Из Википедии, свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья о суперзвездном скоплении. О красной гипергигантской звезде см. Вестерлунд 1-26 .
Вестерлунд 1
Облако-сюрприз вокруг огромной звезды.jpg
Предоставлено: ESO / VPHAS + Survey / N. Райт
Данные наблюдений ( эпоха J2000 )
СозвездиеАра
Прямое восхождение16 ч 47 м 04,0 с [1]
Склонение−45 ° 51 ′ 04,9 ″ [1]
Расстояние3,78+0,56
−0,46[2] (2,6 [3] - 3,87 [2] ) кпк
Физические характеристики
Масса63000 [4]  М ☉
Радиус3,26 св. Лет [4]
Примерный возраст3,50 млн лет [4]
Прочие обозначенияАра Кластер, Вестерлунд 1, ESO 277-12, C 1644-457, VDBH 197
См. Также: Открытый кластер , Список открытых кластеров.

Вестерлунд 1 (сокращенно Wd1 , иногда называемый скоплением Ара [5] ) представляет собой компактное молодое звездное скопление в галактике Млечный Путь , примерно в 2,6 кпк от Земли. Это одно из самых массивных молодых звездных скоплений в Млечном Пути [4], которое было обнаружено Бенгтом Вестерлундом в 1961 году [6], но оставалось в значительной степени неизученным в течение многих лет из-за высокого межзвездного поглощения в его направлении. В будущем он, вероятно, превратится в шаровое скопление . [7]

Скопление содержит большое количество редких, эволюционировавших звезд с большой массой, в том числе: 6 желтых гипергигантов , 4 красных сверхгиганта, включая одну из крупнейших известных звезд Вестерлунда 1-26 , 24 звезды Вольфа-Райе , светящуюся синюю переменную и многие другие. OB сверхгиганты и необычная сверхгигантская звезда sgB [e], которая была предложена как остаток недавнего слияния звезд . [8] Кроме того, рентгеновские наблюдения показали наличие аномального рентгеновского пульсара CXO J164710.20-455217 , медленно вращающейся нейтронной звезды.которые должны были образоваться из звезды-прародителя большой массы. [9] Вестерлунд 1, как полагают, образовался в результате единственной вспышки звездообразования, что означает, что составляющие звезды имеют схожий возраст и состав.

Помимо того, что в нем находятся одни из самых массивных и наименее изученных звезд в нашей галактике, Вестерлунд 1 полезен как относительно близкое, легко наблюдаемое суперзвездное скопление, которое может помочь астрономам определить, что происходит внутри внегалактических суперзвездных скоплений.

Наблюдения [ править ]

Изображения Вестерлунда 1: слева - видимый свет, все звезды кажутся красными из-за межзвездного поглощения; справа - длины волн рентгеновского излучения, магнитар отмечен

Самые яркие звезды главной последовательности O7-8V в Wd1 имеют фотометрическую звездную величину в полосе V около 20,5, поэтому на видимых длинах волн в Wd1 преобладают ярко светящиеся звезды после Главной последовательности (звездные величины в полосе V от 14,5 до 18, абсолютные величины от −7 до −10), наряду с менее яркими звездами пост-Главной последовательности Ib и II классов светимости (звездные величины в полосе V 18–20). Из-за чрезвычайно высокого межзвездного покраснения в сторону Wd1 его очень трудно наблюдать в U- и B-диапазонах, и большинство наблюдений производится в R- или I-диапазонах в красном конце спектра или в инфракрасном диапазоне. . Звезды в скоплении обычно называют в соответствии с классификацией, введенной Вестерлундом [10].хотя для звезд Вольфа-Райе часто используется отдельное соглашение об именах. [11]

На длинах волн рентгеновского излучения Wd1 показывает диффузное излучение межзвездного газа и точечное излучение как крупных звезд после Главной последовательности, так и маломассивных звезд до Главной последовательности. Вестерлунд 1 магнитар является самым световой источник рентгеновского излучения точки в кластере, с SGB [е] звезда W9, то (предположительно) двоичный W30a и Вольфа-Райе WR А и WR B все сильные рентгеновские источники. Примерно 50 других точечных источников рентгеновского излучения связаны со светящимися оптическими аналогами. Наконец, в радиоволнах сильными радиоисточниками являются звезда sgB [e] W9 и красные сверхгиганты W20 и W26 , при этом также обнаруживается большинство холодных гипергигантов и несколько OB-сверхгигантов и звезд Вольфа – Райе.

Возраст и эволюционное состояние [ править ]

Художественный портрет магнетара CXOU J164710.2-455216 в звездном скоплении Вестерлунд 1 (ESO / L. Calçada)

Возраст Wd1 оценивается в 4–5  млн лет на основе сравнения популяции эволюционировавших звезд с моделями звездной эволюции . Присутствие значительного числа как звезд Вольфа – Райе, так и красных и желтых сверхгигантов в Wd1 представляет собой серьезное ограничение на возраст: теория предполагает, что красные сверхгиганты не будут формироваться до 4 млн лет, поскольку самые массивные звезды не проходят через красный сверхгигант. фаза, в то время как популяция Вольфа – Райе резко сокращается через 5 млн. лет. Этот диапазон возрастов в целом согласуется с инфракрасными наблюдениями Wd1, которые показывают присутствие звезд главной последовательности позднего O , хотя более низкий возраст около 3,5 млн лет был предложен из наблюдений звезд меньшей массы в Wd1. [1]

Кометоподобные звезды в Вестерлунде 1. [12]

Если бы Wd1 сформировал звезды с типичной начальной функцией масс, тогда скопление первоначально содержало бы значительное количество очень массивных звезд, таких как те, которые в настоящее время наблюдаются в более молодом скоплении Arches . Текущие оценки возраста Wd1 превышают время жизни этих звезд, а модели звездной эволюции предполагают, что в Wd1 уже было бы 50–150 сверхновых , с частотой сверхновых примерно одна на 10 000 лет за последний миллион лет. Однако на сегодняшний день обнаружен только один окончательный остаток сверхновой - магнитар Вестерлунд-1 - и отсутствуют другие компактные объекты и массивные рентгеновские двойные системы.вызывает недоумение. Был выдвинут ряд предположений, включая высокие скорости выброса сверхновых, которые разрушают двойные системы, образование медленно аккрецирующих (и, следовательно, необнаружимых) черных дыр звездной массы или двойных систем, в которых оба объекта теперь являются компактными, но проблема заключается в еще предстоит решить.

Поскольку звезды в Вестерлунде 1 имеют одинаковый возраст, состав и расстояние, скопление представляет собой идеальную среду для понимания эволюции массивных звезд. Одновременное присутствие звезд, эволюционирующих на Главной последовательности и за ее пределами, представляет собой надежный тест для моделей звездной эволюции, которые в настоящее время также не могут правильно предсказать наблюдаемое распределение подтипов Вольфа – Райе в Вестерлунде 1 [13].

Двоичная дробь [ править ]

Ряд свидетельств указывает на высокую долю двойных звезд среди звезд большой массы в Wd1. Некоторые массивные двойные системы обнаруживаются непосредственно с помощью фотометрии [14] и наблюдений за лучевой скоростью [15] , в то время как многие другие определяются с помощью вторичных характеристик (таких как высокая светимость в рентгеновских лучах, нетепловые радиоспектры и избыточное инфракрасное излучение). типичны для двойных систем со встречным ветром или пылеобразующих звезд Вольфа – Райе. Общие двойные фракции 70% для популяции Вольфа – Райе [11] и более 40% для сверхгигантов OB в настоящее время оцениваются, хотя оба значения могут быть неполными. [15]

Члены [ править ]

Помимо задокументированных членов скопления, светящаяся синяя переменная MN44 считается убегающей звездой, выброшенной из Вестерлунда 1 четыре-пять миллионов лет назад. [16]

ОбозначениеПрямое восхождениеСклонениеТип объектаСпектральный типСветимость ( L ☉ )Температура (K)Радиус ( R ☉ )
W2a [8]16 ч 46 м 59,7 с−45 ° 50 ′ 51,1 ″Синий сверхгигантO9.5 Ia - B0.5 Ia
W4 [8]16 ч 47 м 01.42 с−45 ° 50 ′ 37,1 ″Желтый гипергигантG0 Ia + - F2 Ia +
W5 [17]16 ч 47 м 02.97 с−45 ° 50 ′ 19,5 ″Синий сверхгигант
W6a [8]16 ч 47 м 04,0 с−45 ° 50 ′ 21,0 ″Синий сверхгигант
W7 [8]16 ч 46 м 03.62 с−45 ° 50 ′ 14,2 ″Синий гипергигант
W8a [8]16 ч 47 м 04.79 с−45 ° 50 ′ 24,9 ″Желтый гипергигант
W8b [17]16 ч 47 м 04.95 с−45 ° 50 ′ 26,7 ″Синий сверхгигантB1-5Ia
W9 [8]16 ч 47 м 04,14 с−45 ° 50 ′ 31,1 ″B [e] звездаsgB [e]
W12a [8]16 ч 47 м 02,21 с−45 ° 50 ′ 58,8 ″Желтый гипергигант
W13 [18] [15]16 ч 47 м 06.45 с−45 ° 50 ′ 26,0 ″Затмевающий двоичный файлB0,5 Ia + , OB
W16a [8]16 ч 47 м 06.61 с−45 ° 50 ′ 42,1 ″Желтый гипергигант
W20 [8]16 ч 47 м 04,70 с−45 ° 51 ′ 23,8 ″Красный сверхгигант126 000 [19]3,500 [19]965 [19]
W26 [8]16 ч 47 м 05,40 с−45 ° 50 ′ 36,5 ″Красный гипергигантM2-6Ia [20]380 000 [21] - 1 100 000 [19]3 600 [22] - 3 700 [19]1,530 [21] -2,550 [19] , 1,165-1221 [23]
W32 [8]16 ч 47 м 03.67 с−45 ° 50 ′ 43,5 ″Желтый гипергигант
W33 [8]16 ч 47 м 04.12 с−45 ° 50 ′ 48,3 ″Синий гипергигант
W75 [24]16 ч 47 м 08.93 с−45 ° 49 ′ 58,4 ″Красный сверхгигант68 000 [19]3 600 [19]668 [19]
W237 [8]16 ч 47 м 03.09 с−45 ° 52 ′ 18,8 ″Красный сверхгигант234 000 [19]3 600 [19]1,245 [19]
W243 [8]16 ч 47 м 07,55 с−45 ° 52 ′ 28,5 ″Светящаяся синяя переменнаяLBV
W265 [8]16 ч 47 м 06.26 с−45 ° 49 ′ 23,7 ″Желтый гипергигант
WR 77a [25]16 ч 46 м 55,4 с−45 ° 51 ′ 34 ″Звезда Вольфа – РайеWN6-7
WR 77aa [26]16 ч 46 м 46,3 с−45 ° 47 ′ 58 ″Звезда Вольфа – РайеWC9d
WR 77b [25]16 ч 46 м 59.9 с−45 ° 55 ′ 26 ″Звезда Вольфа – РайеWC8
WR 77c [25]16 ч 47 м 00,89 с−45 ° 51 ′ 20,9 ″Звезда Вольфа – РайеWNL
WR 77d, W57c [25]16 ч 47 м 01,5 с−45 ° 51 ′ 45 ″Звезда Вольфа – РайеWN8
WR 77e [25]16 ч 47 м 01,67 с−45 ° 51 ′ 19,9 ″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77f, W5 [25]16 ч 47 м 02.97 с−45 ° 50 ′ 19,5 ″Звезда Вольфа – РайеWNVL
WR 77g [25]16 ч 47 м 03.1 с−45 ° 50 ′ 43 ″Звезда Вольфа – РайеWC7
WR 77h, W66 [25]16 ч 47 м 04,0 с−45 ° 51 ′ 37,5 ″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77i [25]16 ч 47 м 04.02 с−45 ° 51 ′ 25,2 ″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77j, W44 [25]16 ч 47 м 04.20 с−45 ° 51 ′ 07.0 ″Звезда Вольфа – РайеWN9
WR 77k [25]16 ч 47 м 04,1 с−45 ° 51 ′ 20,0 ″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77l [25]16 ч 47 м 04,40 с−45 ° 51 ′ 03,8 ″Звезда Вольфа – РайеWC8,5
WR 77m, W239 [25]16 ч 47 м 05,21 с−45 ° 52 ′ 25,0 ″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77n [25]16 ч 47 м 05.35 с−45 ° 51 ′ 05,0 ″Звезда Вольфа – РайеWN8 (неточно)
WR 77o, W14c [25]16 ч 47 м 06,0 с−45 ° 15 ′ 22 ″Звезда Вольфа – РайеWN7o [27]
WR 77p, W241 [25]16 ч 47 м 06.06 с−45 ° 52 ′ 08,3 ″Звезда Вольфа – РайеWC9
WR 77q [25]16 ч 47 м 06,24 с−45 ° 51 ′ 26,5 ″Звезда Вольфа – РайеWN6-8
WR 77r [25]16 ч 47 м 07,6 с−45 ° 52 ′ 36 ″Звезда Вольфа – РайеWN6
WR 77s, W72 [25]16 ч 47 м 08,32 с−45 ° 50 ′ 45,5 ″Звезда Вольфа – РайеWN6o [11]
WR 77sa [11]16 ч 47 м 07,58 с−45 ° 49 ′ 22,2 ″Звезда Вольфа – РайеWN6h
WR 77sb [11]16 ч 47 м 07.66 с−45 ° 52 ′ 35,9 ″Звезда Вольфа – РайеWN6o
WR 77sc, W72 [11]16 ч 47 м 08,32 с−45 ° 50 ′ 45,5 ″Звезда Вольфа – РайеWN7b
WR 77sd [11]16 ч 47 м 14,1 с−45 ° 48 ′ 32 ″Звезда Вольфа – РайеWN4-5
CXOU J164710.2-455216 [28]16 ч 47 м 10,18 с−45 ° 52 ′ 16,7 ″аномальный рентгеновский пульсар

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b c Brandner, W .; Кларк, JS; Stolte, A .; Waters, R .; Negueruela, I .; Гудвин, ИП; и другие. (2008). «От среднего до маломассивного звездного содержания Вестерлунда 1». Астрономия и астрофизика . 478 (1): 137–149. arXiv : 0711.1624 . Бибкод : 2008A & A ... 478..137B . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077579 . S2CID  15778583 .
  2. ^ a b Паркер, Ричард Дж .; Crowther, Paul A .; Оцените, Джемма (2020). «Открытие галактических звезд Вольфа – Райе с помощью Gaia DR2 - II. Членство в скоплении и ассоциации». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 495 : 1209–1226. arXiv : 2005.02533 . DOI : 10.1093 / MNRAS / staa1290 . S2CID 218516882 . 
  3. ^ Aghakhanloo, Мойган; Мерфи, Иеремия В .; Смит, Натан; Парейко, Джон; Диас-Родригес, Мариангелли; Drout, Maria R .; Groh, Jose H .; Гусман, Иосиф; Стассун, Кейван Г. (21.02.2020). «Вывод параллакса Вестерлунда 1 из Gaia DR2». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (2): 2497–2509. arXiv : 1901.06582 . Bibcode : 2020MNRAS.492.2497A . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz3628 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119465620 .  
  4. ^ a b c d Portegies Zwart, Саймон Ф .; Макмиллан, Стивен Л.В.; Жиль, Марк (2010). «Молодые массивные звездные скопления». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 48 : 431–493. arXiv : 1002,1961 . Bibcode : 2010ARA & A..48..431P . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081309-130834 . S2CID 119207843 . 
  5. ^ Вестерлунд, BE (1968). «О расширенном инфракрасном источнике в ARA». Астрофизический журнал . 154 : L67. Bibcode : 1968ApJ ... 154L..67W . DOI : 10.1086 / 180270 .
  6. ^ Вестерлунд, Б. (1961). "Сильно покрасневшее скопление в Ара" . Астрономический журнал . 70 : 57. Bibcode : 1961AJ ..... 66T..57W . DOI : 10.1086 / 108585 .
  7. ^ Gallagher & Гребель (2002). «Внегалактические звездные скопления: размышления о будущем». Внегалактические звездные скопления, Симпозиум МАС . 207 : 207. arXiv : astro-ph / 0109052 . Bibcode : 2002IAUS..207..745G .
  8. ^ Б с д е е г ч я J к л м п о р Кларк, JS; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, ИП; и другие. (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949–969. arXiv : astro-ph / 0504342 . Бибкод : 2005A & A ... 434..949C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042413 .
  9. ^ Муно, Майкл П .; Кларк, Дж. Саймон; Crowther, Paul A .; Догерти, Шон М .; Де Грайс, Ричард; Закон, Кейси; Макмиллан, Стивен Л.В.; Моррис, Марк Р .; Негеруэла, Игнасио; Пули, Дэвид; Портеги Цварт, Симон; Юсеф-Заде, Фархад; и другие. (2006). «Нейтронная звезда с массивным предшественником в Вестерлунде 1». Письма в астрофизический журнал . 636 (1): L41. arXiv : astro-ph / 0509408 . Bibcode : 2006ApJ ... 636L..41M . DOI : 10.1086 / 499776 . S2CID 10349450 . 
  10. ^ Вестерлунд, BE (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Астрономия и астрофизика . Добавка. 70 (3): 311–324. Bibcode : 1987A & AS ... 70..311W . ISSN 0365-0138 . 
  11. ^ a b c d e f g Crowther, Paul A .; Hadfield, LJ; Кларк, JS; Negueruela, I .; Vacca, WD; и другие. (2006). «Перепись содержания Вольфа – Райе в Вестерлунде 1 на основе изображений в ближнем инфракрасном диапазоне и спектроскопии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (3): 1407–1424. arXiv : astro-ph / 0608356 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1407C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10952.x . S2CID 10505573 . 
  12. ^ "Кометоподобные звезды" . www.eso.org . Проверено 3 декабря 2018 .
  13. ^ Negueruela, Игнасио; Кларк, Дж. Саймон; Хэдфилд, Люси Дж .; Crowther, Paul A .; и другие. (2007). «Вестерлунд 1 как шаблон для массивной эволюции звезд». Труды Международного астрономического союза . 3 : 301–306. arXiv : 0802.4168 . Bibcode : 2008IAUS..250..301N . DOI : 10.1017 / S1743921308020620 . S2CID 10747013 . 
  14. ^ Bonanos, Alceste Z. (2007). "Изменчивость молодых массивных звезд в галактическом суперзвездном скоплении Вестерлунд 1". Астрономический журнал . 133 (6): 2696–2708. arXiv : astro-ph / 0702614 . Bibcode : 2007AJ .... 133.2696B . DOI : 10.1086 / 518093 . S2CID 119074868 . 
  15. ^ a b c Ричи, BW; Кларк, JS; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; и другие. (2009). "Обзор VLT / FLAMES массивных двойных звезд в Вестерлунде 1: I. Первые наблюдения светящихся эволюционировавших звезд". Предварительная печать . 507 (3): 1585. arXiv : 0909.3815 . Бибкод : 2009A & A ... 507.1585R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912686 . S2CID 197460709 . 
  16. ^ Гварамадзе, В. В. (2018). «MN44: сияющая синяя переменная, убегающая из Вестерлунда 1». Исследовательские заметки AAS . 2 (4): 214. arXiv : 1811.07899 . Bibcode : 2018RNAAS ... 2..214G . DOI : 10.3847 / 2515-5172 / aaf23d . S2CID 119237114 . 
  17. ^ a b Негеруэла, Игнасио; Кларк, Дж. Саймон; Ричи, Бен В. (2010). «Население сверхгигантов OB в звездообразовании Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 516 (78): А78. arXiv : 1003,5204 . Bibcode : 2010A & A ... 516A..78N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014032 . S2CID 230718 . 
  18. ^ Negueruela, I .; Кларк, JS; Ричи, Б.В. (2010). «Население сверхгигантов OB в звездообразовании Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 516 : 3. arXiv : 1003.5204 . Bibcode : 2010A & A ... 516A..78N . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014032 . S2CID 230718 . 
  19. ^ a b c d e f g h i j k l Фок, Томас К. Т.; Накашима, Дзюн-Ичи; Юнг, Bosco HK; Ся, Чжи-Хао; Дегучи, Сюдзи (2012). «Мазерные наблюдения Вестерлунда 1 и всестороннее рассмотрение мазерных свойств красных сверхгигантов, связанных с массивными скоплениями». Астрофизический журнал . 760 (1): 65. arXiv : 1209.6427 . Bibcode : 2012ApJ ... 760 ... 65F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 760/1/65 . S2CID 53393926 . 
  20. ^ Кларк, JS; Ричи, BW; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; Даминели, А .; Jablonski, FJ; Лангер, Н. (2011). «Обзор VLT / FLAMES для массивных двоичных файлов в Вестерлунде 1» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 531 : A28. arXiv : 1105.0776 . Bibcode : 2011A & A ... 531A..28C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116990 . S2CID 119299122 .  
  21. ^ а б Райт, штат Нью-Джерси; Wesson, R .; Дрю, Дж. Э .; Barentsen, G .; Барлоу, MJ; Уолш, младший; Zijlstra, A .; Дрейк, Джей Джей; Eisloffel, J .; Фарнхилл, HJ (16 октября 2013 г.). «Ионизированная туманность, окружающая красный сверхгигант W26 в Вестерлунде 1». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 437 (1): L1 – L5. arXiv : 1309,4086 . Bibcode : 2014MNRAS.437L ... 1W . DOI : 10.1093 / mnrasl / slt127 . S2CID 14889377 . 
  22. ^ Макки, Джонатан; Кастро, Норберто; Фоссати, Лука; Лангер, Норберт (2015). «Холодный газ в горячих звездных скоплениях: ветер красного сверхгиганта W26 в Вестерлунде 1». Астрономия и астрофизика . 582 : A24. arXiv : 1508.07003 . Bibcode : 2015A&A ... 582A..24M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201526159 . S2CID 54683876 . 
  23. ^ Аревало, Aura (2019). Красные сверхгиганты в сверхмассивном звездном скоплении Вестерлунд 1 (Тезис). DOI : 10.11606 / D.14.2019.tde-12092018-161841 .
  24. ^ Кларк, Дж. С; Ричи, Б. В.; Негеруэла, я (2010). «Удачный обзор изменчивости среди массивного звездного населения Вестерлунда 1». Астрономия и астрофизика . 514 : A87. arXiv : 1003,5107 . Бибкод : 2010A & A ... 514A..87C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200913820 . S2CID 14780809 . 
  25. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Negueruela, I .; Кларк, JS (2005). «Дальнейшие звезды Вольфа-Райе в звездном скоплении Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 436 (2): 541. arXiv : astro-ph / 0503303 . Бибкод : 2005A & A ... 436..541N . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20052699 . S2CID 1755956 . 
  26. ^ Кроутер, Пол А .; Hadfield, LJ; Кларк, JS; Negueruela, I .; Вакка, WD (29 сентября 2006 г.). «Перепись содержания Вольфа – Райе в Вестерлунде 1 на основе изображений в ближнем инфракрасном диапазоне и спектроскопии». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 372 (3): 1411. arXiv : astro-ph / 0608356 . Bibcode : 2006MNRAS.372.1407C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10952.x . S2CID 10505573 . 
  27. ^ Koumpia, E .; Бонанос, Аризона (2012). "Основные параметры четырех массивных затменных двойных систем в Вестерлунде 1". Астрономия и астрофизика . 547 : A30. arXiv : 1205,1369 . Бибкод : 2012A & A ... 547A..30K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219465 . S2CID 118604150 . 
  28. ^ SIMBAD, CXOU J164710.2-455216

Внешние ссылки [ править ]

  • "Cl Westerlund 1" . SIMBAD . Центр астрономических исследований Страсбурга .
  • Художественный снимок магнитара. Рентгеновские спутники ловят магнитар в гигантской звездной икоте , сайт ЕКА , 2007 г.
  • Изображение Вестерлунда 1
  • Нейтронная звезда обнаружена там, где ожидалась черная дыра