Oblouková skupina - Arches Cluster
| Oblouková skupina | |
|---|---|
 Arches Cluster dovnitř J, H, a K. infračervený kapel (NACO adaptivní optika na ESO Je Velmi velký dalekohled ) | |
| Data pozorování (J2000 epocha ) | |
| Souhvězdí | Střelec |
| Správný vzestup | 17h 45m 50.5s |
| Deklinace | –28° 49′ 28″ |
| Vzdálenost | 25 kly (8.5 kpc ) |
| Fyzikální vlastnosti | |
| Pozoruhodné funkce | Opticky zakryté |
The Oblouková skupina je nejhustší známá hvězdokupa v Mléčné dráze asi 100 světelné roky z jeho střed, v souhvězdí Střelec (The Archer), 25 000 světelných let od Země. Objev této kupy ohlásil Nagata et al. v roce 1995,[1] a nezávisle Cotera et al. v roce 1996.[2]Vzhledem k extrémně těžké optice zánik prachem v této oblasti je Arches Cluster zakryt ve vizuálních pásmech a je pozorován v rentgen, infračervený, a rádio kapel. Obsahuje přibližně 135 mladých, velmi žhavých hvězd, které jsou mnohonásobně větší a hmotnější než Slunce, plus mnoho tisíc méně hmotných hvězd.[3]
Odhaduje se, že tato hvězdokupa je stará asi dva a půl milionu let.[3][4] I když větší a hustší než okolí Clintuplet Cluster, zdá se být o něco mladší. Pouze hvězdy dříve a hmotnější než O5 se vyvinuly mimo hlavní sekvenci, zatímco Quintuplet Cluster obsahuje řadu horkých supergiantů a také červenou superobr a tři světelné modré proměnné.[4]
Nejvýznamnější členové klastru Arches jsou žhaví emisní potrubí hvězdy: třináct Vlk – Rayetovy hvězdy, všechny masivní typy bohaté na vodík; a osm třída O hypergiganti. Jedním z nich je zákrytová binárka s primárem Wolf-Rayet a třídou O superobr sekundární. rentgen emise z kupy naznačuje, že mnoho dalších členů je také v blízkých binárních systémech se dvěma horkými světelnými členy, ale existuje jen málo důkazů o tom, že by vývoj těchto hvězd byl ovlivňován binární hromadnou výměnou. Spektrální třídy a jejich vlastnosti plynule přecházejí z hlavní sekvence do normální třídy O obři a supergianty, do hypergigantů třídy O, na předpokládané nejrozvinutější Vlčí paprsky. Jedna hvězda je meziproduktem mezi WN8-9h a O4-6 Ia+. Neexistují žádné chladnější hvězdy.[4]
Práce od Donald Figer, astronom na Rochester Institute of Technology naznačuje, že 150 sluneční hmoty (M☉ ) je horní hranice hvězdné hmoty v současné éře vesmíru. Použil Hubbleův vesmírný dalekohled pozorovat asi tisíc hvězd v oblouku Arches a nenašli žádné hvězdy nad touto hranicí navzdory statistickému očekávání, že by jich mělo být několik.[5] Pozdější výzkum však prokázal velmi vysokou citlivost vypočítaných hmotností hvězd na zákony o zániku používá se pro odvození hmoty, která může ovlivnit horní hmotnostní limit přibližně o 30% pomocí různých zákonů o zániku[6] (možná od 150M☉ asi 100M☉).
| B = Blum[7] F = Figer[8] | WR #[9] | Spektrální typ[4] | Zářivost[10] (L☉ ) | Teplota[10] (efektivní, K) | Hmotnost[11] (M☉ ) | Poloměr[10] (R☉ ) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B1 | 102 př | WN8-9h | 891,000 | 31,700 | 50 - 60 | 32 |
| F1 | 102ad | WN8-9h | 2,000,000 | 33,200 | 101 - 119 | 43 |
| F2 | 102aa | WN8-9h O5-6 Ia+ | 1,000,000 | 33,500 | 80[4] 60[4] | 29.9 |
| F3 | 102bb | WN8-9h | 1,260,000 | 29,600 | 52 - 63 | 43 |
| F4 | 102al | WN7-8h | 2,000,000 | 36,800 | 66 - 76 | 35 |
| F5 | 102ai | WN8-9h | 891,000 | 32,100 | 31 - 36 | 31 |
| F6 | 102ah | WN8-9h | 2,240,000 | 33,900 | 101 - 119 | 44 |
| F7 | 102aj | WN8-9h | 2,000,000 | 32,900 | 86 - 102 | 44 |
| F8 | 102ag | WN8-9h | 1,260,000 | 32,900 | 43 - 51 | 35 |
| F9 | 102ae | WN8-9h | 2,240,000 | 36,600 | 111 - 131 | 38 |
| F10 | 102ab | O7-8 Ia+ | 891,000 | 32,200 | 55 - 69 | 24 |
| F12 | 102af | WN7-8h | 1,580,000 | 36,900 | 70 - 82 | 31 |
| F13 | O7-8 Ia+ | |||||
| F14 | 102ba | WN8-9h | 1,000,000 | 34,500 | 54 - 65 | 28 |
| F15 | O6-7 Ia+ | 1,410,000 | 35,600 | 80 - 97 | 32 | |
| F16 | 102ak | WN8-9h | 794,000 | 32,200 | 46 - 56 | 29 |
| F17 | 102ac | O5-6 Ia+ | ||||
| F18 | O4-5 Ia+ | 1,120,000 | 36,900 | 67 - 82 | 26 | |
| F20 | O4-5 Ia | 794,000 | 38,200 | 47 - 57 | 21 | |
| F27 | O4-5 Ia+ | |||||
| F28 | O4-6I | 891,000 | 39,600 | 57 - 72 | 23 | |
| F40 | O4-5 Ia+ | 562,000 | 39,500 | 57 - 72 | 16.1 |
Reference
- ^ Nagata, T .; Woodward, C .; Shure, M .; Kobayashi, N. (duben 1995). „Objekt 17: Další hvězdokupa hvězd emisní čáry poblíž galaktického středu“. Astronomický deník. 109 (4): 1676. Bibcode:1995AJ .... 109,1676N. doi:10.1086/117395.
- ^ Cotera, A .; Erickson, E .; Colgan, S .; Simpson, J .; Allen, D .; Burton, M. (duben 1996). „Objev horkých hvězd v blízkosti tepelných rádiových vláken galaktického středu“. Astrofyzikální deník. 461 (750): 750. Bibcode:1996ApJ ... 461..750C. doi:10.1086/177099.
- ^ A b Espinoza, P .; Selman, F. J .; Melnick, J. (červenec 2009). "Funkce počáteční hmotné hvězdy hvězdokupy Arches". Astronomie a astrofyzika. 504 (2): 563–583. arXiv:0903.2222. Bibcode:2009A & A ... 501..563E. doi:10.1051/0004-6361/20078597.
- ^ A b C d E F Clark, J. S; Lohr, M.E .; Najarro, F; Dong, H; Martins, F (2018). „Shluk Arches se vrátil: I. Prezentace dat a hvězdné sčítání lidu“. arXiv:1803.09567 [astro-ph.SR ].
- ^ Figer, Donald F. (2005). Msgstr "Horní hranice mas hvězd". Příroda. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph / 0503193. Bibcode:2005 Natur.434..192F. doi:10.1038 / nature03293. ISSN 0028-0836. PMID 15758993.
- ^ Habibi, M .; Stolte, A .; Brandner, W .; Hußmann, B .; Motohara, K. (srpen 2013). „Oblouky se shlukují do svého přílivového poloměru: dynamická hmotnostní segregace a účinek zákona o zániku na funkci hvězdné hmoty“. Astronomie a astrofyzika. 556 (A26): A26. arXiv:1212.3355. Bibcode:2013A & A ... 556A..26H. doi:10.1051/0004-6361/201220556.
- ^ Blum, R. D .; Schaerer, D .; Pasquali, A .; Heydari-Malayeri, M .; Conti, P. S .; Schmutz, W. (2001). „2mikronová úzkopásmová adaptivní optika v oblouku“ (PDF). Astronomický deník. 122 (4): 1875. arXiv:astro-ph / 0106496. Bibcode:2001AJ .... 122.1875B. doi:10.1086/323096.
- ^ Figer, D. F .; Najarro, F .; Gilmore, D .; Morris, M .; Kim, S. S .; Serabyn, E .; McLean, I. S .; Gilbert, A. M .; Graham, J. R .; Larkin, J. E.; Levenson, N. A .; Teplitz, H. I. (2002). "Massive Stars in the Arches Cluster". Astrofyzikální deník. 581: 258. arXiv:astro-ph / 0208145. Bibcode:2002ApJ ... 581..258F. doi:10.1086/344154.
- ^ Van Der Hucht, K. A. (2006). „Nové hvězdy a kandidáti galaktického vlkodlaka. Příloha k VII. Katalogu hvězd galaktického vlka-paprsku“. Astronomie a astrofyzika. 458 (2): 453. arXiv:astro-ph / 0609008. Bibcode:2006A & A ... 458..453V. doi:10.1051/0004-6361:20065819.
- ^ A b C Martins, F .; Hillier, D. J .; Paumard, T .; Eisenhauer, F .; Ott, T .; Genzel, R. (2008). „Nejhmotnější hvězdy v klastru Arches“. Astronomie a astrofyzika. 478: 219. arXiv:0711.0657. Bibcode:2008A & A ... 478..219M. doi:10.1051/0004-6361:20078469.
- ^ Gräfener, G .; Vink, J. S .; de Koter, A .; Langer, N. (2011). „Eddingtonův faktor jako klíč k pochopení větrů nejhmotnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A & A ... 535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701. ISSN 0004-6361.
externí odkazy
- Oblouková skupina — ESO Galerie Obrázků
- „HubbleSite - NewsCenter - Hubble Spies Giant Star Clusters Near Galactic Center (16. 9. 1999) - text zprávy“. hubblesite.org.
- "Chandra :: Fotoalbum :: The Arches Cluster :: 06 Jun 01". chandra.harvard.edu.
- „Fotografie hvězdokupy Hubble Arches“. www.spaceimages.com.