Зоряне скупчення Westerlund 1 (інша назва — скупчення Жертовника,[4] скорочення Wd1) — це компактне молоде масивне зоряне скупчення у галактиці Чумацький Шлях, бл. 3,5–5 кілопарсек від Землі. Це одне з найбільш масивних молодих розсіяних зоряних скупчень у нашій Галактиці[3]. Воно було відкрито Бенгтом Вестерлундом 1961 року[5], але багато років залишалось практично недослідженим через високе міжзоряне поглинання у видимому світлі в його напрямку. У майбутньому воно ймовірно еволюціонує у кулясте скупчення[6].

Westerlund 1
розсіяне Зоряні скупчення
Фото масивного розсіяного скупчення Westerlund 1 (фото ESO)
Фото масивного розсіяного скупчення Westerlund 1
(фото ESO)
Історія дослідження
Відкривач Бенгт Вестерлунд 1961
Дата відкриття 1961 року
Позначення Ara Cluster, Westerlund 1,
ESO 277-12, C 1644—457, VDBH 197
Дані спостережень
(Епоха J2000)
Клас розсіяне скупчення
Пряме піднесення 16г 47х 04.0с[1]
Схилення −45° 51′ 04.9″[1]
Відстань 12.1±2.0 тис.[2] св. років
3.7±0.6 тис. пк
Видима зоряна
величина
(V)
Видимі розміри (V)
Сузір'я Жертовник
Фізичні характеристики
Маса
(63,000[3] M)
Радіус 3.26[3]
VHB
Абсолютна
зоряна величина
(V)
Приблизний вік 3.50 мільйонів років[3]
Інші властивості

Скупчення складається з великої кількості досить рідкісних розвинених масивних зір, у тому числі: 6 жовтих гіпергігантів, 4 червоних надгігантів включно з Westerlund 1-26, однією з найбільших відомих зір, 24 зір Вольфа—Райє, яскравої блакитної змінної, багатьох надгігантів класу OB, та незвичайного надгіганту класу sgB[e], яку за однією з теорій вважають залишком недавнього зіткнення зір.[7] Крім того, спостереження на рентгенівських хвилях виявили у скупченні аномальний рентгенівський пульсар CXO J164710.2-455216, нейтронну зорю, яка повільно обертається та ймовірно сформувалась з зорі-попередника великої маси.[8] Вважається, що скупчення Westerlund 1 утворилось з єдиного спалаху зореутворення, тобто його зорі мають схожий вік та склад.

Скупчення Westerlund 1 цікаве астрономам не лише наявністю в ньому дуже масивних та маловивчених типів зір у нашій Галактиці, а й його досить близьким розташуванням, що дозволяє спостерігати масивне зоряне скупчення для кращого розуміння процесів, які відбуваються у масивних зоряних скупченнях за межами нашої Галактики.

СпостереженняРедагувати

Найяскравіші зорі головної послідовності спектральних класів O7-8V у скупченні Wd1 фотометричну видиму зоряну величину лише бл. 20,5, а тому у видимому світлі скупчення Wd1 складається переважно з дуже яскравих зір після головної послідовності (видимі зоряні величини 14,5–18, абсолютні зоряні величини від −7 до −10) та менш яскравих зі після головної послідовності класів яскравості Ib та II (видимі зоряні величини 18–20). Через надзвичайно високу почервоніння завдяки міжзоряному поглинанню у напрямку Wd1, його дуже важко спостерігати на хвилях довжиною від 01, до 1,2 м, а більшість спостережень ведеться на коротких хвилях червоного кінця спектру (довжина хвилі 3,75 см і менше) або на інфрачервоних хвилях. Зорі у скупчення переважно іменують за класифікацією, запровадженою Вестерлундом[9], хоча для зір Вольфа-Райє часто використовують окремі найменування[10].

На рентгенівських хвилях, скупчення Wd1 показує дифузійне випромінювання міжзоряного газу та направлене випромінювання і від зір після головної послідовності великої маси і від зір до головної послідовності малої маси. Магнітар скупчення Westerlund 1 є найбільш яскравим джерелом рентгенівського випромінення у скупченні; інші сильні джерела такого випромінення — зоря W9 класу sgB[e], (ймовірно) подвійна зоряW30a та зорі Вольфа-Райє WR A та WR B. Приблизно 50 решти джерел рентгенівського випромінення асоціюються з яскравими видимими зорями. На радіо-хвилях сильними джерелами випромінення є зоря W9 класу sgB[e] та червоні надгіганти W20 та W26; також фіксуються більшість холодних надгігантів та декілька надгігантів класу OB та зір Вольфа-Райє.

Вік та еволюційний станРедагувати

 
Художнє уявлення магнітара CXOU J164710.2-455216 у скупченні Westerlund 1 (ESO/L. Calçada)

Вік Wd1 оцінюється у 4–5 мільйонів років завдяки порівнянню популяції розвинених зір з моделями зоряної еволюції. Наявність значної кількості і зір Вольфа-Райє, і червоних та жовтих надгігантів у скупченні Wd1 встановлює сильні обмеження по віку: за теорією червоні надгіганти не утворюються до віку бл. 4 мільйонів років, оскільки надмасивні зорі через стадію червоного надгіганта не проходять, а кількість зір Вольфа-Райє різко падає після 5 мільйонів років. Цей віковий діапазон в цілому збігається з інфрачервоними спостереженнями за Wd1, які виявили наявність у скупченні і зір головної послідовності пізнього класу O, хоча за результатами спостережень за зорями скупчення менших мас було висунуто припущення про вік у 3.5 мільйони років.[1]

Якби у скупченні Wd1 сформувались зорі з типовою функцією початкової маси, то воно спочатку б містило велику кількість дуже масивних зір, як наприклад зараз спостерігається у молодшому скупченні Арки. Поточні оцінки віку Wd1 вищі, ніж тривалість життя таких зір, і з моделей зоряної еволюції випливає, що у скупченні мало б вже відбутися 50–150 вибухів наднових (один вибух приблизно на 10 000 років протягом останнього мільйона років). Однак, на сьогодні визначено лише один точний залишок наднової — магнітар Westerlund 1; відсутність інших компактних об'єктів та мікроквазарів є дивною. З цього приводу був висловлений ряд припущень, серед яких високі ударні швидкості наднових, які розривають подвійні системи, формування чорної діри зоряних мас за рахунок повільної акреції чи подвійні системи, які тепер складаються з двох компактних зір, а тому малопомітні; у будь-якому випадку ця загадка ще не вирішена.

Оскільки зорі скупчення Westerlund 1 мають схожий вік, склад та відстань, скупчення є ідеальним для розуміння еволюції масивних зір. Одночасна наявність зір, які еволюціонують з та на головну послідовність є широким випробуванням для теорій зоряної еволюції, які на цей момент також не можуть спрогнозувати розподіл підкласів зір Вольфа-Райє, який фактично спостерігається у скупченні[11].

Частка подвійних зірРедагувати

Ряд свідчень вказують на велику частку подвійних зір серед масивних зір скупчення Wd1. Деякі такі масивні подвійні зорі були прямо зафіксовані фотометрією[12] та вимірами променевої швидкості[13], а щодо багатьох інших такі висновки були зроблені на підставі другорядних характеристик (наприклад, велика світність у рентгенівських хвилях, нетермальний радіо-спектр та надлишок інфрачервоного випромінення), типових для подвійних зоряних систем з зіткненням зоряних вітрів або для зір Вольфа-Райє, які утворюють космічний пил. На сьогодні кількість подвійних систем оцінюється у бл.70 % для зір Вольфа-Райє[10] та понад 40 % для надгігантів класу OB, хоча обидві оцінки можуть бути неповними.[13]

Відстань та розташуванняРедагувати

Скупчення Wd1 розташовано надто далеко для прямих вимірів відстані за допомогою паралаксу, тому оцінки відстані здійснюються на підставі очікуваних абсолютних зоряних величин зір та оцінки поглинання у напрямку скупчення. Такі розрахунки були зроблені для популяції жовтихо гіпергігантів[7] та популяції зір Вольфа-Райє[10], що дало відстань у 5 кілопарсек в обох випадках, а детермінація для зір головної послідовності дала 3.6 кілопарсеки.[1] Обидві ці оцінки поміщають скупчення Wd1 на околиці перемички Чумацького Шляху, що може бути важливим для визначення як сформувалось таке масивне скупчення.

Те, що на радіо-хвилях фіксується невелика кількість зір Вольфа-Райє, дає нижній ліміт відстані до скупчення на рівні 2 кілопарсеки[7]; але хоча декілька зір Вольфа-Райє на цих хвилях і видимі, вони вважаються подвійними зорями з зіткненням зоряних вітрів, що відповідно збільшує випромінення на радіохвилях.

ПриміткиРедагувати

  1. а б в г Brandner, W.; Clark, J. S.; Stolte, A.; Waters, R.; Negueruela, I.; Goodwin, S. P. (2008). Intermediate to low-mass stellar content of Westerlund 1. Astronomy & Astrophysics 478 (1). с. 137–149. Bibcode:2008A&A...478..137B. arXiv:0711.1624. doi:10.1051/0004-6361:20077579. 
  2. Koumpia, E.; Bonanos, A. Z. (2012). Fundamental parameters of four massive eclipsing binaries in Westerlund 1. Astronomy & Astrophysics 547: A30. Bibcode:2012A&A...547A..30K. arXiv:1108.4453. doi:10.1051/0004-6361/201219465. 
  3. а б в г Portegies Zwart, Simon F.; McMillan, Stephen L.W.; Gieles, Mark (2010). Young Massive Star Clusters. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 48. с. 431. Bibcode:2010ARA&A..48..431P. arXiv:1002.1961. doi:10.1146/annurev-astro-081309-130834. 
  4. Westerlund, B. E. (1968). On the Extended Infrared Source in ARA. Astrophysical Journal 154. с. L67. Bibcode:1968ApJ...154L..67W. doi:10.1086/180270. 
  5. Westerlund, B. (1961). A Heavily Reddened Cluster in Ara. Astronomical Journal 70. с. 57. Bibcode:1961AJ.....66T..57W. doi:10.1086/108585. 
  6. Gallagher; Grebel (2002). Extragalactic Star Clusters: Speculations on the Future. Extragalactic Star Clusters, IAU Symposium 207. с. 207. Bibcode:2002IAUS..207..745G. arXiv:astro-ph/0109052.  Проігноровано невідомий параметр |last-author-amp= (довідка)
  7. а б в Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1. Astronomy & Astrophysics 434 (3). с. 949–969. Bibcode:2005A&A...434..949C. arXiv:astro-ph/0504342. doi:10.1051/0004-6361:20042413. 
  8. Muno, Michael P.; Clark, J. Simon; Crowther, Paul A.; Dougherty, Sean M.; De Grijs, Richard; Law, Casey; McMillan, Stephen L. W.; Morris, Mark R.; Negueruela, Ignacio; Pooley, David; Portegies Zwart, Simon; Yusef-Zadeh, Farhad (2006). A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1. Astrophysical Journal Letters 636 (1). с. L41. Bibcode:2006ApJ...636L..41M. arXiv:astro-ph/0509408. doi:10.1086/499776. 
  9. Westerlund, B. E. (1987). Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA. Astronomy and Astrophysics. Supplement 70 (3). с. 311–324. Bibcode:1987A&AS...70..311W. ISSN 0365-0138. 
  10. а б в Crowther, Paul A.; Hadfield, L. J.; Clark, J. S.; Negueruela, I.; Vacca, W. D. (2006). A census of the Wolf–Rayet content in Westerlund 1 from near-infrared imaging and spectroscopy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 372 (3). с. 1407–1424. Bibcode:2006MNRAS.372.1407C. arXiv:astro-ph/0608356. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10952.x. 
  11. Negueruela, Ignacio; Clark, J. Simon; Hadfield, Lucy J.; Crowther, Paul A. (2007). Westerlund 1 as a Template for Massive Star Evolution. Proceedings of the International Astronomical Union 3. с. 301–306. Bibcode:2008IAUS..250..301N. arXiv:0802.4168. doi:10.1017/S1743921308020620. 
  12. Bonanos, Alceste Z. (2007). Variability of Young Massive Stars in the Galactic Super Star Cluster Westerlund 1. Astronomical Journal 133 (6). с. 2696–2708. Bibcode:2007AJ....133.2696B. arXiv:astro-ph/0702614. doi:10.1086/518093. 
  13. а б Ritchie, B. W.; Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A. (2009). A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: I. first observations of luminous evolved stars. Pre-Print 507 (3). с. 1585. Bibcode:2009A&A...507.1585R. arXiv:0909.3815. doi:10.1051/0004-6361/200912686. 

ПосиланняРедагувати