HD 97950
| HD 97950 | |
|---|---|
| звёздная ассоциация | |
 | |
| История исследования | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 11ч 15м 7,35с[1] |
| Склонение | −61° 15′ 38,52″[1] |
| Расстояние | 25 тыс. св. лет (7,6 кпк)[2] |
| Видимая звёздная величина (V) | 9.03[3] |
| Видимые размеры | 120"[4] |
| Созвездие | Киль |
| Физические характеристики | |
| Класс | WR[5] |
| Масса | 1,9⋅104 М☉ [4] |
| Информация в базах данных | |
| SIMBAD | HD 97950 |
| Коды в каталогах | |
| HD 97950, NGC 3603YC, CD-60°3452, CPD-60° 2732, HIP 54948, MR 38, WR 43 | |
 Информация в Викиданных ? | |
HD 97950 — кратная звёздная система, являющаяся частью звёздного сверхскопления в области HII NGC 3603. Представляет собой массивную кратную звезду в центре одного из самых плотных скоплений Галактики.
Только шесть звёзд в ядре скопления, имеющих обозначение от A до F, обычно относят к HD 97950, остальные звёзды обозначают носят обозначение звёзд скопления. Само окружающее скопление обозначают как скопление HD 97950 или как молодое скопление NGC 3603 (NGC 3603YC, от англ. NGC 3603 young cluster). Других заметных групп звёзд в NGC 3603 нет.
Объекты звёздной системы[править | править код]
Главные компоненты имеют обозначения A1, A2, A3, B и C, среди данных звёзд A1 и C являются спектрально-двойными. A1a, A1b, B и C являются звёздами Вольфа-Райе спектрального класса WN6h и входят в число наиболее массивных и мощных известных звёзд.[6]
В скопление входит несколько десятков звёзд спектрального класса O (O3 и O4), в основном принадлежащих главной последовательности. Скопление содержит несколько звёзд-гигантов и сверхгигантов, включая Sher 25 (яркий сверхгигант спектрального класа B), Sher 18 (сверхгигант спектрального класса O3.5), Sher 23 (богатый углеродом сверхгигант спектрального класса O9.7).
В скоплении было идентифицировано более 7500 звёзд, наиболее массивные из которых превышали по массе Солнце в 100 раз, наименее массивные имели массу меньше солнечной. Звёзды, чья масса не превосходит 4 M, ещё не перешли в своей эволюции на стадию главной последовательности.[7]
| [9] | [8] | Другие обозначения | Спектральный класс[7] | mV[2] | MV[8] | Температура (K)[2][10] | Светимость (L)[2] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| A1a[6] | 30 | WR 43a | WN6h | 11,18 | −7,8 | 42 000 | 2 500 000 |
| A1b[6] | WN6h | 40 000 | 1 500 000 | ||||
| A2 | 31 | O3V | 12,53 | −6,9 | 46 500 | ||
| A3 | 26 | O3III | 13,09 | −6,4 | 46 500 | ||
| 29 | O4V | 13,68[8] | −5,2 | 44 000 | |||
| 27 | O4V | 13,07[8] | −5,8 | 44 000 | |||
| 25 | O4V | 13,01[8] | −5,9 | 44 000 | |||
| B[6] | 23 | WR 43b | WN6h | 11,33 | −7,9 | 42 000 | 2 900 000 |
| 40 | O3V | 13,33 | −5,7 | 46 500 | 780 000 | ||
| 33 | O5V+OB?[2] | 13,69 | −5,8 | ||||
| 41 | O4V | 14,24 | −5,1 | 44 000 | 236 000 | ||
| 42 | O3III | 12,99 | −6,1 | 46 500 | 1 030 000 | ||
| 37 | O6.5V+? | 14,16 | −5,0 | ||||
| C[6] | 18 | WR 43c | WN6h | 11,89 | −7,3 | 44 000 | 2 200 000 |
| D | 49 | O4V | 12,64[8] | −6,3 | 44 000 | ||
| 50 | O5V | 12,74[8] | −6,2 | 41 000 | |||
| 52 | O4V | 13,68[8] | −5,2 | 44 000 | |||
| 38 | O3V | 13,21 | −5,9 | 46 500 | 540 000 | ||
| E | 19 | O5.5III(f) | 12,83[8] | −6,1 | 41 000 | ||
| F | 39 | O5V | 11,86[8] | −6,1 | 41 000 | ||
| 16 | O3V | 13,53 | −5,4 | 46 500 | 711 000 | ||
| 43 | O4V | 13,87[8] | −5,0 | 44 000 | |||
| 14 | O4V | 13,88[8] | −5,0 | 44 000 | |||
| 59 | O4V | 13,65[8] | −5,3 | 44 000 | |||
| 60 | O4V | 13,60[8] | −5,3 | 44 000 | |||
| 62 | O4V | 13,09 | −5,6 | 44 000 | |||
| 58 | O5.5V | 13,09 | −5,1 | 39 500 | |||
| G | 61 | O5V | 12,74[8] | −6,0 | 41 000 | ||
| 51 | O4V(f) | 13,33[8] | −5,6 | 44 000 | |||
| 9 | O4V | 13,71 | −5,2 | 44 000 | |||
| 7 | O4V | 13,58[11] | −5,4 | 44 000 | |||
| 22 | O5III(f) | 13,23[11] | −5,8 | 41 000 | |||
| 1 | Sher 23 | OC9.7Ia[2] | 12,70 | −6,3 | 30 250 | 449 000 | |
| 2 | Sher 22 | O3III(f)[2] | 13,21 | −5,6 | 46 500 | 863 000 | |
| 5 | Sher 25 | B1Iab[2] | 12,23 | −6,5 | 22 000 | 649 000 | |
| 48 | Sher 18 | O3.5If[2] | 12,65 | −6,4 | 39 500 | 1 790 000 | |
| 24 | O4V[2] | 12,72 | −6,2 | 44 000 | |||
| MTT 25 | O3V[2] | 12,61[11] | −6,2 | 46 500 | |||
| 20 | O4V | 13,98[8] | 44 000 | ||||
| 17 | O4V | 14,10 | 44 000 | ||||
| 45 | O8V-III | 14,14 | −4,7[2] | 33 750 | 124 000 | ||
| 57 | O4V | 13,98[8] | 44 000 | ||||
| 10 | O4V | 14,17 | −5,1[2] | 44 000 | 258 000 | ||
| MTT 58[12] | O2If*/WN6 | 14,76 | −5,7 | 855 000 | |||
| WR 42e[13] | O2If*/WN6 | 14,53 | −6,3 | 3 200 000 |
По количеству звёзд спектральных классов WNh и раннего O данное скопление превосходит другие скопления Галактики. Скопления Арки и Квинтуплет содержат около 20 молодых массивных звёзд каждое и, вероятно, обладают массой, сравнимой с массой HD 97950, но не содержат звёзд спектрального класса O3 или WN6. Скопления, богатые красными сверхгигантами, такие как Westerlund 1, слишком старые для того, чтобы содержать такие молодые звёзды. Скопление R136 в Большом Магеллановом Облаке содержит более массивные звёзды, чем HD 97950, и большее количество звёзд спектрального класса O, причём всё скопление R136 может быть более массивным, чем HD 97950.[14]
Предполагается, что звезда WR 42e, расположенная на расстоянии 2,6 угловых минут от центра скопления, и звезда J1117−6120 спектрального класса O6V, удалённая от WR 42e на четверть градуса, были выброшены из скопления в результате взаимодействия трёх объектов. Две из трёх звёзд слились в одну массивную яркую звезду WR 42e.[15]
Масса[править | править код]
Скопление HD 97950 обладает полной фотометрической массой около 10 000 — 16 000 M[7] и динамической массой около 19 000 M.[4] Составляющие скопление звёзды показывают признаки динамической сегрегации масс: более массивные звёзды обнаруживаются ближе к центру скопления.[4] Центр скопления обладает плотностью около 60 000 M/пк3, что в десять раз превышает плотность в центре Туманности Ориона и сравнимо с плотностью в центре R136.[7]
Возраст[править | править код]
Посредством вписывания модельной главной последовательности и стадии до главной последовательности была получена оценка возраста 1 млн лет или менее. Точка поворота на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла для скопления не прослеживается, но положение наиболее массивных звёзд лучше описывается изохроной возраста 2,5 млн лет, но всё же согласуется с общим возрастом скопления около 1 млн лет.[7] Некоторое количество звёзд, как, например, Sher 25, показывает больший возраст, что привело к предположениям о продолжающемся звездообразовании или о более ранней вспышке звездобразования.[2] В рамках других исследований возраст скопления был оценен в 2 млн лет, но наличие наиболее массивных и ярких звёзд налагает ограничение сверху на возраст в 2,5 млн лет.[16]
HD 97950 является одним из самых молодых скоплений в Галактике. Возраст скопления в Арке оценивается в 2,5 млн лет; скопления, содержащие красные сверхгиганты, более старые. Возраст скопления R136 оценивается в 2 млн лет. Скопление Трюмплер 14 в Туманности Киля обладает возрастом 300 000—500 000 лет, но оно менее массивное.[14]
Примечания[править | править код]
- ↑ 1 2 Zacharias, N.; Urban, S. E.; Zacharias, M. I.; Wycoff, G. L.; Hall, D. M.; Germain, M. E.; Holdenried, E. R.; Winter, L. The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2) (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2003. — Vol. 1289. — .
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Nicholas W. Melena; Massey, Philip; Morrell, Nidia I.; Zangari, Amanda M. The Massive Star Content of NGC 3603 (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 135, no. 3. — P. 878—891. — doi:10.1088/0004-6256/135/3/878. — . — arXiv:0712.2621.
- ↑ J. R. Ducati. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) // CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues : journal. — 2002. — Vol. 2237. — .
- ↑ 1 2 3 4 Xiaoying Pang; Grebel, Eva K.; Allison, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Altmann, Martin; Harbeck, Daniel; Moffat, Anthony F. J.; Drissen, Laurent. On the Origin of Mass Segregation in NGC 3603 (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2013. — Vol. 764. — P. 73. — doi:10.1088/0004-637X/764/1/73. — . — arXiv:1212.4566.
- ↑ Stephenson C. B., Sanduleak N. Luminous stars in the Southern Milky Way — 1971. — Т. 1. — С. 1.
- ↑ 1 2 3 4 5 Crowther, P. A.; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, R. J.; Goodwin, S. P.; Kassim, H. A. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 408, no. 2. — P. 731—751. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. — . — arXiv:1007.3284.
- ↑ 1 2 3 4 5 Y. Harayama; Eisenhauer, F.; Martins, F. The Initial Mass Function of the Massive Star-forming Region NGC 3603 from Near-Infrared Adaptive Optics Observations (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 675, no. 2. — P. 1319—1342. — doi:10.1086/524650. — . — arXiv:0710.2882.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 Anthony F. J. Moffat; Drissen, Laurent; Shara, Michael M. NGC 3603 and its Wolf-Rayet stars: Galactic clone of R136 at the core of 30 Doradus, but without the massive surrounding cluster halo (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 436. — P. 183. — doi:10.1086/174891. — .
- ↑ W. H. Van Den Bos. Another nebulous multiple star // Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. — 1928. — Т. 4. — С. 261. — .
- ↑ Philip Massey; Puls, Joachim; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore. The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 627. — P. 477—519. — doi:10.1086/430417. — . — arXiv:astro-ph/0503464.
- ↑ 1 2 3 J. Melnick; Tapia, M.; Terlevich, R. The galactic giant H II region NGC 3603 (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1989. — Vol. 213. — P. 89. — .
- ↑ A. Roman-Lopes. An O2 If*/WN6 star caught in the act in a compact H II region in the starburst cluster NGC 3603 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2013. — Vol. 433. — P. 712—718. — doi:10.1093/mnras/stt762. — . — arXiv:1305.0851.
- ↑ A. Roman-Lopes. A Galactic O2 If*/WN6 star possibly ejected from its birthplace in NGC 3603 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters : journal. — 2012. — Vol. 427. — P. L65. — doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01346.x. — . — arXiv:1209.1598.
- ↑ 1 2 Simon F.; Portegies Zwart; McMillan, Stephen L. W.; Gieles, Mark. Young Massive Star Clusters (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Annual Reviews, 2010. — Vol. 48. — P. 431—493. — doi:10.1146/annurev-astro-081309-130834. — . — arXiv:1002.1961.
- ↑ Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. V.; Chené, A. -N.; Schnurr, O. Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters : journal. — 2012. — Vol. 430. — P. L20. — doi:10.1093/mnrasl/sls041. — . — arXiv:1211.5926.
- ↑ Natalia Kudryavtseva; Brandner, Wolfgang; Gennaro, Mario; Rochau, Boyke; Stolte, Andrea; Andersen, Morten; Da Rio, Nicola; Henning, Thomas; Tognelli, Emanuele; Hogg, David; Clark, Simon; Waters, Rens. Instantaneous Starburst of the Massive Clusters Westerlund 1 and NGC 3603 YC (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2012. — Vol. 750, no. 2. — P. L44. — doi:10.1088/2041-8205/750/2/L44. — . — arXiv:1204.5481.