НМ 1 , также известный как Havlen-Moffat 1 , является открытым кластер , расположенный в созвездии из Скорпиусом , близко к плоскости Галактики . Впервые его наблюдали Р. Дж. Хэвлен и А. Ф. Дж. Моффат в 1976 году. [5] Считается, что HM 1 находится на расстоянии от 9 500 до 12 700 световых лет (от 2 900 до 3900 парсеков ) от Земли , за пределами рукава Киля – Стрельца . [2] Он сильно покраснел из-за межзвездного поглощения , поэтому, хотя он состоит в основном из звезд голубого цвета, он кажется ярче в более длинноволновых полосах пропускания.[2] Он проецируется на область H II, известную как RCW 121 , и, по-видимому, является источником ионизации для близлежащих областей RCW 122 и RCW 123 . [2]
HM 1 (Хэвлен-Моффат 1) | |
---|---|
Данные наблюдений ( эпоха J2000 ) | |
Созвездие | Скорпион |
Прямое восхождение | 17 ч 18 м 54 с [1] |
Склонение | −38 ° 49 ′ 01 ″ [1] |
Расстояние | 9,500-12,700 LY (2,900-3,900 шт [2] ) |
Видимые размеры (V) | 5 ′ [3] |
Физические характеристики | |
Примерный возраст | 1-2 млн лет [4] 2-4 млн лет [2] |
Примечательные особенности | Звездное скопление, богатое массивными звездами |
Прочие обозначения | С 1715–387 |
Характеристики
Рассчитанная величина поглощения для HM 1 составляет E B − V = 1,85 звездной величины , а расстояние до нее сначала оценивалось примерно в 2,9 ± 0,4 килопарсека. [5] По более поздним оценкам, расстояние до скопления составляет около 3,3 килопарсека; это все еще одно из наиболее близких массивных звездных скоплений. [2]
HM 1 довольно молод для открытого кластера; его возраст оценивается от 1 до 2 или от 2 до 4 миллионов лет. [6] На это указывает присутствие звезд, которые имеют относительно короткую жизнь. Однако около скопления был обнаружен красный сверхгигант с болометрической величиной -6,6 и массой около 20 M ☉ , что противоречит предполагаемому возрасту скопления. [7] Однако последующие исследования показали, что звезда, вероятно, находится на переднем плане. [2]
Состав
HM 1 известен своими компонентами, включая несколько звезд Вольфа – Райе и Of . Оба типа звезд довольно редки и очень массивны, и их сосуществование в звездных скоплениях было неожиданным. Эволюция звезд Вольфа – Райе и Of-звезд в звездных скоплениях в настоящее время неясна. Очень мало звезд Вольфа – Райе было обнаружено в звездных скоплениях, и возможное объяснение состоит в том, что для образования этого скопления звезд Вольфа – Райе требуется двойная звездная система, содержащая две звезды Of. В качестве альтернативы звезды скопления Вольфа – Райе могут быть просто редкими, потому что они представляют собой короткий этап в эволюции звезд Of, будь то одиночные или двойные. [5]
Многие из звездных компонентов представляют собой звезды O-типа синего цвета, которые являются одними из самых ярких известных звезд . Некоторые из кандидатов в члены перечисленных имеют массу более 20 М ☉ , что делает этот кластер один из самых богатых известно. [6] Примеры включают пекулярную звезду LSS 4067 , сверхгигант O-типа со спектральным классом O4If +. [4] WR 89, еще одна светящаяся звезда, является сильным источником рентгеновского излучения и , по данным XMM-Newton, возможно, представляет собой двойную систему на встречных ветрах . [6] Напротив, WR 87 имеет высокую температуру плазмы, сопоставимую с температурой двойной звезды на встречных ветрах, но в остальном кажется одиночной звездой (похожей на WR 136 ). [4]
Имя [примечание 1] | T эфф | M V | М бол | Масса ( M ☉ ) | Спектральный тип | Ref. |
---|---|---|---|---|---|---|
HM 1 1 (WR 89) | 39800 | −7,25 | -10,7 | 87 [8] | WN8h | [9] |
HM 1 2 (LSS 4067) | 47800 | −7,0 | -11,4 | 120 | O4If + | [4] |
HM 1 3 (WR 87) | 44800 | −6,5 | -10,7 | 59 [8] | WN7h | [4] |
HM 1 6 | 45000 | −6,5 | -10,7 | 95 | O5 Если | [4] |
HM 1 8 | 46100 | −5,7 | −10 | 68 | O5V | [4] |
HM 1 9 | 37900 | −5,3 | -8,9 | 38 | [4] | |
HM 1 12 | 41900 | −5,5 | -9,5 | 50 | O6 Если | [4] |
HM 1 13 | 41000 | −5,3 | −9,2 | 44 год | O7V ((ж)) | [4] |
HM 1 16 | 33100 | -5,4 | −8,7 | 32 | [4] | |
HM 1 18 | 38100 | -4,4 | −8,1 | 29 | [4] | |
HM 1 19 | 39300 | −4,1 | −7,8 | 28 год | [4] | |
HM 1 20 | 34700 | −4,1 | −7,4 | 22 | O9,5 В | [4] |
Смотрите также
- Cygnus OB2 , ассоциация OB, содержащая множество массивных звезд
Рекомендации
- ^ а б Харченко Н.В. Пискунов, А.Е .; Schilbach, E .; Röser, S .; Шольц, Р.-Д. (2013). «Глобальный обзор звездных скоплений в Млечном Пути». Астрономия и астрофизика . 558 : A53. arXiv : 1308,5822 . Bibcode : 2013A & A ... 558A..53K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322302 .
- ^ Б с д е е г Васкес, РА; Бауме, Г. (2001). «Повторное посещение открытого кластера Havlen-Moffat № 1» . Астрономия и астрофизика . 371 (3): 908–920. Бибкод : 2001A & A ... 371..908V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20010410 .
- ^ Моралес, Эстебан Ф.Е .; Выровски, Фридрих; Шуллер, Фредерик; Ментен, Карл М. (2013). «Звездные скопления во внутренней Галактике и их корреляция с эмиссией холодной пыли». Астрономия и астрофизика . 560 : A76. arXiv : 1310.2612 . Bibcode : 2013A&A ... 560A..76M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321626 .
- ^ Б с д е е г ч я J к л м н Massey, P .; Degioia-Eastwood, K .; Уотерхаус, Э. (2001). «Массы-прародители звезд Вольфа-Райе и светящиеся синие переменные, определенные по выключениям скоплений. II. Результаты исследований 12 скоплений галактик и ассоциаций OB». Астрономический журнал . 121 (2): 1050–1070. arXiv : astro-ph / 0010654 . Bibcode : 2001AJ .... 121.1050M . DOI : 10.1086 / 318769 .
- ^ а б в Havlen, RJ; Моффат, AFJ (1977). «Новое скопление, содержащее 2 звезды Вольфа-Райе и 2 звезды Of». Астрономия и астрофизика . 58 (3): 351–356. Bibcode : 1977A&A .... 58..351H .
- ^ а б в Nazé, Y .; Rauw, G .; Sana, H .; Коркоран, MF (2013). «Рентгеновские свойства молодых рассеянных скоплений HM1 и IC 2944/2948». Астрономия и астрофизика . 555 : A83. arXiv : 1305.5105 . Bibcode : 2013A & A ... 555A..83N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321099 .
- ^ The, PS; Аренс, М .; ван дер Хухт, KA (1982). «Исследование рассеянного скопления Скорпион C1715-387, содержащего два члена WN7, два Of и один красный сверхгигант». Астрофизические письма . 22 : 109. Bibcode : 1982ApL .... 22..109T .
- ^ а б Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Моррелл, штат Нью-Йорк ; Barbá, RH; Walborn, NR; Gamen, RC; Ариас, JI; Альфаро, Э.Дж.; Оскинова, Л.М. (2019). «Возвращение к галактическим звездам WN. Влияние расстояний до Гайи на фундаментальные параметры звезд». Астрономия и астрофизика . A57 : 625. arXiv : 1904.04687 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201834850 . S2CID 104292503 .
- ^ Hamann, W.-R .; Gräfener, G .; Лиерманн, А. (2006). «Галактические звезды WN. Спектральный анализ с использованием модели атмосфер, затененных линиями, в сравнении с моделями звездной эволюции с вращением и без него». Астрономия и астрофизика . 457 (3): 1015–1031. arXiv : astro-ph / 0608078 . Bibcode : 2006A & A ... 457.1015H . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065052 .
Заметки
- ^ Эти номера не совпадают с используемыми в SIMBAD . Например, HM 1 6 (WR 87) - это [NRS2013] HM1 6 , а не Cl HM 1 6 .