Westerlund 1

Westerlund 1
Westerlund 1
	; Źródło: ESO/VPHAS+ Survey/N. Dane z obserwacji Wrighta
( epoka J2000 )
Rektascensja	16 godz. 47 m 04,0 sek
Deklinacja	−45° 51′ 04,9″
Dystans	3,78 ; +0,56 −0,46 (2,6 – 4,23) kpc
Charakterystyka fizyczna
Masa	63 000 mln ☉
Promień	3,26 ly
Szacowany wiek	3,50 mln
Inne oznaczenia	Gromada Ara, Westerlund 1, ESO 277-12, C 1644-457, VDBH 197
Wspomnienia
Konstelacja	Ara
	Zobacz też: Klaster otwarty , Lista klastrów otwartych

Westerlund 1 (w skrócie Wd1 , czasami nazywana Ara Cluster ) jest zwartą młodą gromadą supergwiazd, znajdującą się około 3,8 kpc (12 000 lat temu) od Ziemi. Uważa się, że jest to najbardziej masywna młoda gromada gwiazd w Drodze Mlecznej i została odkryta przez Bengta Westerlunda w 1961 roku, ale przez wiele lat pozostawała w dużej mierze niezbadana ze względu na wysoką absorpcję międzygwiazdową w jej kierunku. W przyszłości prawdopodobnie przekształci się w gromadę kulistą .

Gromada zawiera dużą liczbę rzadkich, wyewoluowanych gwiazd o dużej masie, w tym: 6 żółtych hiperolbrzymów , 4 czerwone nadolbrzymy , w tym Westerlund 1-26 , jedną z największych znanych gwiazd , 24 gwiazdy Wolfa-Rayeta , jasnoniebieską zmienną , wiele Nadolbrzymy OB i niezwykły nadolbrzym gwiazda sgB[e] , który został uznany za pozostałość po niedawnej fuzji gwiazd . Ponadto rentgenowskie wykazały obecność anomalny pulsar rentgenowski CXO J164710.20-455217 , wolno rotująca gwiazda neutronowa , która musiała powstać z masywnej gwiazdy progenitorowej. Uważa się, że Westerlund 1 powstał w wyniku pojedynczego wybuchu formowania się gwiazd, co sugeruje, że składowe gwiazdy mają podobny wiek i skład.

Oprócz tego, że zawiera jedne z najbardziej masywnych i najmniej poznanych gwiazd w naszej galaktyce, Westerlund 1 jest użyteczną stosunkowo pobliską, łatwą do zaobserwowania supergromadą gwiazd , która może pomóc astronomom określić, co dzieje się w pozagalaktycznych gromadach supergwiazd.

obserwacje

Obrazy Westerlund 1: po lewej widać światło widzialne, a wszystkie gwiazdy wydają się czerwone z powodu absorpcji międzygwiezdnej; po prawej długości fal rentgenowskich z zaznaczonym magnetarem

Najjaśniejsze gwiazdy ciągu głównego O7-8V w Wd1 mają jasność fotometryczną w paśmie V około 20,5, a zatem przy wizualnych długościach fal Wd1 jest zdominowany przez bardzo jasne gwiazdy po sekwencji głównej (magnesy w paśmie V 14,5–18, bezwzględne wielkości od -7 do −10), wraz z mniej jasnymi gwiazdami po sekwencji głównej o klasie jasności Ib i II (magnesy w paśmie V 18–20). Ze względu na niezwykle silne zaczerwienienie międzygwiazdowe w kierunku Wd1, obserwacje w pasmach U i B są bardzo trudne, a większość obserwacji wykonuje się w pasmach R lub I na czerwonym końcu widma lub w podczerwień . Gwiazdy w gromadzie są generalnie nazywane zgodnie z klasyfikacją wprowadzoną przez Westerlunda, chociaż dla gwiazd Wolfa-Rayeta często stosuje się odrębną konwencję nazewnictwa.

Na długościach fal rentgenowskich Wd1 pokazuje rozproszoną emisję z gazu międzygwiazdowego i emisję punktową zarówno z gwiazd o dużej masie, po ciągu głównym, jak i gwiazd o małej masie, przed ciągiem głównym. Magnetar Westerlund 1 jest najjaśniejszym punktowym źródłem promieniowania rentgenowskiego w gromadzie, a gwiazda sgB [e] W9, (przypuszczalnie) układ podwójny W30a i gwiazdy Wolfa-Rayeta WRA A i WR B są silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego. Około 50 innych punktowych źródeł rentgenowskich jest powiązanych ze świecącymi optycznymi odpowiednikami. Wreszcie, na radiowych gwiazda sgB[e] W9 i czerwone nadolbrzymy W20 i W26 są silnymi źródłami radiowymi, podczas gdy wykryto również większość chłodnych hiperolbrzymów i kilka nadolbrzymów OB oraz gwiazdy Wolfa-Rayeta.

Wiek i stan ewolucyjny

Wizja artystyczna magnetara CXOU J164710.2-455216 w gromadzie gwiazd Westerlund 1 (ESO/L. Calçada)

Wiek Wd1 szacuje się na 4–5 milionów lat temu na podstawie porównania populacji wyewoluowanych gwiazd z modelami ewolucji gwiazd . Obecność znacznej liczby zarówno gwiazd Wolfa-Rayeta , jak i czerwonych i żółtych nadolbrzymów w Wd1 stanowi silne ograniczenie wieku: teoria sugeruje, że czerwone nadolbrzymy utworzą się dopiero około 4 milionów lat temu, ponieważ najbardziej masywne gwiazdy nie przechodzą przez czerwony nadolbrzym faza, podczas gdy populacja Wolfa-Rayeta gwałtownie spada po 5 Myr. Ten zakres wieku jest zasadniczo zgodny z obserwacjami Wd1 w podczerwieni, które ujawniają obecność późnego O gwiazdy ciągu głównego, chociaż na podstawie obserwacji gwiazd o mniejszej masie w Wd1 zasugerowano niższy wiek, około 3,5 miliona lat.

Gwiazdy podobne do komet w Westerlund 1.

Gdyby Wd1 tworzyła gwiazdy o typowej początkowej funkcji masy , to gromada pierwotnie zawierałaby znaczną liczbę bardzo masywnych gwiazd, takich jak te obserwowane obecnie w młodszej gromadzie Arches . Obecne szacunki wieku Wd1 są dłuższe niż czas życia tych gwiazd, a modele ewolucji gwiazd sugerują, że w Wd1 mogło już być 50–150 supernowych , z częstością wybuchów supernowych około jednej na 10 000 lat w ciągu ostatniego miliona lat. Jednak do tej pory wykryto tylko jedną ostateczną pozostałość supernowej - magnetar Westerlund 1 - a brak innych zwartych obiektów i układów podwójnych rentgenowskich o dużej masie jest zagadką. Przedstawiono szereg sugestii, w tym wysokie prędkości kopnięć supernowych , które zakłócają układy podwójne, powstawanie wolno akreujących (a przez to niewykrywalnych) czarnych dziur o masie gwiazdowej lub układy podwójne, w których oba obiekty są teraz obiektami zwartymi, ale problem został rozwiązany. jeszcze do rozwiązania.

Ponieważ gwiazdy w Westerlund 1 mają ten sam wiek, skład i odległość, gromada stanowi idealne środowisko do zrozumienia ewolucji masywnych gwiazd. Jednoczesna obecność gwiazd ewoluujących w ciągu głównym i poza nim stanowi solidny test dla modeli ewolucji gwiazd, które obecnie również nie są w stanie poprawnie przewidzieć obserwowanego rozkładu podtypów Wolfa-Rayeta w Westerlund 1.

Ułamek binarny

Szereg dowodów wskazuje na wysoki udział układów podwójnych wśród gwiazd o dużej masie w Wd1. Niektóre masywne układy podwójne są wykrywane bezpośrednio za pomocą fotometrii i prędkości radialnych , podczas gdy wiele innych można wywnioskować na podstawie drugorzędnych cech (takich jak wysoka jasność promieniowania rentgenowskiego, nietermiczne widma radiowe i nadmierna emisja w podczerwieni), które są typowe dla zderzających się układów podwójnych z wiatrem lub tworzące pył gwiazdy Wolfa-Rayeta. Obecnie szacuje się, że całkowite ułamki binarne wynoszące 70% dla populacji Wolfa-Rayeta i ponad 40% dla nadolbrzymów OB, chociaż oba mogą być niekompletne.

Członkowie

Oprócz udokumentowanych członków gromady, uważa się, że świecąca niebieska zmienna MN44 jest uciekającą gwiazdą wyrzuconą z Westerlund 1 cztery do pięciu milionów lat temu.

Przeznaczenie	Rektascensja	Deklinacja	Rodzaj obiektu	Typ widmowy	Jasność ( `L` _☉ )	Temperatura (K)	Promień ( `R` _☉ )
W2a	16 ^godz. 46 ^m 59,7 ^sek	−45° 50′ 51,1″	Niebieski nadolbrzym	O9,5 la - B0,5 la
W4	16 ^godz. 47 ^min 01,42 ^sek	−45° 50′ 37,1″	Żółty hiperolbrzym	G0 Ia ⁺ - F2 Ia ⁺
W5	16 ^godz. 47 ^m 02,97 ^sek	−45° 50′ 19,5″	Niebieski nadolbrzym
W6a	16 ^godz. 47 ^m 04,0 ^sek	−45° 50′ 21,0″	Niebieski nadolbrzym
W7	16 ^godz. 46 ^m 03,62 ^sek	−45° 50′ 14,2″	Niebieski hiperolbrzym
W8a	16 ^godz. 47 ^m 04,79 ^sek	−45° 50′ 24,9″	Żółty hiperolbrzym
W8b	16 ^godz. 47 ^m 04,95 ^sek	−45° 50′ 26,7″	Niebieski nadolbrzym	B1-5Ia
W9	16 ^godz. 47 ^m 04,14 ^sek	−45° 50′ 31,1″	B[e] gwiazda	sgB[e]
W12a	16 ^godz. 47 ^m 02,21 ^sek	−45° 50′ 58,8″	Żółty hiperolbrzym
W13	16 ^godz. 47 ^min 06,45 ^sek	−45° 50′ 26,0″	Zaćmienie binarne	B0.5 Ia ⁺ + OB
W16a	16 ^godz. 47 ^m 06,61 ^sek	−45° 50′ 42,1″	Żółty hiperolbrzym
W20	16 ^godz. 47 ^m 04,70 ^sek	−45° 51′ 23,8″	Czerwony nadolbrzym		126 tys	3500	965
W26	16 ^godz. 47 ^min 05.40 ^sek	−45° 50′ 36,5″	Czerwony nadolbrzym	M2-6Ia	380 000 - 1 100 000	3600 - 3700	1530-2550,1165-1221
W32	16 ^godz. 47 ^m 03,67 ^sek	−45° 50′ 43,5″	Żółty hiperolbrzym
W33	16 ^godz. 47 ^m 04,12 ^sek	−45° 50′ 48,3″	Niebieski hiperolbrzym
W36	16 ^godz. 47 ^m 05,08 ^sek	−45° 50′ 55,1″	Zaćmienie binarne	O6.5III + O9.5 IV	275 000 + 89 000	12,69 + 10,46
W75	16 ^godz. 47 ^m 08,93 ^sek	−45° 49′ 58,4″	Czerwony nadolbrzym		68 000	3600	668
W237	16 ^godz. 47 ^min 03,09 ^sek	−45° 52′ 18,8″	Czerwony nadolbrzym		234 000	3600	1245
W243	16 ^godz. 47 ^m 07,55 ^sek	−45° 52′ 28,5″	Świecąca niebieska zmienna	LBV
W265	16 ^godz. 47 ^m 06,26 ^sek	−45° 49′ 23,7″	Żółty hiperolbrzym
WR 77a	16 ^godz. 46 ^m 55,4 ^sek	−45° 51′ 34″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6-7
WR 77aa	16 ^godz. 46 ^m 46,3 ^sek	−45° 47′ 58″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC9d
WR 77b	16 ^godz. 46 ^m 59,9 ^sek	−45° 55′ 26″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC8
WR 77c	16 ^godz. 47 ^min 00,89 ^sek	−45° 51′ 20,9″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WNL
WR 77d, W57c	16 ^godz. 47 ^m 01,5 ^sek	−45° 51′ 45″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN8
WR 77e	16 ^godz. 47 ^min 01,67 ^sek	−45° 51′ 19,9″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6-8
WR 77f, W5	16 ^godz. 47 ^m 02,97 ^sek	−45° 50′ 19,5″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WNVL
WR 77g	16 ^godz. 47 ^m 03,1 ^sek	−45° 50′ 43″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC7
WR 77h, W66	16 ^godz. 47 ^m 04,0 ^sek	−45° 51′ 37,5″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC9
WR 77i	16 ^godz. 47 ^m 04,02 ^sek	−45° 51′ 25,2″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6-8
WR 77j, W44	16 ^godz. 47 ^m 04,20 ^sek	−45° 51′ 07,0″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN9
77 tys	16 ^godz. 47 ^m 04,1 ^sek	−45° 51′ 20,0″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC9
WR 77l	16 ^godz. 47 ^min 04,40 ^sek	−45° 51′ 03,8″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC8.5
WR 77m, W239	16 ^godz. 47 ^m 05,21 ^sek	−45° 52′ 25,0″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC9
WR 77n	16 ^godz. 47 ^min 05,35 ^sek	−45° 51′ 05,0″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN8 (niepewne)
WR 77o, W14c	16 ^godz. 47 ^m 06,0 ^sek	−45° 15′ 22″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN7o
WR 77p, W241	16 ^godz. 47 ^m 06,06 ^sek	−45° 52′ 08,3″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WC9
WR 77q	16 ^godz. 47 ^m 06,24 ^sek	−45° 51′ 26,5″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6-8
WR 77r	16 ^godz. 47 ^m 07,6 ^sek	−45° 52′ 36″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6
WR 77s, W72	16 ^godz. 47 ^m 08,32 ^sek	−45° 50′ 45,5″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6o
WR 77sa	16 ^godz. 47 ^m 07,58 ^sek	−45° 49′ 22,2″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6h
WR 77sb	16 ^godz. 47 ^m 07,66 ^sek	−45° 52′ 35,9″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN6o
WR 77sc, W72	16 ^godz. 47 ^m 08,32 ^sek	−45° 50′ 45,5″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN7b
WR 77sd	16 ^godz. 47 ^m 14,1 ^sek	−45° 48′ 32″	Gwiazda Wolfa-Rayeta	WN4-5
CXOU J164710.2-455216	16 ^godz. 47 ^m 10,18 ^sek	−45° 52′ 16,7″	anomalny pulsar rentgenowski

Linki zewnętrzne

Westerlund 1
Źródło: ESO/VPHAS+ Survey/N. Dane z obserwacji Wrighta
( epoka J2000 )
Rektascensja	16 ^godz. 47 ^m 04,0 ^sek
Deklinacja	−45° 51′ 04,9″
Dystans	3,78 +0,56 −0,46 (2,6 – 4,23) kpc
Charakterystyka fizyczna
Masa	63 000 `mln` _☉
Promień	3,26 ly
Szacowany wiek	3,50 mln
Inne oznaczenia	Gromada Ara, Westerlund 1, ESO 277-12, C 1644-457, VDBH 197
Wspomnienia
Konstelacja	Ara
Zobacz też: Klaster otwarty , Lista klastrów otwartych