| Westerlund 1 | |
|---|---|
| nyitott klaszter | |
| Kutatástörténet | |
| nyitó | Bengt Westerlund |
| nyitás dátuma | 1961 |
| Megfigyelési adatok ( Epoch J2000.0 ) |
|
| jobb felemelkedés | 16 óra 47 perc 4,00 mp [1] |
| deklináció | −45° 51′ 4,90″ [1] |
| Távolság | 12 100±2000 St. év (3700±600 db ) [2] |
| csillagkép | Oltár |
| fizikai jellemzők | |
| Osztály | Ó... [4] |
| Súly | 63 000 [3] |
| Sugár | 3.26 St. év [3] |
| Kor | 3,50 millió év [3] |
| Információk az adatbázisokban | |
| SIMBAD | Cl Westerlund 1 |
| Kódok a katalógusokban | |
| ESO 277-12 és C 1644-457 | |
| Információ a Wikidatában ? | |
| Médiafájlok a Wikimedia Commons oldalon | |
A Westerlund 1 ( Cluster in the Altar , Ara Cluster , Wd1 ) egy kompakt fiatal csillag szuperhalmaz a Tejútrendszer galaxisában , amely 3,5-5 kpc távolságra található a Naptól. Ez az egyik legnagyobb tömegű nyitott halmaz a Galaxisban [3] . Bengt Westerlund fedezte fel 1961-ben [5] , de az ilyen irányú magas csillagközi kihalás miatt hosszú évekig feltáratlan maradt . Talán a jövőben a Westerlund 1 gömb alakú csillaghalmaz lesz [6] .
A halmaz nagyszámú ritka, késői stádiumú masszív csillagot tartalmaz, köztük 6 sárga hiperóriást , 4 vörös szuperóriást (köztük Westerlund 1-26 , az egyik legnagyobb ismert csillag ), 24 Wolf-Rayet csillagot , egy fényes kék változót , sok OB óriások , és egy szokatlan szuperóriás sgB[e], feltehetően csillagok ütközésének eredménye [7] . A röntgensugaras megfigyelések feltárták a rendellenes CXOU J164710.2-455216 röntgenpulzár jelenlétét , amely egy lassan forgó neutroncsillag , amely valószínűleg egy hatalmas őscsillagból alakult ki [8] . A Westerlund 1 halmaz a feltételezések szerint egyetlen csillagkeletkezés eredményeként jött létre, ami a halmaz összes csillagának hasonló korára és kémiai összetételére utal.
A legfényesebb O7-8V fősorozatú csillagok látszólagos magnitúdója a V sávban körülbelül 20,5, ezért a spektrum látható tartományában főként a fő sorozatot elhagyó fényes csillagok sugárzása figyelhető meg (a látszólagos magnitúdók a V sávban 14,5-18, abszolút -7-től -10-ig) és kevésbé fényes Ib és II fényességi osztályú csillagok (a V 18-20 sáv magnitúdói). A rendkívül magas csillagközi vörösödés miatt az U és B sávban nehéz megfigyelni, és a legtöbb megfigyelés az R és I sávban történik a spektrum vörös és infravörös részén. A halmazban lévő csillagokat általában a Westerlund által bevezetett osztályozás szerint nevezik el [9] , bár a Wolf-Rayet csillagokra más névrendszert alkalmaznak [10] .
A röntgentartományban a csillagközi gázból származó diffúz sugárzást, valamint a nagy és kis tömegű pontforrásokból származó sugárzást észlelték. A klaszterben található magnetár a legfényesebb röntgenpontforrás a klaszterben, a nagy teljesítményű W9 (sgB[e]), W30a, WRA A és WR B forrásokkal együtt. Körülbelül 50 másik pontszerű röntgenforrást társítottak. fényes tárgyakkal az optikai tartományban. A rádiósávban az sgB[e] W9 csillag, valamint a W20 és W26 vörös szuperóriások erős rádióforrások; a legtöbb hideg hiperóriás, néhány OB szuperóriás és Wolf-Rayet csillag is megfigyelhető.
A Westerlund 1 korát 4-5 Myr-ra becsülik, ha összehasonlítjuk a kialakult csillagok populációjának tulajdonságait a csillagfejlődési modellekkel. Jelentős számú Wolf-Rayet csillag, valamint vörös és sárga szuperóriás jelenléte a halmazban szigorú korhatárt jelent a halmaz számára: elméleti tanulmányok azt jósolják, hogy a vörös szuperóriások nem alakulhatnak ki 4 Myr előtt, amíg a legnagyobb tömegű csillagok át nem mennek a vörösbe. szuperóriás stádium, és a Wolf-Rayet csillagok száma 5 millió éves kor után meredeken csökken. Az így kapott korintervallum általában összhangban van az infravörös megfigyelésekkel, amelyek a késői fősorozatú O csillagok jelenlétét tárták fel, bár a kis tömegű csillagok megfigyelései 3,5 Myr becslést adtak [1] .
Feltéve, hogy a Westerlund 1 a szokásos kezdeti tömegfüggvénnyel rendelkező csillagokat alkot , akkor valószínű, hogy a halmaz eredetileg jelentős számú nagyon nagy tömegű csillagot tartalmazott, például az Arches-halmaz jelenleg megfigyelt csillagait . A Westerlund 1 halmaz korára vonatkozó modern becslések meghaladják az ilyen csillagok élettartamát. A csillagfejlődés modelljei azt mutatják, hogy a halmaznak 50-150 szupernóva -maradványt kell tartalmaznia , és a szupernóva-kitörések aránya az elmúlt egymillió évben körülbelül egy kitörés 10 ezer év alatt. Jelenleg azonban csak egy szupernóva-robbanás maradványa ismert megbízhatóan - a magnetar . Más kompakt objektumok és hatalmas röntgen binárisok jelenlétének kérdése nyitva marad. Számos feltételezés létezik, köztük a szupernóva-robbanások során fellépő nagy sebesség hipotézise, amely tönkreteszi a bináris rendszereket, valamint a csillagtömegű fekete lyukak keletkezésének feltételezése, amelyek lassan akkumulálják az anyagot (és ezért nehezen észlelhetők).
Mivel a halmazcsillagok hozzávetőlegesen azonos korúak, kémiai összetételük és távolságuk a Naptól, a halmaz jó környezet lehet a hatalmas csillagok evolúciójának tanulmányozásához.
Bizonyíték van arra, hogy a halmazban nagy tömegű kettőscsillagok vannak. Közvetlenül fotometriai ,[12]radiális sebességekés11][megfigyelésekből és bizonyos típusú Wolf-Rayet csillagok tanulmányozásával fedeztek fel néhány nagy tömegű binárist . Általában a kettőscsillagok aránya a Wolf-Rayet csillagok populációjában eléri a 70%-ot, az OB szuperóriások esetében - több mint 40% -ot [12] .
A Westerlund 1 túl messze van ahhoz, hogy parallaxissal lehessen mérni . A távolság becslése a halmazban lévő csillagok várható abszolút magnitúdója és a halmaz irányába eső fényelnyelés becslése alapján történik. Ezzel a módszerrel határozták meg a távolságokat a sárga hiperóriások [7] és a Wolf-Rayet csillagok [10] populációinál ; a távolság mindkét esetben közel 5 kpc-nek bizonyult, a fősorozat csillagainál a távolság 3,6 kpc [1] .
2022 áprilisában egy spanyol csillagászcsoport frissített távolságot tett közzé a szuperhalmaztól a Gaia orbitális obszervatórium és az angol-ausztrál teleszkópra telepített AAOmega spektrográf adatai alapján . Frissített adatok: távolság - 4230 ± 200 db (13,8 ± 3,0 ezer fényév), amiből az következik, hogy a klaszter tömege körülbelül 100 000 M⊙. [13]