Westerlund 1 (abreviado Wd1 , a veces llamado Ara Cluster [5] ) es un cúmulo de súper estrellas jóvenes y compacto en la galaxia de la Vía Láctea , a unas 2,6 kpc de la Tierra. Es uno de los cúmulos de estrellas jóvenes más masivos de la Vía Láctea, [4] y fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 [6], pero permaneció en gran parte sin estudiar durante muchos años debido a la alta absorción interestelar en su dirección. En el futuro, probablemente se convierta en un cúmulo globular . [7]
Westerlund 1 | |
---|---|
Datos de observación ( época J2000 ) | |
Constelación | Ara |
Ascensión recta | 16 h 47 m 04.0 s [1] |
Declinación | −45 ° 51 ′ 04,9 ″ [1] |
Distancia | 3,78+0,56 −0,46[2] (2,6 [3] - 3,87 [2] ) kpc |
Características físicas | |
Masa | 63.000 [4] M ☉ |
Radio | 3,26 al [4] |
Edad estimada | 3,50 Myr [4] |
Otras designaciones | Grupo Ara, Westerlund 1, ESO 277-12, C 1644-457, VDBH 197 |
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 OB supergigantes , y una inusual estrella supergigante sgB [e] que se ha propuesto como el remanente de una fusión estelar reciente . [8] Además, las observaciones de rayos X han revelado la presencia del púlsar de rayos X anómalo CXO J164710.20-455217 , una estrella de neutrones de rotación lenta que debe haberse formado a partir de una estrella progenitora de gran masa. [9] 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 comprendidas 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
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, en longitudes de onda visuales, Wd1 está dominada por estrellas post-secuencia principal altamente luminosas (magnitudes de banda V de 14.5-18, magnitudes absolutas de -7 a −10), junto con estrellas posteriores 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, [10] aunque a menudo se usa una convención de nomenclatura separada para las estrellas Wolf-Rayet. [11]
En longitudes de onda de rayos X, Wd1 muestra emisión difusa de gas interestelar y emisión puntual de estrellas de alta masa, post-secuencia principal y de baja masa, pre-secuencia principal. La magnetar Westerlund 1 es la fuente puntual de rayos X más luminosa del cúmulo, con la estrella sgB [e] W9, la (presunta) binaria W30a y las estrellas Wolf-Rayet WR A y WR B, todas fuentes potentes de rayos X. Aproximadamente otras 50 fuentes puntuales de rayos X están asociadas con contrapartes ópticas luminosas. Finalmente, en longitudes de onda de radio, la estrella sgB [e] W9 y las supergigantes rojas W20 y W26 son fuentes de radio potentes, mientras que la mayoría de las hipergigantes frías y algunas supergigantes OB y estrellas Wolf-Rayet también se detectan.
Edad y estado evolutivo
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 limitación de 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 de Wolf-Rayet disminuye drásticamente después de 5 Myr. Este rango de edades es ampliamente consistente con las observaciones infrarrojas de Wd1 que revelan la presencia de estrellas de la secuencia principal de O tardío , aunque se ha sugerido una edad más baja de alrededor de 3.5 Myr a partir de las observaciones de estrellas de menor masa en Wd1. [1]
Si Wd1 formara estrellas con una función de masa inicial típica , entonces el cúmulo habría contenido originalmente una cantidad significativa de estrellas muy masivas, como las que se observan 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 supernovas de aproximadamente una por cada 10.000 años durante el último millón de años. Sin embargo, hasta la fecha sólo 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 gran masa es desconcertante. Se han presentado varias sugerencias, incluidas las altas velocidades de impulso de las supernovas que interrumpen los sistemas binarios, la formación de agujeros negros de masa estelar de acumulación lenta (y por lo tanto indetectables) o sistemas binarios en los que ambos objetos son ahora objetos compactos, pero el problema se ha planteado. aún por resolver.
Como las estrellas de 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. [13]
Fracción binaria
Varias líneas de evidencia apuntan a una alta fracción binaria entre las estrellas de gran masa en Wd1. Algunas binarias masivas se detectan directamente a través de observaciones de fotometría [14] y velocidad radial [15] , mientras que muchas otras 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 [11] y más del 40% para las supergigantes OB, aunque ambas pueden estar incompletas. [15]
Miembros
Además de los miembros documentados del cúmulo, se cree que la variable luminosa azul MN44 es una estrella fuera de control expulsada de Westerlund 1 hace cuatro o cinco millones de años. [dieciséis]
Designacion | Ascensión recta | Declinación | Tipo de objeto | Tipo espectral | Luminosidad ( L ☉ ) | Temperatura (K) | Radio ( R ☉ ) |
---|---|---|---|---|---|---|---|
W2a [8] | 16 h 46 m 59,7 s | −45 ° 50 ′ 51,1 ″ | Supergigante azul | O9.5 Ia - B0.5 Ia | |||
W4 [8] | 16 h 47 m 01.42 s | −45 ° 50 ′ 37,1 ″ | Hipergigante amarillo | G0 Ia + - F2 Ia + | |||
W5 [17] | 16 h 47 m 02.97 s | −45 ° 50 ′ 19,5 ″ | Supergigante azul | ||||
W6a [8] | 16 h 47 m 04.0 s | −45 ° 50 ′ 21,0 ″ | Supergigante azul | ||||
W7 [8] | 16 h 46 m 03.62 s | −45 ° 50 ′ 14,2 ″ | Hipergigante azul | ||||
W8a [8] | 16 h 47 m 04.79 s | −45 ° 50 ′ 24,9 ″ | Hipergigante amarillo | ||||
W8b [17] | 16 h 47 m 04.95 s | −45 ° 50 ′ 26,7 ″ | Supergigante azul | B1-5Ia | |||
W9 [8] | 16 h 47 m 04.14 s | −45 ° 50 ′ 31,1 ″ | B [e] estrella | sgB [e] | |||
W12a [8] | 16 h 47 m 02.21 s | −45 ° 50 ′ 58.8 ″ | Hipergigante amarillo | ||||
W13 [18] [15] | 16 h 47 m 06.45 s | −45 ° 50 ′ 26,0 ″ | Eclipsando binario | B0.5 Ia + , OB | |||
W16a [8] | 16 h 47 m 06.61 s | −45 ° 50 ′ 42,1 ″ | Hipergigante amarillo | ||||
W20 [8] | 16 h 47 m 04.70 s | −45 ° 51 ′ 23,8 ″ | Supergigante roja | 126.000 [19] | 3.500 [19] | 965 [19] | |
W26 [8] | 16 h 47 m 05.40 s | −45 ° 50 ′ 36,5 ″ | Supergigante roja | M2-6Ia [20] | 380.000 [21] - 1.100.000 [19] | 3.600 [22] - 3.700 [19] | 1,530 [21] -2,550 [19] , 1,165-1,221 [23] |
W32 [8] | 16 h 47 m 03.67 s | −45 ° 50 ′ 43,5 ″ | Hipergigante amarillo | ||||
W33 [8] | 16 h 47 m 04.12 s | −45 ° 50 ′ 48,3 ″ | Hipergigante azul | ||||
W75 [24] | 16 h 47 m 08.93 s | −45 ° 49 ′ 58,4 ″ | Supergigante roja | 68.000 [19] | 3.600 [19] | 668 [19] | |
W237 [8] | 16 h 47 m 03.09 s | −45 ° 52 ′ 18,8 ″ | Supergigante roja | 234.000 [19] | 3.600 [19] | 1.245 [19] | |
W243 [8] | 16 h 47 m 07.55 s | −45 ° 52 ′ 28,5 ″ | Variable azul luminosa | LBV | |||
W265 [8] | 16 h 47 m 06.26 s | −45 ° 49 ′ 23,7 ″ | Hipergigante amarillo | ||||
WR 77a [25] | 16 h 46 m 55,4 s | −45 ° 51 ′ 34 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6-7 | |||
WR 77aa [26] | 16 h 46 m 46,3 s | −45 ° 47 ′ 58 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC9d | |||
WR 77b [25] | 16 h 46 m 59,9 s | −45 ° 55 ′ 26 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC8 | |||
WR 77c [25] | 16 h 47 m 00.89 s | −45 ° 51 ′ 20,9 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WNL | |||
WR 77d, W57c [25] | 16 h 47 m 01.5 s | −45 ° 51 ′ 45 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN8 | |||
WR 77e [25] | 16 h 47 m 01.67 s | −45 ° 51 ′ 19,9 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6-8 | |||
WR 77f, W5 [25] | 16 h 47 m 02.97 s | −45 ° 50 ′ 19,5 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WNVL | |||
WR 77g [25] | 16 h 47 m 03.1 s | −45 ° 50 ′ 43 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC7 | |||
WR 77h, W66 [25] | 16 h 47 m 04.0 s | −45 ° 51 ′ 37,5 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC9 | |||
WR 77i [25] | 16 h 47 m 04.02 s | −45 ° 51 ′ 25,2 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6-8 | |||
WR 77j, W44 [25] | 16 h 47 m 04.20 s | −45 ° 51 ′ 07,0 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN9 | |||
WR 77k [25] | 16 h 47 m 04.1 s | −45 ° 51 ′ 20,0 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC9 | |||
WR 77l [25] | 16 h 47 m 04.40 s | −45 ° 51 ′ 03,8 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC8.5 | |||
WR 77m, W239 [25] | 16 h 47 m 05.21 s | −45 ° 52 ′ 25,0 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC9 | |||
WR 77n [25] | 16 h 47 m 05.35 s | −45 ° 51 ′ 05,0 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN8 (incierto) | |||
WR 77o, W14c [25] | 16 h 47 m 06.0 s | −45 ° 15 ′ 22 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN7o [27] | |||
WR 77p, W241 [25] | 16 h 47 m 06.06 s | −45 ° 52 ′ 08,3 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WC9 | |||
WR 77q [25] | 16 h 47 m 06.24 s | −45 ° 51 ′ 26,5 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6-8 | |||
WR 77r [25] | 16 h 47 m 07.6 s | −45 ° 52 ′ 36 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6 | |||
WR 77, W72 [25] | 16 h 47 m 08.32 s | −45 ° 50 ′ 45,5 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6o [11] | |||
WR 77sa [11] | 16 h 47 m 07.58 s | −45 ° 49 ′ 22,2 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6h | |||
WR 77sb [11] | 16 h 47 m 07.66 s | −45 ° 52 ′ 35,9 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN6o | |||
WR 77sc, W72 [11] | 16 h 47 m 08.32 s | −45 ° 50 ′ 45,5 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN7b | |||
WR 77sd [11] | 16 h 47 min 14,1 s | −45 ° 48 ′ 32 ″ | Estrella Wolf – Rayet | WN4-5 | |||
CXOU J164710.2-455216 [28] | 16 h 47 m 10.18 s | −45 ° 52 ′ 16.7 ″ | púlsar de rayos X anómalo |
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enlaces externos
- "Cl Westerlund 1" . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg .
- Impresión artística de un magnetar Los satélites de rayos X capturan a un magnetar en un gigantesco 'hipo' estelar , sitio web de la ESA , 2007
- Imagen de Westerlund 1
- Estrella de neutrones encontrada donde se esperaba un agujero negro