Арки (скупчення)
| розсіяне | Зоряні скупчення |
|---|---|
 Зображення було отримано системою адаптивної оптики NACO VLT ESO Зображення було отримано системою адаптивної оптики NACO VLT ESO | |
| Історія дослідження | |
| Відкривач | |
| Дата відкриття | |
| Позначення | |
| Дані спостережень (Епоха J2000) | |
| Клас | |
| Пряме піднесення | 17г 45х 50.5с |
| Схилення | –28° 49′ 28″ |
| Відстань | 25 000 св. років 8 500 пк |
| Видима зоряна величина (V) |
|
| Видимі розміри (V) | |
| Сузір'я | Стрілець |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | |
| Радіус | |
| VHB | |
| Абсолютна зоряна величина (V) |
|
| Приблизний вік | 2,5 млн років |
| Інші властивості | оптично затемнене |
Зоряне скупчення Арки — це найбільш щільне з відомих зоряних скупчень у Чумацькому Шляху, розташоване за ~100 світлових років від його центру, у сузір'ї Стрільця, у 25 000 світлових роках від Землі.
Через надзвичайно сильне оптичне міжзоряне поглинання пилом у цьому регіоні, скупчення Арки у видимому світлі затемнене, але спостерігається на рентгенівських, інфрачервоних та радіо-хвилях. Скупчення складається з приблизно 135 молодих, дуже гарячих зір, діаметри та маси яких значно перевищують сонячні, а також з багатьох тисяч менш масивних зір[1].
Вік цього скупчення оцінюється у 2,5 млн років[1], тому воно вважається дещо молодшим від розташованого неподалік скупчення П'ять близнят, хоча є більшим та щільнішим від останнього. Найбільш розвинені зорі скупчення Арки ледве-ледве полишають головну послідовність, а скупчення П'ять близнят вже має певну кількість гарячих надгігантів, червоний надгігант та три яскраві блакитні змінні.
Згідно з Дональдом Фігером (англ. Donald Figer), астрономом Рочерстерського технологічного інституту (США), 150 мас Сонця (M☉) є верхнім лімітом зоряної маси для поточного віку Всесвіту — він використав телескоп Габбл для спостереження за ~1000 зір у скупченні Арки та не побачив жодної зорі вище цієї маси[2] Однак пізніші дослідження показали, що розрахункові маси зір дуже чутливі до законів поглинання, використаних при їх розрахунку, і в залежності від використаного закону верхня межа ліміту мас може відрізнятися до 30%[3] (тобто може бути знижена зі 150 M☉ до ~100 M☉).
За результатами спостереження за скупченням у 2002–2006 роках астрономи побачили, що воно змістилось на сім мільйонних градуса, що вказує на швидкість руху скупчення понад 200 км/c.[4]
| Зоря (B=Blum,[5] F=Figer[6]) | Спектральний тип[7] | Зоряна величина[7] (болометрична) | Температура[7] (ефективна, K) | Маса[8] (мас Сонця) | Радіус (радіусів Сонця) |
|---|---|---|---|---|---|
| B1 | WN8-9h | −10,1 | 31 700 | 50 — 60 | 32 |
| F1 | WN8-9h | −11,0 | 33 200 | 101 — 119 | 43 |
| F2 | WN8-9h | −10,2 | 33 500 | 42 — 49 | 30 |
| F3 | WN8-9h | −10,5 | 29 600 | 52 — 63 | 43 |
| F4 | WN7-8h | −11,0 | 36 800 | 66 — 76 | 35 |
| F5 | WN8-9h | −10,1 | 32 100 | 31 — 36 | 31 |
| F6 | WN8-9h | −11,1 | 33 900 | 101 — 119 | 44 |
| F7 | WN8-9h | −11,0 | 32,900 | 86 — 102 | 44 |
| F8 | WN8-9h | −10,5 | 32 900 | 43 — 51 | 35 |
| F9 | WN8-9h | −11,1 | 36 600 | 111 — 131 | 38 |
| F10 | O4-6If+ | −10,1 | 32 200 | 55 — 69 | 24 |
| F12 | WN7-8h | −10,8 | 36 900 | 70 — 82 | 31 |
| F14 | WN8-9h | −10,2 | 34 500 | 54 — 65 | 28 |
| F15 | O4-6If+ | −10.6 | 35,600 | 80 — 97 | 32 |
| F16 | WN8-9h | −10,0 | 32 200 | 46 — 56 | 29 |
| F18 | O4-6I | −10,4 | 36 900 | 67 — 82 | 26 |
| F20 | O4-6I | −10,0 | 38 200 | 47 — 57 | 21 |
| F21 | O4-6I | −10,1 | 35 500 | 56 — 70 | 25 |
| F28 | O4-6I | −10,1 | 39 600 | 57 — 72 | 23 |
- ↑ а б Espinoza, P.; Selman3, F. J.; Melnick, J. (July 2009). The massive star initial mass function of the Arches cluster. Astronomy and Astrophysics. 504 (2): 563—583. arXiv:0903.2222. Bibcode:2009A&A...501..563E. doi:10.1051/0004-6361/20078597.
{{cite journal}}:|access-date=вимагає|url=(довідка) - ↑ Figer, Donald F. (2005). An upper limit to the masses of stars. Nature. 434 (7030): 192—194. arXiv:astro-ph/0503193. Bibcode:2005Natur.434..192F. doi:10.1038/nature03293. ISSN 0028-0836.
- ↑ Habibi, M.; Stolte, A.; Brandner, W.; Hußmann, B.; Motohara, K. (August 2013). The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function. Astronomy and Astrophysics. 556 (A26). arXiv:1212.3355. Bibcode:2013A&A...556A..26H. doi:10.1051/0004-6361/201220556.
{{cite journal}}:|access-date=вимагає|url=(довідка) - ↑ Про швидкість на сайті VLT. [Архівовано 6 липня 2008 у Wayback Machine.] (англ.)
- ↑ Blum, R. D.; Schaerer, D.; Pasquali, A.; Heydari-Malayeri, M.; Conti, P. S.; Schmutz, W. (2001). 2 Micron Narrowband Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster. The Astronomical Journal. 122 (4): 1875. arXiv:astro-ph/0106496. Bibcode:2001AJ....122.1875B. doi:10.1086/323096.
- ↑ Figer, D. F.; Najarro, F.; Gilmore, D.; Morris, M.; Kim, S. S.; Serabyn, E.; McLean, I. S.; Gilbert, A. M.; Graham, J. R.; Larkin, J. E.; Levenson, N. A.; Teplitz, H. I. (2002). Massive Stars in the Arches Cluster. The Astrophysical Journal. 581: 258. arXiv:astro-ph/0208145. Bibcode:2002ApJ...581..258F. doi:10.1086/344154.
- ↑ а б в Martins, F.; Hillier, D. J.; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). The most massive stars in the Arches cluster. Astronomy and Astrophysics. 478: 219. arXiv:0711.0657. Bibcode:2008A&A...478..219M. doi:10.1051/0004-6361:20078469.
- ↑ Gräfener, G.; Vink, J. S.; de Koter, A.; Langer, N. (2011). The Eddington factor as the key to understand the winds of the most massive stars. Astronomy & Astrophysics. 535: A56. arXiv:1106.5361. Bibcode:2011A&A...535A..56G. doi:10.1051/0004-6361/201116701. ISSN 0004-6361.
- Фото скупчення Арки на сайті ESO [Архівовано 30 червня 2012 у Wayback Machine.]
- http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/30/text/ [Архівовано 20 листопада 2005 у Wayback Machine.]
- http://chandra.harvard.edu/photo/2001/arches/ [Архівовано 1 вересня 2006 у Wayback Machine.]
- http://www.spaceimages.com/arstarclus.html [Архівовано 6 лютого 2012 у Wayback Machine.]