ウェスタールンド 1

ウェスタールンド 1
クレジット: ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright
観測データ（J2000 エポック）
赤経	16時間47分04.0秒[1]
偏角	−45° 51′ 04.9″ [1]
距離	3.78+0.56 −0.46[2] (2.6 [3] – 4.23 [4] ) kpc
身体的特徴
質量	63,000 [5] 百万☉
半径	3.26光年[5]
推定年齢	3.50 ミル[5]
その他の指定	アラ星団、ウェスタールンド1、ESO 277-12、C 1644-457、VDBH 197
協会
星座	アラ
参照:散開星団、散開星団の一覧

ウェスタールンド1（略称Wd1、アラ星団^[6]とも呼ばれる）は、地球から約3.8kpc （12,000光年）離れたところにあるコンパクトな若い超星団である。天の川銀河で最も質量の大きい若い星団であると考えられており^[4] 、 1961年にベンクト・ウェスタールンドによって発見されたが^{[7] 、その方向の}星間吸収が大きいため、長年ほとんど研究されていなかった。将来的には、球状星団に進化すると考えられる。^[8]

この星団には、6つの黄色超巨星、最大級の恒星の一つであるウェスタールンド1-26を含む4つの赤色超巨星、24のウォルフ・ライエ星、明るい青色変光星、多くのOB型超巨星、最近の恒星合体の残骸ではないかと提案されている珍しい超巨星sgB[e]星など、数多くの希少で進化した高質量星が含まれています。^[9]さらに、X線観測により、異常なX線パルサーCXO J164710.20-455217の存在が明らかになりました。これは、高質量の祖先星から形成されたに違いない、ゆっくり回転する中性子星です。 ^[10]ウェスタールンド1は、単一の星形成バーストで形成されたと考えられており、構成する星の年齢と組成が似ていることを示唆しています。

ウェスタールンド 1 は、銀河系で最も質量が大きく、最も理解が進んでいない星々を擁しているだけでなく、比較的近く、観測しやすい超星団として有用であり、天文学者が銀河系外の超星団内で何が起こっているかを判断するのに役立ちます。

Wd1 の最も明るい O7–8V主系列星は、V バンドの測光 等級が約 20.5 であるため、可視波長では、Wd1 は、非常に明るい後期主系列星 (V バンド等級 14.5–18、絶対等級-7 から -10) と、より低輝度の後期主系列星 (光度クラスIb および II (V バンド等級 18–20)) によって支配されています。Wd1 に向かって極めて高い星間赤化が起こるため、U バンドと B バンドでの観測は非常に困難であり、ほとんどの観測はスペクトルの赤い端にある R バンドまたは I バンド、または赤外線で行われます。星団内の星は、通常、ウェスタールンドによって導入された分類法を使用して命名されますが、^[11]ウォルフ・ライエ星には別の命名規則が使用されることがよくあります。^[12]

X 線波長では、Wd1 は星間ガスからの拡散放射と、高質量の主系列後期星と低質量の主系列前期星の両方からの点放射を示しています。Westerlund 1マグネターはクラスター内で最も明るい X 線点源であり、sgB[e] 星 W9、(推定) 連星 W30a、ウォルフ・ライエ星 WR A および WR B はすべて強力な X 線源です。約 50 個の他の X 線点源が、明るい可視光線の対応物と関連しています。最後に、電波波長では、sgB[e] 星 W9 と赤色超巨星 W20 およびW26 が強力な電波源であり、一方、ほとんどの低温極超巨星と少数の OB 型超巨星およびウォルフ・ライエ星も検出されています。

Wd1の年齢は、 進化した恒星の集団と恒星進化モデルとの比較から4～5百万年と推定されている。Wd1にはウォルフ・ライエ星と赤色超巨星、黄色超巨星が多数存在しており、年齢に強い制約を与えている。理論によれば、赤色超巨星は4百万年頃までは形成されないとされている。これは、最も質量の大きい恒星は赤色超巨星段階を経ないのに対し、ウォルフ・ライエ星の集団は5百万年を過ぎると急激に減少するためである。この年齢の範囲は、Wd1の赤外線観測で後期O型主系列星の存在が明らかになったこととほぼ一致しているが、Wd1の低質量星の観測から、より低い350万年頃の年齢が示唆されている。^[1]

Wd1 が典型的な初期質量関数を持つ恒星を形成したとしたら、この星団にはもともと、現在若いアーチーズ星団で観測されているような、非常に質量の大きい恒星が相当数含まれていたはずだ。Wd1 の年齢の現在の推定値はこれらの恒星の寿命よりも長く、恒星進化モデルによれば、Wd1 にはすでに 50～150 個の超新星があり、過去 100 万年間の超新星発生率は約 1 万年に 1 個だったと示唆されている。しかし、現在までに決定的な超新星残骸は 1 つ (ウェスタールンド 1 マグネター) しか検出されておらず、その他のコンパクト天体や高質量 X 線連星が存在しないのは不可解である。超新星のキック速度が高いために連星系が乱される、ゆっくりと集積する (したがって検出できない) 恒星質量ブラックホールが形成される、または両方の天体が現在コンパクト天体になっている連星系など、多くの説が唱えられているが、問題はまだ解決されていない。

ウェスタールンド1の星々は年齢、組成、距離が同じであるため、この星団は大質量星の進化を理解するのに理想的な環境である。主系列に進化する星と主系列から進化する星が同時に存在するということは、恒星進化モデルに対する強力なテストとなるが、現在ではウェスタールンド1のウォルフ・ライエ型サブタイプの観測分布を正確に予測することはできない。^[14]

Wd1 の高質量星には連星の割合が高いことを示す証拠が数多くある。一部の大質量連星は測光^[15]や視線速度^[16]観測によって直接検出されるが、その他の多くは衝突風連星や塵を形成するウォルフ・ライエ星に典型的な二次特性 (高い X 線輝度、非熱的電波スペクトル、過剰な赤外線放射など) によって推測される。ウォルフ・ライエ星団全体の連星割合は 70% ^[12]、OB 超巨星では 40% を超えると現在推定されているが、どちらも不完全である可能性がある。^[16]

星団の記録されたメンバーと同様に、明るい青色変光星MN44は、400万年から500万年前にウェスタールンド1から放出された逃走星であると考えられています。 ^[17]

ウィキメディア・コモンズには、ウェスタールンドに関連するメディアがあります1。

• 「Clウェスタールンド1」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
• マグネターの想像図 X線衛星が巨大な恒星の「しゃっくり」を起こしたマグネターを捉える、ESAウェブサイト、2007年
• ウェスタールンド1の画像
• ブラックホールが予想されていた場所に中性子星が発見される