Зоряне скупчення Арки — це найбільш щільне з відомих зоряних скупчень у Чумацькому Шляху, розташоване за ~100 світлових років від його центру, у сузір'ї Стрільця, у 25 000 світлових роках від Землі.

Скупчення Арки
розсіяне Зоряні скупчення
Скупчення Арки молодих масивних зір. Зображення було отримано системою адаптивної оптики NACO VLT ESO
Скупчення Арки молодих масивних зір.
Зображення було отримано системою
адаптивної оптики
NACO VLT ESO
Скупчення Арки молодих масивних зір.
Зображення було отримано системою
адаптивної оптики
NACO VLT ESO
Історія дослідження
Відкривач
Дата відкриття
Позначення
Дані спостережень
(Епоха J2000)
Клас
Пряме піднесення 17г 45х 50.5с
Схилення –28° 49′ 28″
Відстань 25 000 св. років
8 500 пк
Видима зоряна
величина
(V)
Видимі розміри (V)
Сузір'я Стрілець
Фізичні характеристики
Маса
Радіус
VHB
Абсолютна
зоряна величина
(V)
Приблизний вік 2,5 млн років
Інші властивості оптично затемнене
Інфрачервоне фото скупчення Арки, зроблене телескопом Габбл NASA/ESA 29.05.2015

Через надзвичайно сильне оптичне міжзоряне поглинання пилом у цьому регіоні, скупчення Арки у видимому світлі затемнене, але спостерігається на рентгенівських, інфрачервоних та радіо-хвилях. Скупчення складається з приблизно 135 молодих, дуже гарячих зір, діаметри та маси яких значно перевищують сонячні, а також з багатьох тисяч менш масивних зір[1].

Вік цього скупчення оцінюється у 2,5 млн років[1], тому воно вважається дещо молодшим від розташованого неподалік скупчення П'ять близнят, хоча є більшим та щільнішим від останнього. Найбільш розвинені зорі скупчення Арки ледве-ледве полишають головну послідовність, а скупчення П'ять близнят вже має певну кількість гарячих надгігантів, червоний надгігант та три яскраві блакитні змінні.

Згідно з Дональдом Фігером (англ. Donald Figer), астрономом Рочерстерського технологічного інституту (США), 150 мас Сонця (M) є верхнім лімітом зоряної маси для поточного віку Всесвіту — він використав телескоп Габбл для спостереження за ~1000 зір у скупченні Арки та не побачив жодної зорі вище цієї маси[2] Однак пізніші дослідження показали, що розрахункові маси зір дуже чутливі до законів поглинання, використаних при їх розрахунку, і в залежності від використаного закону верхня межа ліміту мас може відрізнятися до 30%[3] (тобто може бути знижена зі 150 M до ~100 M).

За результатами спостереження за скупченням у 2002–2006 роках астрономи побачили, що воно змістилось на сім мільйонних градуса, що вказує на швидкість руху скупчення понад 200 км/c.[4]

Значущі зорі скупчення ред.

Зоря (B=Blum,[5] F=Figer[6]) Спектральний тип[7] Зоряна величина[7] (болометрична) Температура[7] (ефективна, K) Маса[8] (мас Сонця) Радіус (радіусів Сонця)
B1 WN8-9h −10,1 31 700 50 — 60 32
F1 WN8-9h −11,0 33 200 101 — 119 43
F2 WN8-9h −10,2 33 500 42 — 49 30
F3 WN8-9h −10,5 29 600 52 — 63 43
F4 WN7-8h −11,0 36 800 66 — 76 35
F5 WN8-9h −10,1 32 100 31 — 36 31
F6 WN8-9h −11,1 33 900 101 — 119 44
F7 WN8-9h −11,0 32,900 86 — 102 44
F8 WN8-9h −10,5 32 900 43 — 51 35
F9 WN8-9h −11,1 36 600 111 — 131 38
F10 O4-6If+ −10,1 32 200 55 — 69 24
F12 WN7-8h −10,8 36 900 70 — 82 31
F14 WN8-9h −10,2 34 500 54 — 65 28
F15 O4-6If+ −10.6 35,600 80 — 97 32
F16 WN8-9h −10,0 32 200 46 — 56 29
F18 O4-6I −10,4 36 900 67 — 82 26
F20 O4-6I −10,0 38 200 47 — 57 21
F21 O4-6I −10,1 35 500 56 — 70 25
F28 O4-6I −10,1 39 600 57 — 72 23

Примітки ред.

  1. а б Espinoza, P.; Selman3, F. J.; Melnick, J. (July 2009). The massive star initial mass function of the Arches cluster. Astronomy and Astrophysics. 504 (2): 563–583. arXiv:0903.2222. Bibcode:2009A&A...501..563E. doi:10.1051/0004-6361/20078597.  {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка)
  2. Figer, Donald F. (2005). An upper limit to the masses of stars. Nature. 434 (7030): 192–194. arXiv:astro-ph/0503193. Bibcode:2005Natur.434..192F. doi:10.1038/nature03293. ISSN 0028-0836. 
  3. Habibi, M.; Stolte, A.; Brandner, W.; Hußmann, B.; Motohara, K. (August 2013). The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function. Astronomy and Astrophysics. 556 (A26). arXiv:1212.3355. Bibcode:2013A&A...556A..26H. doi:10.1051/0004-6361/201220556.  {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка)
  4. Про швидкість на сайті VLT. [Архівовано 6 липня 2008 у Wayback Machine.] (англ.)
  5. Blum, R. D.; Schaerer, D.; Pasquali, A.; Heydari-Malayeri, M.; Conti, P. S.; Schmutz, W. (2001). 2 Micron Narrowband Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster. The Astronomical Journal. 122 (4): 1875. arXiv:astro-ph/0106496. Bibcode:2001AJ....122.1875B. doi:10.1086/323096. 
  6. 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. The Astrophysical Journal. 581: 258. arXiv:astro-ph/0208145. Bibcode:2002ApJ...581..258F. doi:10.1086/344154. 
  7. а б в Martins, F.; Hillier, D. J.; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). The most massive stars in the Arches cluster. Astronomy and Astrophysics. 478: 219. arXiv:0711.0657. Bibcode:2008A&A...478..219M. doi:10.1051/0004-6361:20078469. 
  8. Gräfener, G.; Vink, J. S.; de Koter, A.; Langer, N. (2011). The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Astronomy & Astrophysics. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A&A...535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701. ISSN 0004-6361. 

Посилання ред.