 Westerlund 1 con el recuadro que muestra W1-26 y la nube de hidrógeno ionizado asociada Crédito : ESO | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Ara |
| Ascensión recta | 16 h 47 m 05.403 s [1] |
| Declinación | −45 ° 50 ′ 36.76 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 17.194 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2-M6Ia [3] |
| Magnitud aparente (B) | 22,1 [4] |
| Magnitud aparente (J) | 4.31 [1] |
| Apparent magnitude (H) | 1.35[1] |
| Apparent magnitude (K) | 1.9[5] |
| U−B color index | −7.445[2] |
| B−V color index | +5.000[2] |
| Astrometry | |
| Proper motion (μ) | RA: −0.910±0.608[6] mas/yr Dec.: −4.481±0.582[6] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.6798 ± 0.2455[6] mas |
| Distance | 11,500 ly (3,550[7] pc) |
| Details | |
| Radius | 1,530 - 1,580[7], 2,550[8][a] R☉ |
| Luminosity | 320,000 - 380,000[7], 1,100,000[8] L☉ |
| Temperature | 3,600[9]–3,700[8] K |
| Age | 3.5-5.0[4] Myr |
| Other designations | |
Westerlund 1 W26, 2MASS J16470540-4550367, Westerlund 1 BKS AS, Westerlund 1 BKS A
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| Database references | |
| SIMBAD | data |
Westerlund 1-26 o Wd 1-26 es una supergigante roja o hipergigante roja dentro de las afueras del cúmulo de súper estrellas Westerlund 1 . Es una de las estrellas más grandes conocidas descubiertas hasta ahora, aunque su radio es incierto, pero se calcula que está entre 1.530–2.550 radios solares (1.06 × 10 9 –1.77 × 10 9 km ; 7.1–11.9 au ), correspondiente a un volumen entre 3.6–16.6 mil millones de veces más grande que el Sol . Suponiendo que la estimación superior es correcta, si se coloca en el centro del Sistema Solar , su fotosfera envolvería la órbita de Saturno .
Descubrimiento [ editar ]
Westerlund 1 fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 durante un estudio infrarrojo en la Zona de Evitación del cielo, y se describe como "un grupo muy enrojecido en Ara". Los tipos espectrales de las estrellas componentes no se pudieron determinar en ese momento, excepto la estrella más brillante que se consideró tentativamente tipo M. [10] [11]
En 1969, Borgman , Kornneef y Slingerland realizaron un estudio fotométrico del cúmulo y asignaron letras a las estrellas que midieron. Esta estrella, identificada como una fuente de radio fuerte, recibió la letra "A". [12] Esto lleva a la designación Westerlund-1 BKS A utilizada en Simbad, aunque el grupo no era conocido como Westerlund 1 en ese momento. En ese momento se le conocía como Ara A, con otra fuente de radio potente en el cúmulo llamada Ara C. Su brillo en el espectro de radio la convierte en una de las raras "estrellas de radio". Westerlund realizó observaciones espectroscópicas del cúmulo, aún no conocido como Westerlund 1, publicado en 1987 y numeró las estrellas, dando el número 26 y el tipo espectral M2I. [11]Westerlund también descubrió otra notable estrella hipergigante, WOH G64 , que se encuentra en la Gran Nube de Magallanes en la constelación de Dorado .
La terminología moderna proviene de 1998 cuando el cúmulo se denominó Westerlund 1 (Wd1), con un artículo que describe Ara A como estrella 26 y Ara C como estrella 9. [13]
Características físicas [ editar ]
Westerlund 1-26 se clasifica como una supergigante luminosa y fresca. Ocupa la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . La temperatura fría significa que emite la mayor parte de su energía en el espectro infrarrojo . También muestra una gran pérdida de masa de material atmosférico, lo que sugiere que puede evolucionar aún más en una supergigante más caliente. Se ha observado que Westerlund 1-26 cambia su clase espectral (y, por lo tanto, su temperatura) durante varios períodos, pero no se ha visto que cambie su luminosidad. [7]
La estrella está casi oscurecida en las longitudes de onda visibles por la extinción de alrededor de 13 magnitudes debido al polvo interestelar , [2] por lo tanto, se ha estudiado ampliamente en las longitudes de onda infrarrojas y de radio más largas. Su tipo espectral lo identifica como una estrella roja con una alta luminosidad. La luminosidad bolométrico de Westerlund 1-26 se ha calculado a partir de su infrarrojos de banda K brillo para estar entre 320.000 y 380.000 veces mayor que la del sol ( L ☉ ), dependiendo del tipo espectral entre M2 y M5. Estas luminosidades implican un radio entre 1,530 y 1,580 veces el radio del Sol ( R ☉ ) [7]basado en temperaturas efectivas de 3,450 y 3,660 K para los tipos espectrales M5 y M2 respectivamente. [14] [7] Estos parámetros convierten a Westerlund 1-26 en una de las supergigantes rojas más luminosas y también son similares a los estimados para otra estrella hipergigante roja notable, VY Canis Majoris . [7] Un cálculo anterior de la luminosidad ajustando la distribución de energía espectral dio una luminosidad de poco más de un millón de L ☉ , que corresponde a un radio muy grande de 2,550 R ☉ y es considerablemente más luminosa de lo esperado para cualquier supergigante roja y extrema . [8]
En octubre de 2013, los astrónomos que utilizaron el Very Large Survey Telescope (VST) del Observatorio Europeo Austral descubrieron que Westerlund 1-26 está rodeado por una nube brillante de hidrógeno ionizado . Esta es la primera nebulosa ionizada descubierta alrededor de una estrella supergigante roja a través de sus líneas de emisión óptica, y sigue el descubrimiento de una nebulosa ionizada alrededor de NML Cyg en 1982. [15] [16] La nebulosa se extiende 1,30 parsecs desde la estrella.
| RSGC1 | |
|---|---|
Imagen de Spitzer de RSGC1
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| Datos de observación ( época J2000 ) | |
| Constelación | Escudo |
| Ascensión recta | 18 h 36 m 29 s [1] |
| Declinación | −06 ° 52 ′ 48 ″ [1] |
| Distancia | 22.0 ± 2.9 kly (6.60 ± 0.89 kpc [2] ) |
| Magnitud aparente (V) | no visible [2] |
| Dimensiones aparentes (V) | ~ 1.5 ′ [3] [1] |
| Características físicas | |
| Masa | ~ 3 × 10 4 [2] M ☉ |
| Radio | 1.5 ± 0.3 pc [2] |
| Edad estimada | 12 ± 2 mi [2] [1] |
RSGC1 ( Red Supergiant Cluster 1 ) es un joven cúmulo abierto masivo perteneciente a la galaxia Vía Láctea . Fue descubierto en 2006 en los datos generados por varias encuestas infrarrojas, nombradas por el número sin precedentes de miembros supergigantes rojos . [3] El cúmulo está ubicado en la constelación Scutum a una distancia de aproximadamente 6.6 kpc del Sol. Es probable que esté situado en la intersección del extremo norte de la barra larga de la Vía Láctea y la porción interna del brazo Scutum-Centaurus, uno de sus dos brazos espirales principales. [4]
La edad de RSGC1 se estima en 10-14 millones de años. El grupo está muy oscurecido y no se ha detectado en la luz visible . Se encuentra cerca de otras agrupaciones de supergigantes rojas conocidas como Stephenson 2 , RSGC3 y Alicante 8 . La masa de RSGC1 se estima en 30 mil masas solares, lo que lo convierte en uno de los cúmulos abiertos más masivos de la galaxia. [2]
Las supergigantes rojas observadas con una masa de aproximadamente 16-20 masas solares son progenitores de supernovas de tipo II . [2] Se han detectado más de 200 estrellas de secuencia principal con masas superiores a 8 M ☉ , lo que permite determinar la distancia a partir del ajuste de la secuencia principal. Se han identificado catorce miembros supergigantes rojos. [1]
| Estrella | Tipo espectral | Magnitud ( banda K ) | Temperatura (efectiva, K) | Magnitud absoluta | Luminosidad ( L ☉ ) |
|---|---|---|---|---|---|
| F01 | M5 | 4.962 | 3,450 | −11,75 | 263,000 |
| F02 | M2 | 5.029 | 3,660 | −11,92 | 363,000 |
| F03 | M5 | 5.333 | 3,450 | −11,28 | 174,000 |
| F04 | M1 | 5.342 | 3,752 | −11,24 | 209,000 |
| F05 | M4 | 5.535 | 3,535 | −11,36 | 195,000 |
| F06 | M5 | 5.613 | 3,450 | −10,70 | 100,000 |
| F07 | M3 | 5.631 | 3,605 | −10.81 | 126,000 |
| F08 | M3 | 5.654 | 3,605 | −11.33 | 200,000 |
| F09 | M6 | 5.670 | 3,399 | −10,92 | 117,000 |
| F10 | M3 | 5.709 | 3,605 | −10.86 | 132,000 |
| F11 | M5 | 5.722 | 3,535 | −11.03 | 145,000 |
| F12 [3] | M0 | 5.864 | −10,70 | 200,000 | |
| F13 | K2 | 5.957 | 4,015 | −11.39 | 282,000 |
| F14 | M3 | 6.167 | 3,605 | −10.25 | 74,000 |
| F15 | G0 | 6.682 | 6.850 | −10.07 | 229,000 |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Norma |
| Ascensión recta | 16 h 01 m 22.2226 s [1] |
| Declinación | 54 ° 08 ′ 35.6066 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 8.24 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M3 Ia [3] |
| Índice de color U − B | +0.75 [2] |
| Índice de color B − V | +2.10 [2] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | -39,67 ± 0,66 [1] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: –1.1 [4] mas / año Dec .: 13.1 [4] mas / año |
| Paralaje (π) | 0.5559 ± 0.1021 [1] mas |
| Distancia | 6.850 ± 650 [3] ly (2,100 ± 200 [3] pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −7,5 [5] |
| Detalles | |
| Masa | 20 [3] M ☉ |
| Radio | 1,469 - 1,478 [6] [a] R ☉ |
| Luminosidad | 316,000 [3] [6] L ☉ |
| Surface gravity (log g) | –0.6[3] cgs |
| Temperature | 3,560 - 3,570[6] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
HD 143183 es una estrella supergigante roja de tipo espectral M3Ia en la constelación Norma . Es miembro de la asociación Norma OB1, a una distancia de aproximadamente 2 kiloparsecs . Es una de las supergigantes rojas más luminosas con una luminosidad aproximadamente 300,000 veces mayor que el Sol ( L ☉ ), y es también una de las estrellas más grandes con un radio de más de mil veces la del Sol ( R ☉ ). Tiene una tasa de pérdida de masa estimada de5 × 10 −5 M ☉ por año. [3] Está rodeado por una docena de estrellas de tipo temprano y una nebulosa circunestelar que se extiende 0,12 parsecs (0,39 ly ).
Es posible que HD 143183 sea un binario espectroscópico con un compañero OB +, pero esto se considera dudoso. [3] HD 143183 se encuentra aproximadamente a 1 'del gigante brillante brillante de clase O CD-53 6363, la segunda estrella más brillante del cúmulo.
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