| Westerlund 1 | |
|---|---|
| öppet kluster | |
| Forskningshistoria | |
| öppnare | Bengt Westerlund |
| öppningsdatum | 1961 |
| Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|
| rätt uppstigning | 16 h 47 m 4.00 s [1] |
| deklination | −45° 51′ 4,90″ [1] |
| Distans | 12 100±2000 St. år (3700±600 st ) [2] |
| Konstellation | Altare |
| fysiska egenskaper | |
| Klass | O... [4] |
| Vikt | 63 000 [3] |
| Radie | 3.26 St. år [3] |
| Ålder | 3,50 miljoner år [3] |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | Cl Westerlund 1 |
| Koder i kataloger | |
| ESO 277-12 och C 1644-457 | |
| Information i Wikidata ? | |
| Mediafiler på Wikimedia Commons | |
Westerlund 1 ( Cluster in the Altar , Ara Cluster , Wd1 ) är en kompakt ung stjärnsuperkluster i Vintergatans galax , belägen på ett avstånd av 3,5-5 kpc från Solen. Det är ett av de mest massiva öppna klustren i galaxen [3] . Den upptäcktes av Bengt Westerlund 1961 [5] , men förblev outforskad i många år på grund av den höga interstellära utrotningen i denna riktning. Kanske kommer Westerlund 1 i framtiden att bli en klotformad stjärnhop [6] .
Klustret innehåller ett stort antal sällsynta massiva stjärnor i sent skede, inklusive 6 gula hyperjättar , 4 röda superjättar (inklusive Westerlund 1-26 , en av de största stjärnorna som är kända ), 24 Wolf-Rayet-stjärnor , en klarblå variabel , många OB-jättar och en ovanlig superjätte sgB[e], förmodligen resultatet av en kollision av stjärnor [7] . Röntgenobservationer har avslöjat närvaron av den anomala röntgenpulsaren CXOU J164710.2-455216 , en långsamt roterande neutronstjärna troligen bildad från en massiv stamfadersstjärna [8] . Westerlund 1-hopen tros ha bildats som ett resultat av en enda utbrott av stjärnbildning, vilket tyder på en liknande ålder och kemisk sammansättning för alla stjärnor i hopen.
De ljusaste O7-8V huvudsekvensstjärnorna har skenbara magnituder i V-bandet på cirka 20,5, därför observeras strålning i det synliga området av spektrumet huvudsakligen från ljusstarka stjärnor som har lämnat huvudsekvensen (skenbara magnituder i V-bandet) 14,5-18, absolut från −7 till −10) och mindre ljusstarka stjärnor i ljusstyrkaklasserna Ib och II (storlekar i bandet V 18-20). På grund av den extremt höga interstellära rodnaden är observationer i U- och B-banden svåra, och de flesta av observationerna görs i R- och I-banden i de röda och infraröda delarna av spektrumet. Stjärnorna i klustret brukar namnges enligt den klassificering som introducerades av Westerlund [9] , även om ett annat namnsystem används för Wolf-Rayet-stjärnor [10] .
Diffus strålning från interstellär gas och strålning från punktkällor med stora och små massor har detekterats i röntgenområdet. Magnetaren som finns i klustret är den ljusaste röntgenpunktkällan i klustret, tillsammans med kraftfulla källor W9 (sgB[e]), W30a, WRA A och WR B. Omkring 50 andra punktröntgenkällor har associerats med ljusa föremål i det optiska området. I radiobandet är sgB[e]-stjärnan W9 och de röda superjättarna W20 och W26 starka radiokällor; de flesta kalla hyperjättar, några få OB-superjättar och Wolf-Rayet-stjärnor observeras också.
Åldern för Westerlund 1 uppskattas till 4-5 Myr när man jämför egenskaperna hos populationen av utvecklade stjärnor med modeller för stjärnutveckling. Närvaron av ett betydande antal av både Wolf-Rayet-stjärnor och röda och gula superjättar i klustret representerar en strikt åldersgräns för klustret: teoretiska studier förutspår att röda superjättar inte kan bildas före 4 Myr, förrän de mest massiva stjärnorna går över till de röda superjättestadiet, och antalet Wolf-Rayet-stjärnor minskar kraftigt efter 5 miljoner års ålder. Det resulterande åldersintervallet överensstämmer i allmänhet med infraröda observationer som avslöjade närvaron av sena huvudsekvens O-stjärnor, även om observationer av lågmassastjärnor gav en åldersuppskattning på 3,5 Myr [1] .
Om man antar att Westerlund 1 bildar stjärnor med den vanliga initiala massfunktionen , är det troligt att klustret ursprungligen innehöll ett betydande antal mycket massiva stjärnor, såsom de för närvarande observerade stjärnorna i Arches-klustret . Moderna uppskattningar av åldern på Westerlund 1-hopen överskrider livslängden för sådana stjärnor. Modeller av stjärnutveckling visar att klustret bör innehålla 50-150 supernovarester , och hastigheten av supernovautbrott under de senaste miljoner åren har varit ungefär ett utbrott på 10 tusen år. Men för närvarande är endast en rest av en supernovaexplosion pålitligt känd - magnetar . Frågan om förekomsten av andra kompakta föremål och massiva röntgenbinärer är fortfarande öppen. Det finns ett antal antaganden, inklusive hypotesen om höga hastigheter under supernovaexplosioner som förstör binära system, antagandet om bildandet av stjärnmassasvarta hål som sakta ansamlas materia (och därför svåra att upptäcka).
Eftersom klusterstjärnorna har ungefär samma ålder, kemiska sammansättning och avstånd från solen, kan klustret fungera som en bra miljö för att studera evolutionen av massiva stjärnor.
Det finns vissa bevis för en hög andel massiva dubbelstjärnor i klustret. Vissa binärer med hög massa har upptäckts direkt från fotometriska kolliderande[12]radiella hastigheteroch genom att studera11][observationer och vissa typer av Wolf-Rayet-stjärnor. I allmänhet når andelen binära stjärnor för populationen av Wolf-Rayet-stjärnor 70 %, för OB-superjättar - mer än 40 % [12] .
Westerlund 1 ligger för långt bort för att kunna mätas med parallax . Avståndet uppskattas baserat på den förväntade absoluta magnituden för stjärnorna i klustret och en uppskattning av absorptionen av ljus i klustrets riktning. Avstånden bestämdes med denna metod för populationer av gula hyperjättar [7] och Wolf-Rayet-stjärnor [10] ; i båda fallen visade sig avståndet vara nära 5 kpc, för huvudsekvensstjärnorna visade sig avståndet vara 3,6 kpc [1] .
I april 2022 publicerade ett team spanska astronomer ett uppdaterat avstånd till superklustret baserat på data som erhållits av Gaia extraorbitala observatorium och AAOmega-spektrografen installerad på det anglo-australiska teleskopet . Uppdaterade data: avstånd - 4230 ± 200 pc (13,8 ± 3,0 tusen ljusår), varav det följer att klustrets massa är cirka 100 000 M⊙. [13]