| Westlund 1 | |
|---|---|
| racimo abierto | |
| Historia de la investigación | |
| abrelatas | Bengt Westerlund |
| fecha de apertura | 1961 |
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
|
| ascensión recta | 16 h 47 min 4,00 s [1] |
| declinación | −45° 51′ 4.90″ [1] |
| Distancia | Calle 12 100± 2000 años (3700±600 pc ) [2] |
| Constelación | Altar |
| características físicas | |
| Clase | Oh... [4] |
| Peso | 63.000 [3] |
| Radio | calle 3.26 años [3] |
| Años | 3,50 millones de años [3] |
| Información en bases de datos | |
| SIMBAD | Calle Westerlund 1 |
| Códigos en catálogos | |
| ESO 277-12 y C 1644-457 | |
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Westerlund 1 ( Cúmulo en el Altar , Cúmulo Ara , Wd1 ) es un supercúmulo estelar joven y compacto en la Vía Láctea , ubicado a una distancia de 3,5-5 kpc del Sol. Es uno de los cúmulos abiertos más masivos de la Galaxia [3] . Fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 [5] , pero permaneció inexplorado durante muchos años debido a la alta extinción interestelar en esta dirección. Quizás en el futuro Westerlund 1 se convierta en un cúmulo estelar globular [6] .
El cúmulo contiene una gran cantidad de estrellas raras masivas en etapa tardía, incluidas 6 hipergigantes amarillas , 4 supergigantes rojas (incluida Westerlund 1-26 , una de las estrellas más grandes conocidas ), 24 estrellas Wolf-Rayet , una variable azul brillante , muchos Gigantes OB y una supergigante inusual sgB[e], presumiblemente el resultado de una colisión de estrellas [7] . Las observaciones de rayos X han revelado la presencia del púlsar de rayos X anómalo CXOU J164710.2-455216 , una estrella de neutrones de rotación lenta probablemente formada a partir de una estrella progenitora masiva [8] . Se cree que el cúmulo Westerlund 1 se formó como resultado de un único estallido de formación estelar, lo que sugiere una edad y una composición química similares para todas las estrellas del cúmulo.
Las estrellas más brillantes de la secuencia principal O7-8V tienen magnitudes estelares aparentes en la banda V de alrededor de 20,5, por lo tanto, en la región visible del espectro, la radiación se observa principalmente de estrellas brillantes que han salido de la secuencia principal (magnitudes aparentes en la banda V 14,5-18, absoluto de −7 a −10) y estrellas menos brillantes de clases de luminosidad Ib y II (magnitudes en la banda V 18-20). Debido al enrojecimiento interestelar extremadamente alto , las observaciones en las bandas U y B son difíciles, y la mayoría de las observaciones se realizan en las bandas R e I en las partes roja e infrarroja del espectro. Las estrellas del cúmulo se nombran normalmente de acuerdo con la clasificación introducida por Westerlund [9] , aunque se utiliza un sistema de denominación diferente para las estrellas Wolf-Rayet [10] .
La radiación difusa del gas interestelar y la radiación de fuentes puntuales de masas grandes y pequeñas se han detectado en el rango de rayos X. El magnetar ubicado en el cúmulo es la fuente puntual de rayos X más brillante del cúmulo, junto con las potentes fuentes W9 (sgB[e]), W30a, WRA A y WR B. Se han asociado otras 50 fuentes puntuales de rayos X. con objetos brillantes en el rango óptico. En la banda de radio, la estrella sgB[e] W9 y las supergigantes rojas W20 y W26 son fuertes fuentes de radio; también se observan la mayoría de las hipergigantes frías, algunas supergigantes OB y estrellas Wolf-Rayet.
La edad de Westerlund 1 se estima en 4-5 Myr al comparar las propiedades de la población de estrellas evolucionadas con modelos de evolución estelar. La presencia de un número significativo tanto de estrellas Wolf-Rayet como de supergigantes rojas y amarillas en el cúmulo representa un límite de edad estricto para el cúmulo: los estudios teóricos predicen que las supergigantes rojas no pueden formarse antes de los 4 millones de años, hasta que las estrellas más masivas pasan a la roja. etapa supergigante, y el número de estrellas Wolf-Rayet disminuye bruscamente después de la edad de 5 millones de años. El intervalo de edad resultante es generalmente consistente con las observaciones infrarrojas que revelaron la presencia de estrellas O de la secuencia principal tardía, aunque las observaciones de estrellas de baja masa dieron una estimación de edad de 3,5 millones de años [1] .
Suponiendo que Westerlund 1 forme estrellas con la función de masa inicial habitual , entonces es probable que el cúmulo originalmente contenía un número significativo de estrellas muy masivas, como las estrellas observadas actualmente del cúmulo Arches . Las estimaciones modernas de la edad del cúmulo Westerlund 1 superan la vida útil de tales estrellas. Los modelos de evolución estelar muestran que el cúmulo debería contener entre 50 y 150 remanentes de supernovas , y la tasa de estallidos de supernovas en los últimos millones de años ha sido de aproximadamente un estallido cada 10 000 años. Sin embargo, por el momento, solo se conoce con certeza un remanente de una explosión de supernova: magnetar . La cuestión de la presencia de otros objetos compactos y binarios masivos de rayos X permanece abierta. Hay una serie de suposiciones, incluida la hipótesis de altas velocidades durante las explosiones de supernova que destruyen los sistemas binarios, la suposición de la formación de agujeros negros de masa estelar que acumulan materia lentamente (y, por lo tanto, difíciles de detectar).
Dado que las estrellas del cúmulo tienen aproximadamente la misma edad, composición química y distancia del Sol, el cúmulo puede servir como un buen entorno para estudiar la evolución de estrellas masivas.
Hay alguna evidencia de una alta proporción de estrellas binarias masivas en el cúmulo. Algunas binarias de gran masa se han descubierto directamente a partir de observaciones fotométricas ,[12]de velocidades radialesy mediante el estudio11][ y algunos tipos de estrellas Wolf-Rayet. En general, la proporción de estrellas binarias para la población de estrellas Wolf-Rayet alcanza el 70%, para supergigantes OB, más del 40% [12] .
Westerlund 1 está demasiado lejos para ser medido con paralaje . La distancia se estima en función de la magnitud absoluta esperada de las estrellas en el cúmulo y una estimación de la absorción de luz en la dirección del cúmulo. Las distancias se determinaron usando este método para poblaciones de hipergigantes amarillas [7] y estrellas Wolf-Rayet [10] ; en ambos casos, la distancia resultó ser cercana a 5 kpc, para las estrellas de la secuencia principal, la distancia resultó ser de 3,6 kpc [1] .
En abril de 2022, un equipo de astrónomos españoles publicó una distancia actualizada al supercúmulo basada en datos obtenidos por el observatorio extraorbital Gaia y el espectrógrafo AAOmega instalado en el Telescopio Anglo-Australiano . Datos actualizados: distancia - 4230 ± 200 pc (13,8 ± 3,0 mil años luz), de lo que se deduce que la masa del cúmulo es de unos 100 000 M⊙. [13]