| Westerlund 1 | |
|---|---|
 Crédito: ESO / VPHAS + Encuesta / N. Wright | |
| Datos de observación ( época J2000 ) | |
| Constelación | Ara |
| Ascensión recta | 16 h 47 m 04.0 s [1] |
| Declinación | −45 ° 51 ′ 04.9 ″ [1] |
| Distancia | 12.1 ± 2.0 [2] (3.7 ± 0.6 kpc ) |
| Características físicas | |
| Masa | 63,000 [3] M ☉ |
| Radio | 3,26 [3] |
| Edad estimada | 3.50 millones [3] |
| Otras designaciones | Ara Cluster, Westerlund 1, ESO 277-12, C 1644-457, VDBH 197 |
Westerlund 1 (abreviado Wd1 , a veces llamado Ara Cluster [4] ) es un joven cúmulo de super estrellas compacto en la galaxia de la Vía Láctea , a unos 3.5-5 kpc de la Tierra. Es uno de los cúmulos de estrellas jóvenes más masivos de la Vía Láctea, [3] y fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 [5], pero permaneció en gran parte sin estudiar durante muchos años debido a la alta absorción interestelar en su dirección. En el futuro, probablemente evolucionará hacia un cúmulo globular . [6]
El cúmulo contiene una gran cantidad de estrellas raras, evolucionadas y de gran masa, que incluyen: 6 hipergigantes amarillas , 4 supergigantes rojas, incluida Westerlund 1-26 , una de las estrellas más grandes conocidas , 24 estrellas Wolf-Rayet , una variable azul luminosa , muchas Supergigantes OB y una estrella sgB [e] supergigante inusual que se ha propuesto que es el remanente de una fusión estelar reciente . [7] Además, las observaciones de rayos X han revelado la presencia del púlsar de rayos X anómalo CXO J164710.2-455216 , una estrella de neutrones de rotación lentaeso debe haberse formado a partir de una estrella progenitora de gran masa. [8] Se cree que Westerlund 1 se formó en un solo estallido de formación estelar, lo que implica que las estrellas constituyentes tienen edades y composiciones similares.
Además de albergar algunas de las estrellas más masivas y menos entendidas de nuestra galaxia, Westerlund 1 es útil como un cúmulo de súper estrellas relativamente cercano y fácil de observar que puede ayudar a los astrónomos a determinar qué ocurre dentro de los cúmulos de súper estrellas extragalácticos.
Observaciones [ editar ]
Las estrellas de secuencia principal O7-8V más brillantes en Wd1 tienen magnitudes fotométricas de banda V alrededor de 20.5, y por lo tanto, a longitudes de onda visuales, Wd1 está dominado por estrellas de secuencia posterior altamente luminosas (magnitudes de banda V de 14.5-18, magnitudes absolutas de −7 a −10), junto con estrellas de secuencia posterior a la secuencia principal menos luminosas de clase de luminosidad Ib y II (magnitudes de banda V de 18-20). Debido al enrojecimiento interestelar extremadamente alto hacia Wd1, es muy difícil de observar en las bandas U y B, y la mayoría de las observaciones se realizan en las bandas R o I en el extremo rojo del espectro o en el infrarrojo . Las estrellas en el cúmulo generalmente se nombran usando una clasificación introducida por Westerlund, [9]aunque a menudo se usa una convención de nomenclatura separada para las estrellas Wolf-Rayet. [10]
A longitudes de onda de rayos X, Wd1 muestra emisión difusa del gas interestelar y emisión puntual tanto de estrellas de alta masa, post-secuencia principal como de baja masa, secuencia pre-principal. El magnetar Westerlund 1 es la fuente de rayos X más luminosa del grupo, con la estrella sgB [e] W9, la (presunta) binaria W30a y las estrellas Wolf-Rayet WR A y WR B, todas fuentes de rayos X fuertes. Aproximadamente otras 50 fuentes puntuales de rayos X están asociadas con contrapartes ópticas luminosas. Finalmente, en las longitudes de onda de radio, la estrella sgB [e] W9 y las supergigantes rojas W20 y W26 son fuentes de radio fuertes, mientras que la mayoría de las hipergigantes frías y algunas supergigantes OB y estrellas Wolf-Rayet también se detectan.
Distancia y ubicación [ editar ]
Wd1 ha sido demasiado remoto para la medición directa de la distancia a través de mediciones de paralaje , pero se espera que la misión espacial Gaia proporcione dicha medición en 2018. Mientras tanto, la distancia a Wd1 debe estimarse a partir de la magnitud absoluta esperada de las estrellas y estimaciones de la extinción hacia el racimo. Esto se ha hecho tanto para las poblaciones de hipergigante amarilla [7] como de Wolf-Rayet [10] , produciendo estimaciones de alrededor de 5 kpc en ambos casos, mientras que una determinación de la población de secuencia principal sugiere 3,6 kpc. [1] Estas estimaciones colocan a Wd1 cerca del borde exterior de la barra galáctica, lo que puede ser significativo para determinar cómo se formó un grupo tan masivo.
La detección de solo un número limitado de estrellas Wolf-Rayet en longitudes de onda de radio proporciona un límite inferior en la distancia de 2 kpc; [7] mientras se detectan algunas estrellas Wolf-Rayet , se cree que son binarios de viento en colisión con una emisión de radio correspondientemente mejorada.
Edad y estado evolutivo [ editar ]
La edad de Wd1 se estima en 4–5 Myr a partir de la comparación de la población de estrellas evolucionadas con modelos de evolución estelar . La presencia de un número significativo de estrellas Wolf-Rayet y supergigantes rojas y amarillas en Wd1 representa una fuerte restricción sobre la edad: la teoría sugiere que las supergigantes rojas no se formarán hasta alrededor de 4 Myr ya que las estrellas más masivas no atraviesan una supergigante roja fase, mientras que la población Wolf-Rayet disminuye bruscamente después de 5 Myr. Este rango de edades es ampliamente coherente con las observaciones infrarrojas de Wd1 que revelan la presencia de estrellas de la secuencia principal tardía de O , aunque se ha sugerido una edad más baja de alrededor de 3,5 millones a partir de las observaciones de estrellas de menor masa en Wd1. [1]
Si Wd1 formó estrellas con una función de masa inicial típica , entonces el cúmulo habría contenido originalmente un número significativo de estrellas muy masivas, como las observadas actualmente en el cúmulo Arches más joven . Las estimaciones actuales de la edad de Wd1 son mayores que las vidas de estas estrellas, y los modelos de evolución estelar sugieren que ya habría habido 50-150 supernovas en Wd1, con una tasa de supernova de aproximadamente una por cada 10,000 años en el último millón de años. Sin embargo, hasta la fecha solo se ha detectado un remanente definitivo de supernova, el magnetar Westerlund 1, y la falta de otros objetos compactos y binarios de rayos X de alta masaes desconcertante Se han presentado una serie de sugerencias, incluidas las altas velocidades de patada de supernova que interrumpen los sistemas binarios, la formación de agujeros negros de masa estelar de acumulación lenta (y por lo tanto indetectable) , o sistemas binarios en los que ambos objetos son ahora objetos compactos, pero el problema tiene Aún no se ha resuelto.
Como las estrellas en Westerlund 1 tienen la misma edad, composición y distancia, el cúmulo representa un entorno ideal para comprender la evolución de las estrellas masivas. La presencia simultánea de estrellas que evolucionan dentro y fuera de la secuencia principal presenta una prueba sólida para los modelos de evolución estelar, que actualmente tampoco pueden predecir correctamente la distribución observada de los subtipos Wolf-Rayet en Westerlund 1. [12]
Fracción binaria [ editar ]
Varias líneas de evidencia apuntan a una fracción binaria alta entre las estrellas de alta masa en Wd1. Algunos binarios masivos se detectan directamente a través de observaciones de fotometría [13] y velocidad radial [14] , mientras que otros se infieren a través de características secundarias (como alta luminosidad de rayos X, espectros de radio no térmicos y exceso de emisión de infrarrojos) que son típico de binarios de viento en colisión o estrellas Wolf-Rayet formadoras de polvo. Actualmente se estiman fracciones binarias generales del 70% para la población Wolf-Rayet [10] y más del 40% para las supergigantes OB, aunque ambas pueden estar incompletas. [14]
Miembros [ editar ]
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Además de los miembros documentados del cúmulo, se cree que la variable luminosa azul MN44 es una estrella fugitiva expulsada de Westerlund 1 hace cuatro o cinco millones de años. [15]
| Designacion | Ascensión recta | Declinación | Tipo de objeto | Tipo espectral | Luminosidad ( L ☉ ) | Temperatura (K) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| W2a [7] | 16 h 46 m 59.7 s | −45 ° 50 ′ 51.1 ″ | Supergigante azul | O9.5 Ia - B0.5 Ia | ||
| W4 [7] | 16 h 47 m 01.42 s | −45 ° 50 ′ 37.1 ″ | Hipergigante amarillo | G0 Ia + - F2 Ia + | ||
| W6a [7] | 16 h 47 m 04.0 s | −45 ° 50 ′ 21.0 ″ | Supergigante azul | |||
| W7 [7] | 16 h 46 m 03.62 s | −45 ° 50 ′ 14.2 ″ | Hipergigante azul | |||
| W8a [7] | 16 h 47 m 04.79 s | −45 ° 50 ′ 24.9 ″ | Hipergigante amarillo | |||
| W8b [16] | 16 h 47 m 04.95 s | −45 ° 50 ′ 26.7 ″ | Supergigante azul | B1-5Ia | ||
| W9 [7] | 16 h 47 m 04.14 s | −45 ° 50 ′ 31.1 ″ | B [e] estrella | sgB [e] | ||
| W12a [7] | 16 h 47 m 02.21 s | −45 ° 50 ′ 58.8 ″ | Hipergigante amarillo | |||
| W13 [17] [14] | 16 h 47 m 06.45 s | −45 ° 50 ′ 26.0 ″ | Binario eclipsante | B0.5 Ia + , OB | ||
| W16a [7] | 16 h 47 m 06.61 s | −45 ° 50 ′ 42.1 ″ | Hipergigante amarillo | |||
| W20 [7] | 16 h 47 m 04.70 s | −45 ° 51 ′ 23.8 ″ | Supergigante rojo | 126,000 [18] | 3.500 [18] | |
| W26 [7] | 16 h 47 m 05.40 s | −45 ° 50 ′ 36.5 ″ | Hipergigante rojo | M2-6Ia [19] | 320,000 [20] - 1,100,000 [18] | 3.600 [21] - 3.700 [18] |
| W32 [7] | 16 h 47 m 03.67 s | −45 ° 50 ′ 43.5 ″ | Hipergigante amarillo | |||
| W33 [7] | 16 h 47 m 04.12 s | −45 ° 50 ′ 48.3 ″ | Hipergigante azul | |||
| W75 [22] | 16 h 47 m 08.93 s | −45 ° 49 ′ 58.4 ″ | Supergigante rojo | 68,000 [18] | 3.600 [18] | |
| W237 [7] | 16 h 47 m 03.09 s | −45 ° 52 ′ 18.8 ″ | Supergigante rojo | 230,000 [18] | 3.600 [18] | |
| W243 [7] | 16 h 47 m 07.55 s | −45 ° 52 ′ 28.5 ″ | Variable azul luminoso | LBV | ||
| W265 [7] | 16 h 47 m 06.26 s | −45 ° 49 ′ 23.7 ″ | Hipergigante amarillo | |||
| WR 77a [23] | 16 h 46 m 55.4 s | −45 ° 51 ′ 34 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN6-7 | ||
| WR 77aa [24] | 16 h 46 m 46,3 s | −45 ° 47 ′ 58 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC9d | ||
| WR 77b [23] | 16 h 46 m 59.9 s | −45 ° 55 ′ 26 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC8 | ||
| WR 77c [23] | 16 h 47 m 00.89 s | −45 ° 51 ′ 20.9 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WNL | ||
| WR 77d, W57c [23] | 16 h 47 m 01.5 s | −45 ° 51 ′ 45 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN8 | ||
| WR 77e [23] | 16 h 47 m 01.67 s | −45 ° 51 ′ 19.9 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN6-8 | ||
| WR 77f, W5 [23] | 16 h 47 m 02.97 s | −45 ° 50 ′ 19.5 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WNVL | ||
| WR 77g [23] | 16 h 47 m 03.1 s | −45 ° 50 ′ 43 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC7 | ||
| WR 77h, W66 [23] | 16 h 47 m 04.0 s | −45 ° 51 ′ 37.5 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC9 | ||
| WR 77i [23] | 16 h 47 m 04.02 s | −45 ° 51 ′ 25.2 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN6-8 | ||
| WR 77j, W44 [23] | 16 h 47 m 04.20 s | −45 ° 51 ′ 07.0 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN9 | ||
| WR 77k [23] | 16 h 47 m 04.1 s | −45 ° 51 ′ 20.0 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC9 | ||
| WR 77l [23] | 16 h 47 m 04.40 s | −45 ° 51 ′ 03.8 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC8.5 | ||
| WR 77m, W239 [23] | 16 h 47 m 05.21 s | −45 ° 52 ′ 25.0 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC9 | ||
| WR 77n [23] | 16 h 47 m 05.35 s | −45 ° 51 ′ 05.0 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN8 (incierto) | ||
| WR 77o, W14c [23] | 16 h 47 m 06.0 s | −45 ° 15 ′ 22 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN7o [25] | ||
| WR 77p, W241 [23] | 16 h 47 m 06.06 s | −45 ° 52 ′ 08.3 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WC9 | ||
| WR 77q [23] | 16 h 47 m 06.24 s | −45 ° 51 ′ 26.5 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN6-8 | ||
| WR 77r [23] | 16 h 47 m 07.6 s | −45 ° 52 ′ 36 ″ | Estrella Wolf-Rayet | WN6 | ||
| WR 77s, W72 [23] | 16 h 47 m 08.32 s | −45 ° 50 ′ 45.5 ″ | Estrella Wolf-Rayet | anterior a WN7 | ||
| CXOU J164710.2-455216 [26] | 16 h 47 m 10.18 s | −45 ° 52 ′ 16.7 ″ | púlsar de rayos X anómalo |
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