Clintuplet cluster - Quintuplet cluster

Clintuplet Cluster
Odhalení tajemství Quintuplet Cluster.jpg
Infračervený snímek Clintuplet Cluster
Uznání: ESA / Hubble & NASA
Data pozorování (J2000. epocha )
SouhvězdíStřelec
Správný vzestup17h 46m 13.9s[1]
Deklinace−28° 49′ 48″[1]
Vzdálenost26 kly (8 kpc[2])
Zdánlivé rozměry (PROTI)50 "(2 ks)[3]
Fyzikální vlastnosti
Hmotnost10,000[3] M☉
Odhadovaný věk4,8 milionu let[4]
Pozoruhodné funkceHustá hvězdokupa hmotných mladých hvězd poblíž Galaktické centrum. Opticky zakryté.
Jiná označeníIRAS 17430-2848, G000.16-00.06
Viz také: Otevřete klastr, Seznam otevřených klastrů

The Clintuplet cluster je hustá shluk hmotných mladých hvězd asi 100 světelných let od Galaktické centrum (GC). Jeho název vychází ze skutečnosti, že v něm sídlí pět prominentních infračervených zdrojů. Spolu s Oblouková skupina je to jeden ze dvou v bezprostřední oblasti GC. Kvůli těžkým vyhynutí prachem v blízkém okolí je optickým pozorováním neviditelná a musí být studována v rentgen, rádio, a infračervený kapel.

Quintuplet je méně kompaktní než nedaleká hvězdokupa Arches s menším počtem nejhmotnějších a nejzářivějších hvězd, ale má rozdíl v hostování dvou extrémně vzácných světelné modré proměnné, Pistolová hvězda a méně známé qF 362 (aka V4650 Sgr) a třetina jen pár parseků odtud.[2] Obsahuje také řadu červených supergiantů, což vše naznačuje o něco vyvinutější hvězdokupu starou přibližně 4 miliony let.[5]

Objev a pojmenování

Lichoběžník čtyř jasně červených hvězd těsně pod středem plus jedna vlevo jsou původní pětinásobný (obrázek HST / NICMOS)

Quintuplet byl původně identifikován v roce 1983 jako dvojice infračervených zdrojů při 2,5 mikronovém průzkumu galaktického středu.[6] Tyto dva zdroje byly očíslovány 3 a 4 a později byly označovány zkratkou GCS pro Galactic Center Source. GCS-3 byl později rozdělen do čtyř zdrojů, označených I-IV, které společně s GCS-4 tvořily kompaktní pětinásobek neobvykle jasných malých objektů. Předpokládalo se, že jsou to mladé horké světelné hvězdy obklopené prachovými granáty, a proto byly extrémně zarudlé.[7]

V roce 1990 bylo podrobněji studováno celkem 15 zdrojů v oblasti Quintuplet na několika vlnových délkách, později označovaných čísly Q nebo GMM (po autorech Glass, Moneti a Moorwood). Původních pět hvězd bylo identifikováno jako čísla Q1, Q2, Q3, Q4 a Q9, přičemž další zdroje Q5 a Q6 byly identifikovány jako součást stejné hvězdokupy. Stále byli považováni za protostary zčervenalé okolním prachem.[8]

V roce 1994 bylo identifikováno několik hvězd jako hvězd hélium emisní čáry v jejich spektrech a některé byly úzké vodík emisní potrubí. Pro protostary to bylo zcela neočekávané, místo toho se dalo předpokládat, že objekty byly mnohem vyvinutějšími hvězdami.[9] Krátce nato byly dvě hvězdy emisní linie klasifikovány jako hvězdy Vlčího paprsku a třetí jako světelná modrá proměnná, o které se myslelo, že je jednou z nejžhavějších hvězd v galaxii. Bylo také identifikováno malé množství červených supergiantů, což zúžilo pravděpodobný věk kupy.[10]

V roce 1999 studie téměř 600 hvězd v kupě ukázala, že Quintuplet obsahoval více Vlk – Rayetovy hvězdy než kterýkoli známý shluk, stejně jako druhá proměnná Luminous Blue. Čísla z tohoto průzkumu jsou označována jako qF nebo někdy jako FMM po všech třech autorech (nikoli však QMM).[3] Studie shluku z roku 2008 použila pro členy čísla LHO a objasnila stav neobvyklých zarudlých hvězd Wolf-Rayet, protože hvězdy WC obklopené prachem se předpokládají, že jsou tvořeny srážkami větrů mezi složkou WR a méně vyvinutým společníkem OB.[11][12]

Klastr byl také katalogizován jako první „hvězdný“ zdroj o velikosti 4,2 mikronů v průzkumu Air Force Geophysics Lab a dostal číslo 2004 (AFGL 2004).[13][14]

Vlastnosti

Mid-IR obraz středu galaxie, s hvězdami Quintuplet jako nejjasnějším zdrojem nalevo od středu (a 2. vložka)
Obrázek nejjasnějších hvězd klastru Quintuplet; V4998 Sagittarii, The Pistolová hvězda a qF362

Quintuplet je vidět (v infračervené oblasti) 12 obloukových minut SZ od Střelec A * (Sgr A *). Hvězda hvězdokupy a přidružené objekty, jako je Pistolová mlhovina mají velké radiální rychlosti, které pravděpodobně pocházejí pouze z oběžné dráhy blízko galaktického středu, takže se předpokládá, že shluk je fyzicky spojen s galaktickým středem.[3] Galaktický střed je považován za vzdálený asi 8 kpc, takže projektovaná vzdálenost Quintuplet na obloze je 30 pc od Střelce A *.[15]

Věk pětinásobného dítěte lze odhadnout z pravděpodobného věku jeho členských hvězd. Mapování hvězd kupy na evoluční izochrony dává věky kolem 4 milionů let.[4][3] Očekává se však, že hvězdy jako dva (nebo tři) LBV explodují jako supernovy do tří milionů let zjevný problém. Bylo navrženo, že věk může být až 3,3–3,6 milionu let, nebo že tvorba hvězd byla rozložena na více než milion let[5] Dalším návrhem je, že zbývající vysoce hmotné hvězdy byly vytvořeny nebo omlazeny binárními interakcemi.[4]

Hmoty hvězdokup lze měřit pomocí integrace hvězdný hromadná funkce. I když lze detekovat pouze nejhmotnější členy klastru, lze odhadnout hmotnostní funkci na nižší úrovně a vypočítá se hmotnost klastru kolem 10 000M☉.[3]

Členové

Quintuplet obsahuje řadu hmotných a poněkud vyvinutých hvězd, včetně 21 Vlk – Rayetovy hvězdy, 2 světelné modré proměnné (tři včetně blízkého uprchlíka V4998 Sagittarii ) a řada červené supergianty. S tím souvisí také mlhovina ionizovaná horkými hvězdami, zejména pak Pistolová mlhovina mezi Pistolová hvězda a jádro pětinásobného.[16]

Prominentní hvězdy (v pásmu K infračervené)
GCS[6]Q / GMM[8]LHO[16]qF / FMM[3]Ostatní jménaSpektrální typ[16]Velikost (K.S)[16]Svítivost (L☉)Teplota (K)
3-IV175243WR 102daWC9? D7.9~150,000[17]~45,000[17]
3-II242231WR 102dcWC9d + OB6.7~150,000[17]~45,000[17]
4319211WR 102 haWC8 / 9d + OB7.2~200,000[17]~50,000[17]
3-já484251WR 102ddWC9d7.8~150,000[17]~45,000[17]
5115270NV4646 SgrM2 I8,6 (var?)24,000[5]3,600[5]
679250WC9d9.3~150,000[17]~45,000[17]
77192M6 I7.647,000[5]3,274[5]
867240WR 102hbWN9h[5]9.62,600,000[18]25,100[18]
3-III9102258WR 102 dBWC9? D9.2~200,000[17]~45,000[17]
1071241WR 102eaWN9h[5]8.82,500,000[18]25,100[18]
1147235NWR 102fWC810.4~200,000[17]~60,000[17]
1277278O6-8 I eq?9.6~1,200,000[5]~35,000[5]
13100257O6-8 I fe9.4~1,400,000[5]~35,000[5]
14146307AO6-8 I f?8.7~2,500,000[5]~35,000[5]
15110270SO6-8 I f (Of / WN?)10.61,600,000[18]25,100[18]
134Pistolová hvězdaLBV7.3[2]1,600,000[19]11,800[19]
362V4650 SgrLBV7.1[2]1,800,000[19]11,300[19]
99256WR 102iWN9h[18]10.51,500,000[18]31,600[18]
158320WR 102dWN9h[18]10.51,200,000[18]35,100[18]
V4998 SgrLBV7.5[2]1,600,000 - 4,000,000[20]12,000

Reference

  1. ^ A b Beichman, C. A .; Neugebauer, G .; Habing, H. J .; Clegg, P.E .; Chester, Thomas J. (1988). „Katalogy a atlasy infračerveného astronomického satelitu (IRAS). Svazek 1: Vysvětlující dodatek“. Katalogy a atlasy infračerveného astronomického satelitu (IRAS). Svazek 1: Vysvětlující dodatek. 1. Bibcode:1988iras .... 1 ..... B.
  2. ^ A b C d E Mauerhan, J. C .; Morris, M. R.; Cotera, A .; Dong, H .; Wang, Q. D .; Stolovy, S. R .; Lang, C .; Glass, I. S. (2010). "Objev světelné modré proměnné s ejekční mlhovinou poblíž pětinásobné hvězdokupy". Astrofyzikální deník. 713: L33. arXiv:1002.3379. Bibcode:2010ApJ ... 713L..33M. doi:10.1088 / 2041-8205 / 713/1 / L33.
  3. ^ A b C d E F G Figer, Donald F .; McLean, Ian S .; Morris, Mark (1999). "Masivní hvězdy ve skupině pětinásobných". Astrofyzikální deník. 514: 202–220. arXiv:astro-ph / 9903281. Bibcode:1999ApJ ... 514..202F. doi:10.1086/306931.
  4. ^ A b C Schneider, F. R. N .; Izzard, R. G .; De Mink, S.E.; Langer, N .; Stolte, A .; De Koter, A .; Gvaramadze, V. V .; Hußmann, B .; Liermann, A .; Sana, H. (2014). „Věky mladých hvězdokup, masivních modrých opozdilců a horní hmotnostní hranice hvězd: Analýza hvězdných hmotných funkcí závislých na věku“. Astrofyzikální deník. 780 (2): 117. arXiv:1312.0607. Bibcode:2014ApJ ... 780..117S. doi:10.1088 / 0004-637X / 780/2/117.
  5. ^ A b C d E F G h i j k l m n Liermann, A .; Hamann, W.-R .; Oskinova, L. M. (2012). "Klastrový pětiboj". Astronomie a astrofyzika. 540: A14. arXiv:1203.2435. Bibcode:2012A & A ... 540A..14L. doi:10.1051/0004-6361/201117534.
  6. ^ A b Kobayashi, Y .; Okuda, H .; Sato, S .; Jugaku, J .; Dyck, H. M. (1983). "Infračervená polarizace ve směru ke galaktickému středu". Publikace Astronomické společnosti Japonska. 35: 101. Bibcode:1983 PASJ ... 35..101K.
  7. ^ Okuda, H .; Shibai, H .; Nakagawa, T .; Matsuhara, H .; Kobayashi, Y .; Hayashi, M .; Kaifu, N .; Nagata, T .; Gatley, I .; Geballe, T. (1989). "IR Quintuplet poblíž galaktického středu". Centrum galaxie: Sborník ze 136. sympozia Mezinárodní astronomické unie. 136: 281. Bibcode:1989IAUS..136..281O.
  8. ^ A b Glass, I. S .; Moneti, A .; Moorwood, A. F. M. (1990). „Infračervené snímky a fotometrie shluku poblíž G 0,15 - 0,05“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 242: 55P. Bibcode:1990MNRAS.242P..55G. doi:10,1093 / mnras / 242,1,55p.
  9. ^ Moneti, A .; Glass, I. S .; Moorwood, A. F. M. (1994). „Spektroskopie a další zobrazování zdrojů IRAS poblíž galaktického centra“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 268: 194–202. Bibcode:1994MNRAS.268..194M. doi:10.1093 / mnras / 268.1.194.
  10. ^ Figer, Donald F .; McLean, Ian S .; Morris, Mark (1995). „Dvě nové hvězdy Wolf-Rayet a světelná modrá proměnná hvězda v pětinásobku (AFGL 2004) poblíž galaktického středu“. Astrofyzikální deníkové dopisy. 447: L29. Bibcode:1995ApJ ... 447L..29F. doi:10.1086/309551.
  11. ^ Okuda, Haruyuki; Shibai, Hiroshi; Nakagawa, Takao; Matsuhara, Hideo; Kobayashi, Yukiyasu; Kaifu, Norio; Nagata, Tetsuya; Gatley, I .; Geballe, T. R. (1990). „Infračervený pětičlen poblíž galaktického středu“. Astrofyzikální deník. 351: 89. Bibcode:1990ApJ ... 351 ... 89O. doi:10.1086/168447.
  12. ^ Moneti, A .; Stolovy, S .; Blommaert, J. A. D. L .; Figer, D. F .; Najarro, F. (2001). „Zobrazování ve středním infračerveném spektru a spektroskopie záhadných zámotkových hvězd ve hvězdokupě Quintuplet“. Astronomie a astrofyzika. 366: 106–120. arXiv:astro-ph / 0010558. Bibcode:2001A & A ... 366..106M. doi:10.1051/0004-6361:20000192.
  13. ^ Gullixson, C .; Gehrz, R. D .; Hackwell, J. A .; Grasdalen, G. L .; Castelaz, M. (1983). „Hvězdná složka galaxie, jak ji vidí průzkum infračervené oblohy AFGL“. Astrophysical Journal Supplement Series. 53: 413. Bibcode:1983ApJS ... 53..413G. doi:10.1086/190897.
  14. ^ Nagata, Tetsuya; Woodward, Charles E .; Shure, Mark; Pipher, Judith L .; Okuda, Haruyuki (1990). „AFGL 2004 - infračervený pětičlen poblíž galaktického středu“. Astrofyzikální deník. 351: 83. Bibcode:1990ApJ ... 351 ... 83N. doi:10.1086/168446.
  15. ^ Lang, Cornelia C .; Figer, Don F .; Goss, W. M .; Morris, Mark (1999). "Rádiové detekce hvězdných větrů z pistolové hvězdy a dalších hvězd v galaktickém středu pětičlenné hvězdokupy". Astronomický deník. 118 (5): 2327–2330. arXiv:astro-ph / 9907176. Bibcode:1999AJ .... 118,2327L. doi:10.1086/301092.
  16. ^ A b C d Liermann, A .; Hamann, W.-R .; Oskinova, L. M. (2009). "Klastrový pětiboj". Astronomie a astrofyzika. 494 (3): 1137–1166. arXiv:0809.5199. Bibcode:2009A & A ... 494.1137L. doi:10.1051/0004-6361:200810371.
  17. ^ A b C d E F G h i j k l m n Sander, A .; Hamann, W.-R .; Todt, H. (2012). „Hvězdy galaktického WC“. Astronomie a astrofyzika. 540: A144. arXiv:1201.6354. Bibcode:2012A & A ... 540A.144S. doi:10.1051/0004-6361/201117830.
  18. ^ A b C d E F G h i j k l Liermann, A .; Hamann, W.-R .; Oskinova, L. M .; Todt, H .; Butler, K. (2010). "Klastrový pětiboj". Astronomie a astrofyzika. 524: A82. arXiv:1011.5796. Bibcode:2010A & A ... 524A..82L. doi:10.1051/0004-6361/200912612.
  19. ^ A b C d Najarro, Francisco; Figer, Don F .; Hillier, D. John; Geballe, T. R .; Kudritzki, Rolf P. (2009). „Metalicita v galaktickém středu: Clintuplet Cluster“. Astrofyzikální deník. 691 (2): 1816–1827. arXiv:0809.3185. Bibcode:2009ApJ ... 691.1816N. doi:10.1088 / 0004-637X / 691/2/1816.
  20. ^ Nazé, Y .; Rauw, G .; Hutsemékers, D. (2012). "První rentgenový průzkum galaktických světelných modrých proměnných". Astronomie a astrofyzika. 538: A47. arXiv:1111.6375. Bibcode:2012A & A ... 538A..47N. doi:10.1051/0004-6361/201118040.

externí odkazy