좌표:Sky map 16hm 4705.40s, -45° 50' 36.76º

웨스터룬드 1 W26

Westerlund 1 W26
웨스터룬드 1 W26
Surprise Cloud Around Vast Star-inset.png
W26과 관련 이온화된 수소 구름을 보여주는 삽입물이 있는 웨스터룬드 1
신용: ESO
관측 데이터
에포크 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 아라
적경 16h 47m 05.403s[1]
적위 -45° 50' 36.76°[1]
겉보기 등급(V) 17.194[2]
특성.
스펙트럼형 M0.5-M6[3](M2-M6Ia[4])
겉보기 등급(B) 22.1[5]
겉보기 등급(J) 4.31[1]
겉보기 등급(H) 1.35[1]
겉보기 등급(K) 1.9[6]
B-V 색지수 +4.906[2][5]
측성학
반지름 속도(Rv)-49.42km/s
고유운동(μ) RA: -1.841mas[7]/년
Dec.: -3.909mas[7]/년
시차(ppm)0.0534 ± 0.0917 mas[7]
거리14,200리
(4,350[3]pc)
세부 사항
반지름1,145–1,240[3] R☉
광도276,000±10,000[3] L☉
온도3,782±14[3] K
나이7.9[3] Myr
기타 명칭
웨스터런드 1 W26, 2MASS J16470540-4550367, 웨스터런드 1 BKS AS, 웨스터런드 1 BKS A, 가이아 EDR 35940106041452150272
데이터베이스 참조
SIMBAD데이터.

웨스터룬드 1 W26(Westerlund 1 W26) 또는 웨스터룬드 1 BKS AS는 웨스터룬드 1 초거성단의 외곽에 위치한 적색 초거성입니다.이 별은 지금까지 발견된 별들 중 가장 크고 가장 밝은 초거성으로, 반지름은 태양 반지름의 천 배 이상이며 광도는 태양 광도의 20만 배 이상입니다.만약 태양계의 중심에 놓여진다면, 그것의 광구는 목성의 궤도를 집어삼킬 것입니다.

디스커버리

2MASS에서 온 1번 웨스터룬드 적외선

웨스터룬드 1은 1961년 벵트 웨스터룬드가 하늘 회피대에서 적외선 조사를 하던 중 발견했으며 "아라에 있는 심하게 붉은 성단"으로 묘사되었습니다.구성 별의 스펙트럼 유형은 잠정적으로 [8][9]M형으로 간주된 가장 밝은 별을 제외하고는 당시에 결정할 수 없었습니다.

1969년, 보그만, 코르니프, 그리고 슬링거랜드는 이 성단의 광도 측정을 수행했고 그들이 측정한 별에 문자를 할당했습니다.강력한 전파원으로 확인된 이 별에는 "A"[10]라는 문자가 주어졌습니다.이로 인해 당시 성단은 웨스터룬드 1로 알려지지 않았지만 심바드가 사용한 것처럼 웨스터룬드-1 BKS A로 명명되었습니다.그 당시 그것은 Ara A라고 불렸고, Ara C라고 불리는 또 다른 강력한 전파원이 성단에 있었습니다.라디오 스펙트럼에서 밝기 때문에 희귀한 "라디오 스타" 중 하나입니다.웨스터룬드는 1987년에 발표된 웨스터룬드 1로 [9]아직 알려지지 않은 성단의 분광학적 관측을 통해 26번과 M2I 분광형을 부여했습니다.웨스터룬드는 또한 도라도 별자리의 대마젤란운에서 발견된 또 다른 주목할 만한 적색 초거성 WOH G64를 발견했습니다.

현대의 용어는 1998년 Ara A를 별 26, Ara C를 [11]별 9로 설명하는 논문과 함께 웨스터룬드 1(Wd1)로 언급된 성단에서 비롯되었습니다.

물리적 특성

W26은 웨스터룬드 1 성단의 다른 3개 RSG와 비교됩니다.

W26은 빛나고 차가운 초거성으로 분류됩니다.헤르츠스프룽-러셀 도표의 오른쪽 상단 모서리를 차지합니다.차가운 온도는 적외선 스펙트럼에서 에너지의 상당 부분을 방출한다는 것을 의미합니다.그것은 또한 대기 물질의 거대한 질량 손실을 보여주며, 그것이 더 뜨거운 초거성으로 진화할 수도 있음을 시사합니다.W26은 여러 기간 동안 스펙트럼 등급(따라서 온도)을 변화시키는 것으로 관찰되었지만 [12]광도에는 변화가 없습니다.

이 별은 성간 [2]먼지로 인해 약 13 등급의 소멸로 가시광선 파장에서 거의 가려지기 때문에 적외선에서 전파 파장까지 광범위하게 연구되어 연구가 더 쉬워졌습니다.분광형은 이 별이 높은 광도를 가진 적색 별임을 나타냅니다.W26의 볼로메트릭 광도는 K-밴드 적외선 밝기에서 M2와 M5 사이의 분광형에 따라 태양의 380,L☉000배 또는 320,000배로 계산되었습니다.이러한 광도는 스펙트럼 유형 M2와 M5에 대해 각각 [13][12]3,660 또는 3,450 K의 가정된 유효 온도에 기초하여 태양 반경()R☉[12]의 1,530 또는 1,580배를 의미합니다.이러한 매개 변수는 W26을 가장 밝은 적색 초거성 중 하나로 만들며 또 다른 주목할 만한 적색 초거성 VY 카니스 [12]마요르티스로 추정되는 것과 유사합니다.

스펙트럼 에너지 분포를 맞추고 DUSTY 모델을 사용하여 스펙트럼을 기반으로 광도와 온도를 초기에 계산한 결과 약 1,100,000의 광도가 훨씬 더 높았습니다.L☉적색 초거성의 경우 예상보다 상당히 더 밝습니다.이 모델은 또한 반경 2,519에 해당하는 3,700 K의 광구 온도를 제공했습니다.R태양보다 160억 배나 큰 부피에 ☉해당합니다.[14][a]

주변 환경

2013년 10월, 유럽 남방 천문대의 초대형 탐사 망원경(VST)을 사용하는 천문학자들은 W26이 이온화된 수소의 빛나는 구름으로 둘러싸여 있다는 것을 발견했습니다.이는 적색 초거성 주위에서 광학 방출선을 통해 발견된 최초의 이온화 성운이며,[15][16] 1982년 NML Cyg 주변에서 이온화된 성운이 발견된 이후입니다.성운은 [citation needed]별에서 1.30 파섹 떨어져 있습니다.웨스터룬드 1 W20과 W26의 성운은 성단 중심부에서 바깥쪽으로 확장되어 있고 안쪽 방향으로 가장 밝아서 바깥쪽 성단 [17]바람을 나타냅니다.W26의 질량은 403×10으로−3 측정되었으며, W26의 질량은 403×10입니다. M± 94×10의−3 ☉불확실성으로 M☉.[18]

참고 항목

메모들

  1. ^ 공칭 태양 유효 온도가 5,772 K인 Stefan-Boltzmann 법칙 (/ 3 )∗ R {\ {(5,772

레퍼런스

  1. ^ a b c d Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
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  4. ^ Clark, J. S.; Ritchie, B. W.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Damineli, A.; Jablonski, F. J.; Langer, N. (2011). "A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1" (PDF). Astronomy & Astrophysics. 531: A28. arXiv:1105.0776. Bibcode:2011A&A...531A..28C. doi:10.1051/0004-6361/201116990. S2CID 119299122.
  5. ^ a b Clark, J. S.; Negueruela, I.; Crowther, P. A.; Goodwin, S. P. (2005). "On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1". Astronomy and Astrophysics. 434 (3): 949. arXiv:astro-ph/0504342. Bibcode:2005A&A...434..949C. doi:10.1051/0004-6361:20042413. S2CID 119042919.
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  17. ^ Andrews, H.; Fenech, D.; Prinja, R. K.; Clark, J. S.; Hindson, L. (2018), "Asymmetric ejecta of cool supergiants and hypergiants in the massive cluster Westerlund 1", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 477: L55–L59, arXiv:1803.07008, Bibcode:2018MNRAS.477L..55A, doi:10.1093/mnrasl/sly046
  18. ^ Andrews, H (June 2018). "Asymmetric ejecta of cool supergiants and hypergiants in the massive cluster Westerlund 1". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 477 (1): L55–L59. arXiv:1803.07008. Bibcode:2018MNRAS.477L..55A. doi:10.1093/mnrasl/sly046.

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