| Westerlund 1 | |
|---|---|
| åben klynge | |
| Forskningshistorie | |
| åbner | Bengt Westerlund |
| åbningsdato | 1961 |
| Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|
| højre opstigning | 16 t 47 m 4,00 s [1] |
| deklination | −45° 51′ 4,90″ [1] |
| Afstand | 12 100±2000 St. år (3700±600 pct .) [2] |
| Konstellation | Alter |
| fysiske egenskaber | |
| klasse | O... [4] |
| Vægt | 63.000 [3] |
| Radius | 3.26 St. år [3] |
| Alder | 3,50 millioner år [3] |
| Information i databaser | |
| SIMBAD | Cl Westerlund 1 |
| Koder i kataloger | |
| ESO 277-12 og C 1644-457 | |
| Oplysninger i Wikidata ? | |
| Mediefiler på Wikimedia Commons | |
Westerlund 1 ( Cluster in the Altar , Ara Cluster , Wd1 ) er en kompakt ung stjernesuperhob i Mælkevejsgalaksen , beliggende i en afstand af 3,5-5 kpc fra Solen. Det er en af de mest massive åbne hobe i galaksen [3] . Den blev opdaget af Bengt Westerlund i 1961 [5] , men forblev uudforsket i mange år på grund af den høje interstellare udryddelse i denne retning. Måske bliver Westerlund 1 i fremtiden en kugleformet stjernehob [6] .
Hoben indeholder et stort antal sjældne, sent stadium massive stjerner, herunder 6 gule hypergiganter , 4 røde supergiganter (inklusive Westerlund 1-26 , en af de største kendte stjerner ), 24 Wolf-Rayet stjerner , en lys blå variabel , mange OB-giganter og en usædvanlig supergigant sgB[e], formentlig resultatet af en kollision af stjerner [7] . Røntgenobservationer har afsløret tilstedeværelsen af den unormale røntgenpulsar CXOU J164710.2-455216 , en langsomt roterende neutronstjerne sandsynligvis dannet af en massiv stamstjerne [8] . Westerlund 1-hoben menes at være dannet som et resultat af et enkelt udbrud af stjernedannelse, hvilket tyder på en lignende alder og kemisk sammensætning for alle stjernerne i hoben.
De klareste O7-8V hovedsekvensstjerner har tilsyneladende stjernestørrelser i V-båndet på omkring 20,5, derfor observeres stråling i det synlige område af spektret hovedsageligt fra klare stjerner, der har forladt hovedsekvensen (tilsyneladende størrelser i V-båndet) 14,5-18, absolut fra -7 til -10) og mindre klare stjerner af lysstyrkeklasserne Ib og II (størrelser i båndet V 18-20). På grund af den ekstremt høje interstellare rødme er observationer i U- og B-båndet vanskelige, og de fleste af observationerne er lavet i R- og I-båndene i de røde og infrarøde dele af spektret. Stjernerne i hoben navngives normalt efter den klassifikation, som Westerlund introducerede [9] , selvom der bruges et andet navnesystem for Wolf-Rayet-stjerner [10] .
Diffus stråling fra interstellar gas og stråling fra punktkilder med store og små masser er blevet detekteret i røntgenområdet. Magnetaren placeret i klyngen er den lyseste røntgenpunktkilde i klyngen sammen med kraftfulde kilder W9 (sgB[e]), W30a, WRA A og WR B. Omkring 50 andre punktrøntgenstrålekilder er blevet tilknyttet med lyse genstande i det optiske område. I radiobåndet er sgB[e]-stjernen W9 og de røde supergiganter W20 og W26 stærke radiokilder; de fleste kolde hypergiganter, nogle få OB-supergiganter og Wolf-Rayet-stjerner observeres også.
Alderen på Westerlund 1 er estimeret til 4-5 Myr, når man sammenligner egenskaberne for populationen af udviklede stjerner med modeller for stjernernes udvikling. Tilstedeværelsen af et betydeligt antal af både Wolf-Rayet-stjerner og røde og gule supergiganter i hoben repræsenterer en streng aldersgrænse for hoben: teoretiske undersøgelser forudsiger, at røde supergiganter ikke kan dannes før 4 Myr, før de mest massive stjerner går over til den røde superkæmpestadiet, og antallet af Wolf-Rayet-stjerner falder kraftigt efter en alder af 5 millioner år. Det resulterende aldersinterval er generelt i overensstemmelse med infrarøde observationer, der afslørede tilstedeværelsen af sen hovedsekvens O-stjerner, selvom observationer af lavmassestjerner gav et aldersestimat på 3,5 Myr [1] .
Hvis vi antager, at Westerlund 1 danner stjerner med den sædvanlige indledende massefunktion , så er det sandsynligt, at hoben oprindeligt indeholdt et betydeligt antal meget massive stjerner, såsom de i øjeblikket observerede stjerner i Arches-hoben . Moderne skøn over Westerlund 1-hobens alder overstiger sådanne stjerners levetid. Modeller af stjerneudvikling viser, at klyngen bør indeholde 50-150 supernova -rester , og hastigheden af supernova-udbrud i løbet af de seneste millioner år har været cirka et udbrud på 10.000 år. Men i øjeblikket er kun én rest af en supernovaeksplosion pålideligt kendt - magnetar . Spørgsmålet om tilstedeværelsen af andre kompakte objekter og massive røntgen-binærer forbliver åbent. Der er en række antagelser, herunder hypotesen om høje hastigheder under supernovaeksplosioner, der ødelægger binære systemer, antagelsen om dannelsen af stjernemasse sorte huller, der langsomt ophober stof (og derfor vanskeligt at opdage).
Da hobestjernerne har omtrent samme alder, kemiske sammensætning og afstand fra Solen, kan hoben tjene som et godt miljø til at studere udviklingen af massive stjerner.
Der er nogle beviser for en høj andel af massive binære stjerner i hoben. Nogle højmasse-binære filer er blevet opdaget direkte fra fotometriske kolliderende[12]radiale hastighederog ved at studere11][observationer og nogle typer Wolf-Rayet-stjerner. Generelt når andelen af binære stjerner for populationen af Wolf-Rayet-stjerner 70 %, for OB-supergiganter - mere end 40 % [12] .
Westerlund 1 er for langt væk til at kunne måles med parallakse . Afstanden estimeres ud fra den forventede absolutte størrelse af stjernerne i hoben og et skøn over absorptionen af lys i hobens retning. Afstande blev bestemt ved hjælp af denne metode for populationer af gule hypergiganter [7] og Wolf-Rayet stjerner [10] ; i begge tilfælde viste afstanden sig at være tæt på 5 kpc; for hovedsekvensstjernerne viste afstanden sig at være 3,6 kpc [1] .
I april 2022 offentliggjorde et hold spanske astronomer en opdateret afstand til superklyngen baseret på data opnået af Gaia ekstra-orbitale observatorium og AAOmega-spektrografen installeret på det anglo-australske teleskop . Opdaterede data: afstand - 4230 ± 200 pc (13,8 ± 3,0 tusinde lysår), hvoraf det følger, at massen af klyngen er omkring 100.000 M⊙. [13]