アーチクラスター

アーチクラスター
J、H、K 赤外線バンドにおけるアーチ群( ESOの超大型望遠鏡のNACO適応光学)
観測データ（J2000 エポック）
赤経	17時間45分50.5秒
偏角	–28° 49′ 28″
距離	25キロ光年(8.5キロパーセンテージ)
身体的特徴
推定年齢	250万年
光学的に不明瞭
協会
星座	射手座
参照:散開星団、散開星団の一覧

アーチーズ星団は天の川銀河で最も密度の高い星団として知られ、中心から約 100光年離れたいて座にあり、地球からは 25,000 光年離れています。この星団の発見は、1995 年に Nagata らによって報告され、^[1]、1996 年に Cotera らによって独立して報告されました。^{[2]この領域では塵による光学的}減光 が非常に激しいため、この星団は可視光では見えにくく、 X 線、赤外線、電波の帯域で観測されます。この星団には、太陽よりも何倍も大きくて重い約 135 個の若くて非常に高温の星と、それより何千個ものより軽い質量の星が含まれています。^[3]

この星団の年齢はおよそ250万年と推定されている。^{[3] [4]近くの}五つ子星団 よりも大きくて密度が高いが、わずかに若いようである。O5より古くて重い星だけが主系列から離れて進化してきたが、五つ子星団には多数の高温超巨星と赤色超巨星、3つの明るい青色変光星が含まれている。^[4]

アーチーズ星団の最も顕著なメンバーは、高温輝線星である。13 個のウォルフ・ライエ星はすべて水素に富む大質量タイプで、8 個の O 型極超巨星である。これらのうちの 1 つは、ウォルフ・ライエ主星と O 型超巨星の副星からなる食連星である。この星団からのX 線放射は、他の多くのメンバーも 2 つの高温の明るいメンバーを含む近接連星系にあることを示唆しているが、これらの星の進化が連星系質量交換によって影響を受けているという証拠はほとんどない。スペクトル型とその特性は、主系列から通常の O 型巨星と超巨星、O 型極超巨星、そして最も進化したと推定されるウォルフ・ライエ星まで滑らかに融合している。1 つの星は WN8–9h と O4–6 Ia ⁺の中間である。これより低温に進化した星はない。^[4]

ロチェスター工科大学の天文学者ドナルド・フィガーの研究によると、現宇宙の時代における恒星質量の上限は150太陽質量（M _☉ ）である。彼はハッブル宇宙望遠鏡を使ってアーチーズ星団の約1000の恒星を観測したが、統計的にはいくつかあるはずだったにもかかわらず、その上限を超える恒星は発見されなかった。^{[5]しかし、その後の研究では、算出された恒星質量は質量導出に使われる}減光法則に非常に敏感であることが示され、異なる減光法則を使うと上限質量が約30%影響を受ける可能性がある^[6]（おそらく150  M _☉から約100  M _{☉まで）。150}太陽質量という上限は、以前カーステン・ワイドナーとパベル・クロウパ^[7]によって星団R136の観測結果から推定されていた。

• 最も質量の大きい星のリスト

• アーチクラスター — ESO画像ギャラリー
• 「HubbleSite – NewsCenter – ハッブルが銀河中心付近の巨大星団を発見 (1999 年 9 月 16 日) – リリース テキスト」。hubblesite.org。
• 「チャンドラ :: 写真アルバム :: アーチ クラスター :: 06 6月 01」。chandra.harvard.edu。
• 「ハッブル・アーチ星団写真」www.spaceimages.com。