Loading article…
| ウェスタールンド 2 | |
|---|---|
 ヴェスタールンド2星団とその周辺 画像 提供:ハッブル宇宙望遠鏡 | |
| 観測データ（J2000 エポック） | |
| 赤経 | 10時間23分58.1秒[1] |
| 偏角 | −57° 45′ 49″ [1] |
| 距離 | 20,000光年（6000個） |
| 見かけの等級 （V） | 10.5 [1] |
| 身体的特徴 | |
| 最も高温、最も明るく、最も質量の大きい星がいくつか含まれています。 | |
| その他の指定 | ESO 127-18、VDBH 95 [1] |
| 協会 | |
| 星座 | カリーナ |
ウェスタールンド2は、銀河系内にある 、目立たないコンパクトな若い星団（おそらくは超星団[2]）で、年齢は約100万年から200万年と推定されています。この星団には、知られている中で最も高温で、最も明るく、最も重い恒星がいくつか含まれています。この星団は、ガム29と呼ばれる恒星の繁殖地の中にあり、2万光年離れたカリーナ座にあります。肉眼で見えるセフェイド変光星V399カリーナから半度の位置にあります。[3]
クラスターメンバー
この星団には少なくとも12個の初期のO型星が含まれており、そのうち少なくとも3個は食連星です。すべて38,000 Kより高温で、230,000 L ☉より明るいです 。[4]この星団にはさらに約20個のO型星があり、すべてが主系列星であることから、この星団の年齢は非常に若いことがわかります。[5]
中心核ではないが、ウェスタールンド 2 の周辺にはいくつかのウォルフ・ライエ星が見つかっている。2 つの WR 星からなる連星WR 20aと、単独の星 WR 20aa、WR 20b、WR 20c はすべて、この星団のメンバーであると考えられているが、現在は逃亡メンバーである可能性がある。5 つのウォルフ・ライエ星はすべて、OIf * /WN スペクトル型を持つ非常に若い大質量天体であり、銀河で最も明るい星の 1 つである。この複合スペクトル型は、窒素とヘリウムを表面に対流させ、より高密度の恒星風を発達させ始めたばかりの、非常に質量の大きい若い水素燃焼星を示しており、ウォルフ・ライエ星の輝線を示している。 大質量連星であるWR21aも同じ方向にあるが、ウェスタールンド 2 のメンバーである可能性は低い。[6]
ウェスタールンド2には質量250万☉未満の 主系列前期星も多数含まれている。これらの星々の年齢は200万年近くとされている。[7]
発見
その名前が示すように、ウェスタールンド2銀河団は1960年代にベンクト・ウェスタールンドによって発見されました[8]が、その恒星の構成は後年になって初めて評価されました[9] 。
ハッブル25周年記念画像
2015年4月23日、ウェスタールンド2銀河団の画像がハッブル宇宙望遠鏡の25周年を祝うために選ばれた。[3]
参照
参考文献
- ^ abcd "Cl ウェスタールンド 2".シンバッド。ストラスブール天文学センター。2018 年5 月 1 日に取得。
- ^ Y. Fukui; et al. (2015). 「RCW38超星団の形成を引き起こした雲と雲の衝突」The Astrophysical Journal . 1504 (1): 26. arXiv : 1504.05391 . Bibcode :2016ApJ...820...26F. doi : 10.3847/0004-637X/820/1/26 . S2CID 118096773.
- ^ ab 「ハッブル宇宙望遠鏡、宇宙の解明25周年を祝う」NASA 2015年4月23日。
- ^ Rauw; et al. (2007年3月1日). 「若い散開星団 Westerlund 2 の中心にある早期型星」.天文学と天体物理学. 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Bibcode :2007A&A...463..981R. doi :10.1051/0004-6361:20066495. S2CID 17776145.
- ^ Hur, Hyeonoh; Park, Byeong-Gon; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S.; Lim, Beomdu; Chun, Moo-Young; Sohn, Sangmo Tony (2015). 「若い散開星団 Westerlund 2 の赤化、距離、および恒星内容」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 446 (4): 3797–3819. arXiv : 1411.0879 . Bibcode :2015MNRAS.446.3797H. doi : 10.1093/mnras/stu2329 .
- ^ Carraro, G.; Turner, D.; Majaess, D.; Baume, G. (2013). 「若い散開星団 Westerlund 2 までの距離」.天文学. 555 : A50. arXiv : 1305.4309 . Bibcode :2013A&A...555A..50C. doi :10.1051/0004-6361/201321421. S2CID 53756444.
- ^ Ascenso, J.; Alves, J.; Beletsky, Y.; Lago, MTVT (2007). 「銀河系大質量星団の近赤外線画像化: Westerlund 2」.天文学と天体物理学. 466 (1): 137–149. Bibcode :2007A&A...466..137A. doi : 10.1051/0004-6361:20066433 .
- ^ Bengt Westerlund (1961年3月1日). 「A Heavily Reddened Cluster in Ara」.天文学ジャーナル. 70:57 . Bibcode :1961AJ.....66T..57W. doi : 10.1086/108585 .
- ^ Moffat; et al. (1991年8月1日). 「銀河系散開星団の新しいウォルフ・ライエ星 - Sher 1 と巨大 H II 領域コア Westerlund 2」.天文学ジャーナル. 102 : 642–653. Bibcode :1991AJ....102..642M. doi :10.1086/115897.
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、ウェスタールンド 2に関連するメディアがあります。