode :2010A&A...516A..78N. doi :10.1051/0004-6361/201014032. S2CID  230718.
  19. ^ Negueruela, I.; Clark, JS; Ritchie, BW (2010). "Популяция OB-сверхгигантов в звездном скоплении Westerlund 1". Astronomy & Astrophysics . 516 : 3. arXiv : 1003.5204 . Bibcode : 2010A&A...516A..78N. doi : 10.1051/0004-6361/201014032. S2CID  230718.
  20. ^ abcdefghijkl Fok, Thomas KT; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco HK; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). "Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters". The Astrophysical Journal . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Bibcode :2012ApJ...760...65F. doi :10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID  53393926.
  21. ^ Clark, JS; Ritchie, BW; Negueruela, I.; Crowther, PA; Damineli, A.; Jablonski, FJ; Langer, N. (2011). "Обзор массивных двойных звезд в Westerlund 1 с помощью VLT/FLAMES" (PDF) . Астрономия и астрофизика . 531 : A28. arXiv : 1105.0776 . Bibcode :2011A&A...531A..28C. doi :10.1051/0004-6361/201116990. S2CID  119299122.
  22. ^ ab Wright, NJ; Wesson, R.; Drew, JE; Barentsen, G.; Barlow, MJ; Walsh, JR; Zijlstra, A.; Drake, JJ; Eisloffel, J.; Farnhill, HJ (16 октября 2013 г.). "Ионизированная туманность, окружающая красный сверхгигант W26 в Вестерлунде 1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 437 (1): L1–L5. arXiv : 1309.4086 . Bibcode : 2014MNRAS.437L...1W. doi : 10.1093/mnrasl/slt127 . S2CID  14889377.
  23. ^ Макки, Джонатан; Кастро, Норберто; Фоссати, Лука; Лангер, Норберт (2015). «Холодный газ в горячих звездных скоплениях: ветер от красного сверхгиганта W26 в Вестерлунде 1». Астрономия и астрофизика . 582 : A24. arXiv : 1508.07003 . Bibcode : 2015A&A...582A..24M. doi : 10.1051/0004-6361/201526159. S2CID  54683876.
  24. ^ Аревало, Аура (2019). Красные сверхгиганты в сверхмассивном звездном скоплении Вестерлунд 1 (диссертация). doi : 10.11606/D.14.2019.tde-12092018-161841 .
  25. ^ Rocha, Danilo F.; Almeida, Leonardo A.; Damineli, Augusto; Navarete, Felipe; Abdul-Masih, Michael; Mace, Gregory N. (2022). «Расстояние и возраст массивного звездного скопления Westerlund 1 – II. Затменная двойная система W36». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 517 (3): 3749–3762. arXiv : 2210.04985 . Bibcode : 2022MNRAS.517.3749R. doi : 10.1093/mnras/stac2927 .
  26. ^ Кларк, Дж. С.; Ритчи, Б. В.; Негуэруэла, И. (2010). «Удачное исследование изменчивости среди массивного звездного населения Вестерлунда 1». Астрономия и астрофизика . 514 : A87. arXiv : 1003.5107 . Bibcode : 2010A&A...514A..87C. doi : 10.1051/0004-6361/200913820. S2CID  14780809.
  27. ^ abcdefghijklmnopqrs Negueruela, I.; Clark, JS (2005). "Другие звезды Вольфа–Райе в звездообразующем скоплении Вестерлунд 1". Astronomy & Astrophysics . 436 (2): 541. arXiv : astro-ph/0503303 . Bibcode :2005A&A...436..541N. doi :10.1051/0004-6361:20052699. S2CID  1755956.
  28. ^ Crowther, Paul A.; Hadfield, LJ; Clark, JS; Negueruela, I.; Vacca, WD (29.09.2006). "Перепись содержания Вольфа–Райе в Westerlund 1 по данным ближней инфракрасной съемки и спектроскопии". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 372 (3): 1411. arXiv : astro-ph/0608356 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1407C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10952.x . S2CID  10505573.
  29. ^ Koumpia, E.; Bonanos, AZ (2012). "Фундаментальные параметры четырех массивных затменных двойных звезд в Вестерлунде 1". Astronomy & Astrophysics . 547 : A30. arXiv : 1205.1369 . Bibcode :2012A&A...547A..30K. doi :10.1051/0004-6361/201219465. S2CID  118604150.
  30. ^ СИМБАД, CXOU J164710.2-455216

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с Вестерлундом 1 .