Loading article…
| 97950の | |
|---|---|
 HD 97950 クラスターのHST画像 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 赤経 | 11時間15分07.346秒[1] |
| 偏角 | −61° 15′ 38.52″ [1] |
| 距離 | 25 キロ光年 (7.6 キロパーセク[2] ) |
| 見かけの等級 （V） | 9.03 [3] |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 19,000 [4] 百万☉ |
| 半径 | 120インチ[4] |
| NGC 3603の主星団 | |
| その他の指定 | HD 97950、NGC 3603 YC、CD -60°3452、CPD -60° 2732、HIP 54948、MR 38、WR 43 |
| 協会 | |
| 星座 | カリーナ |
HD 97950は、 NGC 3603 H II 領域内の超星団の中心核です(タランチュラ星雲内のR136に似ています)。これは単一の星としてカタログ化されていましたが、現在では銀河系で最も密度の高い星団の 1 つとして解明されています。
星団の中心にある 6 つのアルファベットの星 AF のみが通常 HD 97950 の構成要素と呼ばれ、星団とその周囲の残りの星は通常 NGC 3603 のメンバーとして番号が付けられます。星団自体は HD 97950 星団、および NGC 3603 若い星団 (NGC 3603YC) と呼ばれています。NGC 3603 には他に注目すべき星団はなく、HD 97950 星団は単に NGC 3603 と呼ばれることがよくあります。
メンバー
主な構成要素はA1、A2、A3、B、Cと指定されており、このうちA1とCは分光連星であることが知られている。A1a、A1b、CはすべてWN6hウォルフ・ライエ星であり、最も質量が大きく明るい既知の星の1つである。[5]
星団には数十個の初期の O 型星 (O3 および O4) があり、そのほとんどは主系列星です。巨星と超巨星はほんの一握りで、その中には、目立つ初期の B 型超巨星のSher 25、非常に明るい O3.5 超巨星のSher 18、そして興味深い炭素に富んだ O9.7 超巨星の Sher 23 があります。
この星団では7,500個以上の恒星が確認されており、最も質量の小さいものは太陽よりも小さく、最も質量の大きいものは100 M ☉を超えています。約4 M ☉未満の恒星は まだ主系列に到達していません。[6]
一般的に、 HD 97950 の構成要素として参照されるのは、文字で命名された星のみです。NGC 3603にはさらに多くの星が記載されています。
WNh型星と初期O型星の数は、銀河系内のどの既知の星団よりも多い。五つ子星団とアーチーズ星団にはそれぞれ約20個の若い大質量星があり、HD 97950星団に匹敵する質量を持つ可能性があるが、O3型やWN6型の星はまったく含まれていない。ウェスタールンド1などの赤色超巨星の星団は、そのような星を含むには古すぎるが、さらに質量が大きい可能性がある。大マゼラン雲のR136には、HD 97950のどの星よりも質量の大きい星と多数の初期O型星が含まれており、星団全体の質量はHD 97950の10倍である可能性がある。[9]
星団の中心から2.6分角離れたWR 42e星と、星団の反対側の0.25度離れたO6Vの暴走星J1117−6120は、3体相互作用で放出されたのではないかと考えられている。その後、2つの星が合体して、非常に質量が大きく明るいWR 42eが形成された。[10]
質量
HD 97950 銀河団の全光度質量は 10,000～16,000 M ☉ [6]、動力学的質量は 19,000 M ☉ [4]である。 構成する恒星は明らかに動力学的に分離しており、質量の大きい恒星は主に銀河団の中心に集まっている。[4] 銀河団の中心の密度は 60,000 M ☉ pc −3で、オリオン大星雲の 10 倍、R136 に匹敵する。[6]
年
主系列と前主系列を当てはめると、星団の年齢は100万年かそれ以下となる。主系列の明確な分岐点はないが、最も質量の大きい恒星は250万年の年齢で最もよくモデル化されているが、100万年前後と矛盾しない。[6] 少数の恒星、例えばSher 25は明らかにはるかに年齢が高く、現在も星形成が続いているか、あるいはそれ以前に星形成が爆発的に進んでいることが示唆されている。[2] 他の研究では年齢は200万年までと推定されているが、最も質量が大きく明るい恒星の存在から、年齢の上限は250万年と厳密に定められている。[11]
これは銀河系で最も若い星団の1つです。アーチーズ星団の年齢は約250万年、五つ子星団はそのほぼ2倍、赤色超巨星を含むさまざまな散開星団は明らかにさらに古いです。R136でさえ、200万年近く古いと考えられています。カリーナ星雲のトランプラー14は、30万〜50万年ほどしか経っていないと考えられていますが、質量ははるかに小さいです。[9]
参考文献
- ^ ab Zacharias, N.; et al. (2003). 「第2米国海軍天文台CCD天体写真カタログ(UCAC2)」。CDS /ADC電子カタログコレクション。1289。Bibcode :2003yCat.1289....0Z。
- ^ abc Melena, Nicholas W.; Massey, Philip; Morrell, Nidia I.; Zangari, Amanda M. (2008). 「NGC 3603 の巨大星の含有量」.天文学ジャーナル. 135 (3): 878–891. arXiv : 0712.2621 . Bibcode :2008AJ....135..878M. doi :10.1088/0004-6256/135/3/878. S2CID 16765414.
- ^ Ducati, JR (2002). 「VizieR オンライン データ カタログ: ジョンソンの 11 色システムによる恒星測光カタログ」CDS /ADC 電子カタログ コレクション2237 :0. Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ abcd Pang, Xiaoying; Grebel, Eva K.; Allison, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Altmann, Martin; Harbeck, Daniel; Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent (2013). 「NGC 3603 における質量分離の起源について」. The Astrophysical Journal . 764 (1): 73. arXiv : 1212.4566 . Bibcode :2013ApJ...764...73P. doi :10.1088/0004-637X/764/1/73. S2CID 119199840.
- ^ abcd Crowther, PA; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, RJ; Goodwin, SP; Kassim, HA (2010). 「R136 星団には、個々の質量が一般に認められている 150 M⊙ の恒星質量制限を大幅に超える複数の恒星が存在します」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 408 (2): 731–751. arXiv : 1007.3284 . Bibcode :2010MNRAS.408..731C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . S2CID 53001712.
- ^ abcdefghijklmn 原山 勇; アイゼンハウアー F.; マルティンズ F. (2008). 「近赤外線適応光学観測による巨大星形成領域 NGC 3603 の初期質量関数」.天体物理学ジャーナル. 675 (2): 1319–1342. arXiv : 0710.2882 . Bibcode :2008ApJ...675.1319H. doi :10.1086/524650. S2CID 17905999.
- ^ abcdefghi Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent; Shara, Michael M. (1994). 「NGC 3603 とそのウォルフ・ライエ星: 30 Doradus の中心にある R136 の銀河クローン、ただし周囲の巨大なクラスターハローはない」。天体物理学ジャーナル。436 : 183。Bibcode : 1994ApJ ...436..183M。doi : 10.1086 / 174891。
- ^ abcdef Massey, Philip; Puls, Joachim; Pauldrach, AWA; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore (2005). 「金属量の関数としてのO型星の物理的特性と有効温度スケール。II. 20以上のマゼラン雲星の分析と完全なサンプルからの結果」。The Astrophysical Journal。627 ( 1 ) : 477–519。arXiv : astro-ph/0503464。Bibcode : 2005ApJ ... 627..477M。doi :10.1086/430417。S2CID 18172086 。
- ^ ab Portegies Zwart, Simon F.; McMillan, Stephen LW; Gieles, Mark (2010). 「若い大質量星団」. Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 48 : 431–493. arXiv : 1002.1961 . Bibcode :2010ARA&A..48..431P. doi :10.1146/annurev-astro-081309-130834. S2CID 119207843.
- ^ Gvaramadze, VV; Kniazev, AV; Chené, A. -N.; Schnurr, O. (2012). 「3 体衝突により NGC 3603 から放出された可能性のある 2 つの巨大星」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 430 : L20–L24. arXiv : 1211.5926 . Bibcode :2013MNRAS.430L..20G. doi : 10.1093/mnrasl/sls041 . S2CID 56103308.
- ^ クドリャフツェワ、ナタリア;ブランドナー、ヴォルフガング。ジェンナーロ、マリオ。ロショー、ボイケ。アンドレア・ストルテ。アンデルセン、モーテン。ダ・リオ、ニコラ。ヘニング、トーマス。トネッリ、エマヌエーレ。ホッグ、デイビッド。クラーク、サイモン。ウォーターズ、レンス (2012)。 「大規模な星団ウェスタールンド 1 と NGC 3603 YC の瞬間的なスターバースト」。天体物理学ジャーナルレター。750 (2)：L44。arXiv : 1204.5481。Bibcode :2012ApJ...750L..44K。土井：10.1088/2041-8205/750/2/L44。S2CID 5520745。
さらに読む
- NGC 3603 の若い星団 HD 97950 の包括的な研究