stringtranslate.com

Арки Кластер

Скопление арок в инфракрасном диапазоне ( космический телескоп Хаббл NASA / ESA )

Скопление Арки является самым плотным известным звездным скоплением в Млечном Пути, примерно в 100 световых годах от его центра в созвездии Стрельца , в 25 000 световых лет от Земли. Его открытие было сообщено Нагатой и др. в 1995 году [1] и независимо Котера и др. в 1996 году [2] Из-за чрезвычайно сильного оптического поглощения пылью в этом регионе скопление затемнено в визуальных диапазонах и наблюдается в рентгеновских , инфракрасных и радиодиапазонах . Оно содержит приблизительно 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 соседнее скопление Quintuplet , оно, по-видимому, немного моложе. Только звезды, более ранние и массивные, чем O5, эволюционировали вдали от главной последовательности, в то время как скопление Quintuplet включает в себя ряд горячих сверхгигантов, а также красного сверхгиганта и три ярких синих переменных . [4]

Наиболее заметными членами скопления Арки являются звезды с горячими эмиссионными линиями : тринадцать звезд Вольфа–Райе , все массивные, богатые водородом типы; и восемь гипергигантов класса О. Одна из них является затменной двойной с первичным элементом Вольфа–Райе и вторичным сверхгигантом класса О. Рентгеновское излучение скопления предполагает, что многие другие члены также находятся в тесных двойных системах с двумя горячими светящимися членами, но мало доказательств того, что эволюция этих звезд была затронута двойным обменом масс. Спектральные классы и их свойства плавно переходят от главной последовательности к нормальным гигантам и сверхгигантам класса О, к гипергигантам класса О, к предполагаемым наиболее эволюционировавшим звездам Вольфа–Райе. Одна звезда занимает промежуточное положение между WN8–9h и O4–6 Ia + . Более холодных эволюционировавших звезд нет. [4]

Работа Дональда Фигера , астронома из Рочестерского технологического института, предполагает, что 150 солнечных масс ( M ☉ ) являются верхним пределом звездной массы в современную эпоху Вселенной. Он использовал космический телескоп Хаббл для наблюдения около тысячи звезд в скоплении Арки и не нашел звезд, превышающих этот предел, несмотря на статистическое ожидание, что их должно быть несколько. [5] Однако более поздние исследования продемонстрировали очень высокую чувствительность вычисленных звездных масс к законам поглощения , используемым для вывода массы, что может повлиять на верхний предел массы примерно на 30% при использовании различных законов поглощения [6] (возможно, от 150  M ☉ до примерно 100  M ☉ ). Предел в 150 солнечных масс был ранее выведен Карстеном Вайднером и Павлом Крупой [7] с использованием наблюдений скопления R136 .

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Нагата, Т.; Вудворд, К.; Шур, М.; Кобаяши, Н. (апрель 1995 г.). "Объект 17: Еще одно скопление звезд с эмиссионными линиями вблизи центра Галактики". Astronomical Journal . 109 (4): 1676. Bibcode :1995AJ....109.1676N. doi : 10.1086/117395 .
  2. ^ Cotera, A.; Erickson, E.; Colgan, S.; Simpson, J.; Allen, D.; Burton, M. (апрель 1996 г.). «Открытие горячих звезд вблизи галактического центра тепловых радиоволокон». Astrophysical Journal . 461 (750): 750. Bibcode :1996ApJ...461..750C. doi : 10.1086/177099 .
  3. ^ ab Espinoza, P.; Selman, FJ; Melnick, J. (июль 2009 г.). "Начальная функция масс массивной звезды скопления Арки". Astronomy and Astrophysics . 504 (2): 563–583. arXiv : 0903.2222 . Bibcode :2009A&A...501..563E. doi :10.1051/0004-6361/20078597. S2CID  14412034.
  4. ^ abcdef Кларк, Дж. С.; Лор, М. Э.; Нахарро, Ф.; Донг, Х.; Мартинс, Ф. (2018). «Повторный визит в скопление Арки: I. Представление данных и перепись звезд». Астрономия и астрофизика . A65 : 617. arXiv : 1803.09567 . Bibcode : 2018A&A...617A..65C. doi : 10.1051/0004-6361/201832826. S2CID  53362252.
  5. ^ Figer (2005). «Верхний предел масс звезд». Nature . 434 (7030): 192–194. arXiv : astro-ph/0503193 . Bibcode :2005Natur.434..192F. doi :10.1038/nature03293. ISSN  0028-0836. PMID  15758993. S2CID  4417561.
  6. ^ Хабиби, М.; Столте, А.; Бранднер, В.; Хуссманн, Б.; Мотохара, К. (август 2013 г.). «Арки скопляются до своего приливного радиуса: динамическая сегрегация массы и влияние закона поглощения на функцию звездной массы». Астрономия и астрофизика . 556 (A26): A26. arXiv : 1212.3355 . Bibcode : 2013A&A...556A..26H. doi : 10.1051/0004-6361/201220556. S2CID  118475820.
  7. ^ Вайднер, Карстен; Крупа, Павел (2005). «Доказательства фундаментального верхнего предела звездной массы из кластерного звездообразования». MNRAS . 348 (1): 187–191. arXiv : astro-ph/0310860 . Bibcode :2004MNRAS.348..187W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x .
  8. ^ 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.
  9. ^ Figer, DF; Najarro, F.; Gilmore, D.; Morris, M.; Kim, SS; Serabyn, E.; McLean, IS; Gilbert, AM; Graham, JR; Larkin, JE; Levenson, NA; Teplitz, HI (2002). "Massive Stars in the Arches Cluster". The Astrophysical Journal . 581 (1): 258–275. arXiv : astro-ph/0208145 . Bibcode :2002ApJ...581..258F. doi :10.1086/344154. S2CID  119002004.
  10. ^ Ван дер Хухт, КА (2006). «Новые галактические звезды Вольфа–Райе и кандидаты. Приложение к VII-му каталогу галактических звезд Вольфа–Райе». Астрономия и астрофизика . 458 (2): 453. arXiv : astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006A&A...458..453V. doi : 10.1051/0004-6361:20065819. S2CID  119104786.
  11. ^ abc Martins, F.; Hillier, DJ; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). "Самые массивные звезды в скоплении Арки". Astronomy and Astrophysics . 478 (1): 219–233. arXiv : 0711.0657 . Bibcode :2008A&A...478..219M. doi :10.1051/0004-6361:20078469. S2CID  7509876.
  12. ^ 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 : A56. arXiv : 1106.5361 . Bibcode : 2011A&A...535A..56G. doi : 10.1051/0004-6361/201116701. ISSN  0004-6361. S2CID  59396651.
  13. ^ Кларк, JS; Лор, ME; Нахарро, F.; Патрик, LR; Ричи, BW (2023). «Повторный взгляд на скопление Арок: IV. Наблюдательные ограничения на двойные свойства очень массивных звезд». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 521 (3): 4473–4489. arXiv : 2302.04008 . Bibcode : 2023MNRAS.521.4473C. doi : 10.1093/mnras/stad449 .

Внешние ссылки