HD 97950
| HD 97950 | |
|---|---|
| asociación estrella | |
| Historia de la investigación | |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| ascensión recta | 11 h 15 min 7,35 s [1] |
| declinación | −61° 15′ 38,52″ [1] |
| Distancia | 25 mil St. años (7,6 kpc ) [2] |
| Magnitud aparente ( V ) | 9.03 [3] |
| Dimensiones visibles | 120" [4] |
| Constelación | Quilla |
| características físicas | |
| Clase | WR [5] |
| Peso | 1.9⋅10 4 METRO ☉ [4] |
| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | HD 97950 |
| Códigos en catálogos | |
| HD 97950, NGC 3603 YC, CD -60°3452, CPD -60° 2732, HIP 54948, MR 38, WR 43 | |
| ¿ Información en Wikidata ? | |
HD 97950 es un sistema estelar múltiple que forma parte del supercúmulo estelar en la región HII NGC 3603 . Es una estrella múltiple masiva en el centro de uno de los cúmulos más densos de la Galaxia .
Solo seis estrellas en el núcleo del cúmulo, etiquetadas de la A a la F, generalmente se asignan a HD 97950, las estrellas restantes se etiquetan como estrellas del cúmulo. El propio cúmulo circundante se conoce como el cúmulo HD 97950 o como el cúmulo joven NGC 3603 (NGC 3603YC, del inglés NGC 3603 young cluster ). No hay otros grupos notables de estrellas en NGC 3603.
Objetos del sistema estelar
Los componentes principales se denominan A1 , A2, A3, B y C ; entre estas estrellas, A1 y C son binarias espectroscópicas. A1a, A1b, B y C son estrellas WN6h Wolf-Rayet y se encuentran entre las estrellas más masivas y poderosas conocidas. [6]
El cúmulo incluye varias decenas de estrellas de tipo espectral O (O3 y O4), en su mayoría pertenecientes a la secuencia principal . El cúmulo contiene varias estrellas gigantes y supergigantes, incluyendo Sher 25 ( supergigante brillante de tipo espectral B), Sher 18 (supergigante de tipo espectral O3.5), Sher 23 ( supergigante rica en carbono de tipo espectral O9.7).
Se identificaron más de 7.500 estrellas en el cúmulo, la más masiva de las cuales excedía la masa del Sol en 100 veces, la menos masiva tenía una masa menor que la del sol . Las estrellas cuya masa no supera los 4 M aún no han pasado en su evolución a la etapa de secuencia principal. [7]
| [9] | [ocho] | Otras designaciones | Clase espectral [7] | m V [2] | MV [ 8] | Temperatura ( K ) [2] [10] | Luminosidad ( L ) [2] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| A1a [6] | treinta | 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 | |||
| segundo [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] | Dieciocho | WR43c | WN6h | 11.89 | −7,3 | 44 000 | 2,200,000 |
| D | 49 | O4V | 12.64 [8] | −6,3 | 44 000 | ||
| cincuenta | 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 | ||
| mi | 19 | O5.5III(f) | 12.83 [8] | −6,1 | 41 000 | ||
| F | 39 | O5V | 11.86 [8] | −6,1 | 41 000 | ||
| dieciséis | O3V | 13.53 | −5,4 | 46 500 | 711 000 | ||
| 43 | O4V | 13.87 [8] | −5,0 | 44 000 | |||
| catorce | 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 | |||
| GRAMO | 61 | O5V | 12.74 [8] | −6,0 | 41 000 | ||
| 51 | O4V(h) | 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 | |||
| una | 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 | ella 18 | O3.5Si [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 | |||
| veinte | 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 | ||||
| diez | O4V | 14.17 | −5.1 [2] | 44 000 | 258 000 | ||
| MTT 58 [12] | O2Si*/WN6 | 14.76 | −5,7 | 855 000 | |||
| WR42e [13] | O2Si*/WN6 | 14.53 | −6,3 | 3,200,000 |
En cuanto al número de estrellas de tipo espectral WNh y O temprano, este cúmulo supera a otros cúmulos de la Galaxia. Los cúmulos Arches y Quintuplet contienen alrededor de 20 estrellas masivas jóvenes cada uno y probablemente tengan una masa comparable a la de HD 97950, pero no contienen estrellas del tipo espectral O3 o WN6. Los cúmulos ricos en supergigantes rojas , como Westerlund 1 , son demasiado viejos para contener estrellas tan jóvenes. El cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes contiene estrellas más masivas que HD 97950 y más estrellas de tipo O, y todo el cúmulo R136 puede ser más masivo que HD 97950. [14]
Se supone que la estrella WR 42e , ubicada a una distancia de 2,6 minutos de arco del centro del cúmulo, y la estrella J1117-6120 de tipo espectral O6V, a un cuarto de grado de distancia de WR 42e, fueron expulsadas del cúmulo. como resultado de la interacción de tres objetos. Dos de las tres estrellas se han fusionado en una estrella masiva y brillante, WR 42e. [quince]
Misa
El cúmulo HD 97950 tiene una masa fotométrica total de aproximadamente 10 000–16 000 M [7] y una masa dinámica de aproximadamente 19 000 M . [4] Las estrellas constituyentes del cúmulo muestran signos de segregación de masa dinámica , y las estrellas más masivas se encuentran más cerca del centro del cúmulo. [4] El centro del cúmulo tiene una densidad de alrededor de 60 000 M /pc 3 , diez veces la densidad del centro de la Nebulosa de Orión y comparable a la del centro de R136 . [7]
Edad
Al ajustar la secuencia principal del modelo y la etapa previa a la secuencia principal , se obtuvo una estimación de edad de 1 Ma o menos. No hay un punto de inflexión en el diagrama de Hertzsprung-Russell para el cúmulo, pero la posición de las estrellas más masivas se describe mejor con la isócrona de 2,5 millones de años, pero sigue siendo coherente con la edad total del cúmulo de alrededor de 1 millón de años. [7] Varias estrellas, como Sher 25, muestran edades más antiguas, lo que lleva a especular sobre la formación estelar en curso o un estallido anterior de formación estelar. [2] En otros estudios, la edad del cúmulo se estimó en 2 millones de años, pero la presencia de las estrellas más masivas y brillantes impone un límite superior a la edad de 2,5 millones de años. [dieciséis]
HD 97950 es uno de los cúmulos más jóvenes de la galaxia. La edad del grupo Ark se estima en 2,5 Ma; los cúmulos que contienen supergigantes rojas son más antiguos. La edad del cúmulo R136 se estima en 2 millones de años. El cúmulo Trumpler 14 en la Nebulosa Carina tiene entre 300 000 y 500 000 años, pero es menos masivo. [catorce]
Notas
- ↑ 1 2 Zacharias, N.; Urbano, SE; Zacharias, MI; Wycoff, G. L.; Hall, DM; Germain, ME; Holdenried, Urgencias; Winter, L. El segundo catálogo de astrógrafos CCD del Observatorio Naval de EE. UU. (UCAC2) (inglés) // CDS/ADC Colección de catálogos electrónicos: revista. - 2003. - vol. 1289 . - .
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Nicholas W. Melena; Massey, Felipe; Morell, Nidia I.; Zangari, Amanda M. El contenido estelar masivo de NGC 3603 // The Astronomical Journal . - Ediciones IOP , 2008. - Vol. 135 , núm. 3 . - Pág. 878-891 . -doi : 10.1088 / 0004-6256/135/3/878 . - . - arXiv : 0712.2621 .
- ↑ JR Ducati. Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson (inglés) // CDS/ADC Colección de catálogos electrónicos: revista. - 2002. - vol. 2237 . - .
- ↑ 1 2 3 4 Xiaoying Pang; Grebel, Eva K.; Allison, Richard J.; Goodwin, Simón P.; Altmann, Martín; Harbeck, Daniel; Moffat, Anthony FJ; Driessen, Laurent. Sobre el origen de la segregación masiva en NGC 3603 // The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2013. - Vol. 764 . — Pág. 73 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/764/1/73 . — . -arXiv : 1212.4566 . _
- ↑ Stephenson CB, Sanduleak N. Estrellas luminosas en la Vía Láctea del Sur - 1971. - Vol. 1. - P. 1.
- ↑ 1 2 3 4 5 Crowther, Pensilvania; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, RJ; Goodwin, SP; Kassim, HA El cúmulo estelar R136 alberga varias estrellas cuyas masas individuales superan con creces el límite de masa estelar aceptado de 150 M ⊙ // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society : revista . - Prensa de la Universidad de Oxford , 2010. - Vol. 408 , núm. 2 . - Pág. 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. La función de masa inicial de la región de formación estelar masiva NGC 3603 a partir de observaciones de óptica adaptativa en el infrarrojo cercano // The Astrophysical Journal : journal. - Ediciones IOP , 2008. - Vol. 675 , núm. 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 FJ Moffat; Drissen, Laurent; Shara, Michael M. NGC 3603 y sus estrellas Wolf-Rayet: clon galáctico de R136 en el núcleo de 30 Doradus, pero sin el halo de cúmulo masivo que lo rodea // The Astrophysical Journal : revista. - Ediciones IOP , 1994. - Vol. 436 . — Pág. 183 . -doi : 10.1086/ 174891 . - .
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