Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Координаты : Sky map 16 ч 47 м 05,40 с , −45 ° 50 ′ 36,76 ″.

Вестерлунд 1-26
Surprise Cloud Around Vast Star-inset.png
Westerlund 1 с вставкой , показывающий W1-26 и связанное с ионизированным водородом облаков
Кредит : ESO
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеАра
Прямое восхождение16 ч 47 м 05,403 с [1]
Склонение−45 ° 50 ′ 36,76 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)17,194 [2]
Характеристики
Спектральный типM0,5 – M6 [3] (M2-M6Ia [4] )
Видимая звездная величина  (B)22,1 [5]
Видимая звездная величина  (Дж)4,31 [1]
Видимая звездная величина  (H)1,35 [1]
Видимая звездная величина  (K)1.9 [6]
Индекс цвета B − V+4,906 [2] [5]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )-49,42 км / с
Собственное движение (μ) RA:  -1,841 [7]  мс / год
Декабрь:  -3,909 [7]  мс / год
Параллакс (π)0,0534 ± 0,0917 [7]  мас.
Расстояние11 500  св. Лет
(3 550 [8]  шт )
Подробности
Радиус1,165 ± 58 или 1,221 ± 120 [3]  R ☉
Яркость256 000 ± 40 000 или 312 000 ± 37 000 [3]  л ☉
Температура3,720 ± 183 или 4,000 ± 100 [3]  К
Возраст7,9 [3]  млн лет
Прочие обозначения
Вестерлунд 1  W26, 2MASS  J16470540-4550367, Вестерлунд 1 BKS AS, Вестерлунд 1 BKS A, Gaia EDR3 5940106041452150272
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Вестерлунд 1-26 или Wd 1-26 - красный сверхгигант на окраине суперзвездного скопления Вестерлунд 1 . Это одна из крупнейших известных звезд, обнаруженных на данный момент, хотя ее радиус неизвестен, но по расчетам он составляет 1165–1221 солнечный радиус (810 000 000–849 000 000  км ; 5,42–5,68  а.е. ), с возможной, но очень маловероятной оценкой сверху в 2519 радиусов Солнца (1,752 × 10 9 км ; 11,71  а.е. ), что соответствует объему от 1,58 до 16 миллиардов раз больше, чем Солнце . Если предположить, что верхняя оценка верна, если ее поместить в центр Солнечной системы , ее фотосфера поглотит орбиту Юпитера .

Открытие [ править ]

Вестерлунд 1 в инфракрасном свете от 2MASS

Вестерлунд 1 был обнаружен Бенгтом Вестерлундом в 1961 году во время инфракрасной съемки в Зоне избегания неба и описан как «сильно покрасневшее скопление в Ара». Спектральные классы составляющих звезд в то время не могли быть определены, за исключением самой яркой звезды, которая предварительно считалась типом М. [9] [10]

В 1969 году Боргман , Корнниф и Слингерленд провели фотометрический обзор скопления и присвоили буквы измеренным ими звездам. Этой звезде, идентифицированной как сильный радиоисточник, была присвоена буква «А». [11] Это приводит к обозначению Westerlund-1 BKS A, используемому Simbad, хотя в то время кластер не был известен как Westerlund 1. В то время он назывался Ara A, а в скоплении был еще один мощный радиоисточник - Ara C. Его яркость в радиочастотном спектре делает его одной из редких «радиозвезд». Вестерлунд провел спектроскопические наблюдения за скоплением, еще не известным как Вестерлунд 1, опубликованным в 1987 году, и пронумеровал звезды, дав номер 26 и спектральный класс M2I. [10]Вестерлунд также обнаружил еще одного известного красного сверхгиганта, WOH G64 , найденного в Большом Магеллановом Облаке в созвездии Дорадо .

Современная терминология восходит к 1998 году, когда скопление называлось Вестерлунд 1 (Wd1), и в статье Ara A описывался как звезда 26, а Ara C - как звезда 9. [12]

Физические характеристики [ править ]

Вестерлунд 1-26 по сравнению с другими 3 RSG в звездном скоплении 1 Вестерлунда .

Вестерлунд 1-26 классифицируется как светящийся прохладный сверхгигант. Он занимает правый верхний угол диаграммы Герцшпрунга – Рассела . Низкая температура означает, что он излучает значительную часть своей энергии в инфракрасном спектре. Это также показывает огромную потерю массы атмосферного материала, предполагая, что в дальнейшем он может превратиться в более горячий сверхгигант. У Вестерлунда 1-26 наблюдалось изменение своего спектрального класса (и, следовательно, температуры) в течение нескольких периодов, но не было замечено изменения его светимости. [8]

Звезда почти скрыта в видимом диапазоне от исчезновения около 13 величин из - за межзвездную пыль , [2] , следовательно , он был широко изучен в более инфракрасный до радиодиапазона, что делало его более легким для изучения. По спектральному классу это красная звезда с высокой светимостью. Болометрическая светимость из Вестерлунда 1-26 была вычислена из его K-диапазон инфракрасной яркости , чтобы быть в пределах от 320000 и 380,000 раз выше , чем Солнца ( L ☉ ), в зависимости от спектрального типа между M2 и M5. Эти светимости подразумевают радиус от 1530 до 1580 раз больше радиуса Солнца ( R ☉ ).[8] на основе эффективных температур 3450 и 3660 К для спектральных классов M5 и M2 соответственно. [13] [8] Эти параметры делают Вестерлунд 1-26 одним из самых ярких красных сверхгигантов и аналогичны оценкам для другого известного красного сверхгиганта, VY Canis Majoris . [8] Более ранний расчет светимости и температуры путем подгонки спектрального распределения энергии и на основе спектра, используя пыльную модель дали значительно более высокую светимость около 1,100,000  L ☉ , значительно более светящейсячем ожидались для красного сверхгиганта. Модель также дала фотосферную температуру3700 K , что соответствует радиусу 2519  R ☉ . [14] [а]

В октябре 2013 года астрономы с помощью очень большого обзорного телескопа (VST) Европейской южной обсерватории обнаружили, что Вестерлунд 1-26 окружен светящимся облаком ионизированного водорода . Это первая ионизированная туманность, которая была обнаружена вокруг красной сверхгигантской звезды по оптическим эмиссионным линиям, и последовала за открытием ионизированной туманности вокруг NML Cyg в 1982 году. [15] [16] Туманность простирается на 1,30 парсека от звезды. [ необходима цитата ] Туманности Вестерлунда 1-20 и Вестерлунда 1-26вытянуты наружу от ядра скопления и наиболее ярки во внутрь, что указывает на ветер скопления наружу. [17]

См. Также [ править ]

  • Вестерлунд 1-237
  • Вестерлунд 1-20
  • Вестерлунд 1-75

Заметки [ править ]

  1. ^ Применение закона Стефана-Больцмана с номинальной солнечной эффективной температурой 5772  K :

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б в г Кутри, РМ; Скруцкие М.Ф .; Van Dyk, S .; Бейхман, Калифорния; Карпентер, Дж. М.; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Копан Э.Л .; Киркпатрик, JD; Свет, РМ; Марш, К.А.; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Вайнберг, М .; Уитон, Вашингтон; Уилок, S .; Закариас, Н. (2003). "Онлайн-каталог данных VizieR: Небесный каталог точечных источников 2MASS (Cutri + 2003)". Онлайн-каталог данных VizieR: II / 246. Первоначально опубликовано в: 2003yCat.2246 .... 0C . 2246 : 0. Bibcode : 2003yCat.2246 .... 0C .
  2. ^ a b c Лим, Бомду; Чун, Му-Ён; Сун, Хванкён; Парк, Пён-Гон; Ли, Джэ Джун; Sohn, Sangmo T .; Hur, Hyeonoh; Бесселл, Майкл С. (2013). "Звездообразование Вестерлунд 1: Начальная функция масс и массовое разделение". Астрономический журнал . 145 (2): 46. arXiv : 1211.5832 . Bibcode : 2013AJ .... 145 ... 46L . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 145/2/46 . S2CID 56143904 . 
  3. ^ а б в г д Аревало, Аура (2019). Красные сверхгиганты в сверхмассивном звездном скоплении Вестерлунд 1 (Тезис). DOI : 10.11606 / D.14.2019.tde-12092018-161841 .
  4. ^ 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 .  
  5. ^ a b Кларк, JS; Negueruela, I .; Кроутер, Пенсильвания; Гудвин, SP (2005). «О массивном звездном населении суперзвездного скопления Вестерлунд 1». Астрономия и астрофизика . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph / 0504342 . Бибкод : 2005A & A ... 434..949C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20042413 .
  6. ^ Пиатти, AE; Bica, E .; Клария, Дж. Дж. (1998). «Основные параметры сильно покрасневших молодых рассеянных скоплений Вестерлунд 1 и 2» . Дополнение по астрономии и астрофизике . 127 (3): 423. Bibcode : 1998A & AS..127..423P . DOI : 10.1051 / AAS: 1998111 .
  7. ^ а б в Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (2021 г.). «Ранний выпуск данных Gaia 3: краткое изложение содержания и свойств исследования». Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A & A ... 649A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 202039657 . S2CID 227254300 .  Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  8. ^ a b c d e 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 . 
  9. ^ Вестерлунд, Бенгт (1961). «Сильно покрасневшее скопление в ARA». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 73 (430): 51. Bibcode : 1961PASP ... 73 ... 51W . DOI : 10.1086 / 127618 .
  10. ^ а б Вестерлунд, BE (1987). «Фотометрия и спектроскопия звезд в области сильно покрасневшего скопления в ARA». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 70 : 311. Bibcode : 1987A & AS ... 70..311W . ISSN 0365-0138 . 
  11. ^ Боргман, Дж . ; Koornneef, J .; Слингерленд Дж. (1970). «Инфракрасная фотометрия сильно покрасневшего скопления в Ара». Астрономия и астрофизика . 4 : 248. Bibcode : 1970A & A ..... 4..248B .
  12. ^ Кларк, JS; Крыло, RP; Waters, LBFM; Догерти, СМ; Korrnneef, J .; Стил, ИА; Ван Блокланд, А. (1998). «Открытие протяженного радиоизлучения в молодом скоплении Wd1». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 299 (4): L43. arXiv : astro-ph / 9807303 . Bibcode : 1998MNRAS.299L..43C . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.02038.x . S2CID 16663149 . 
  13. ^ Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph / 0504337 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L . DOI : 10.1086 / 430901 . S2CID 15109583 . 
  14. ^ Фок, Томас KT; 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 . 
  15. ^ Моррис, М .; Джура, М. (1983). «Природа NML Cygnus». Астрофизический журнал . 267 : 179. Bibcode : 1983ApJ ... 267..179M . DOI : 10.1086 / 160856 .
  16. ^ Habing, HJ; Госс, ВМ; Виннберг, А. (1982). «Область H II около NML Cygnus». Астрономия и астрофизика . 108 : 412. Bibcode : 1982A & A ... 108..412H .
  17. ^ Asymmetric Ejecta прохладного сверхгигантов и гипергигантов в массивном скоплении Вестерлунд 1 , 2018, Arxiv : 1803,07008

Дальнейшее чтение [ править ]

  • 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 .