HD 97950

HD 97950
HD 97950銀河団のHST画像
観測データ（J2000エポック）
赤経11時間15分07.346秒[ 1 ]
赤緯−61° 15′ 38.52″ [ 1 ]
距離25 kly (7.6 kpc [ 2 ] )
見かけの等級 （V）9.03 [ 3 ]
身体的特徴
質量19,000 [ 4 ]  M ☉
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（タランチュラ星雲内のR136に類似）にある超星団の中心核です。当初は単一の星としてカタログに登録されていましたが、現在では銀河系で最も密度の高い星団の一つとして分類されています。

星団の中心にあるAからFまでの6つのアルファベットが付けられた星のみが通常HD 97950の構成要素と呼ばれ、星団とその周辺領域の残りの星は通常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）とも呼ばれています。NGC 3603には他に注目すべき星団はなく、HD 97950星団はしばしば単にNGC 3603と呼ばれます。

メンバー

クラスターの中心。A1/2/3が中心にあり、BとCがその左側にある。

主成分は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はいずれも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一つである。[ 5 ]

星団には数十個のO型初期恒星（O3とO4）があり、そのほとんどは主系列星です。巨星と超巨星はごくわずかで、著名なB型初期超巨星であるSher 25、非常に明るいO3.5超巨星Sher 18、そして興味深い炭素に富んだO9.7超巨星Sher 23が含まれます。

この星団には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 まだ主系列に達していません。[ 6 ]

通常、文字で命名された星のみが HD 97950 の構成要素として参照され、NGC 3603にはさらに多くの星がリストされています。

BLW名 MDS番号 その他の名前 スペクトル型 m VM V温度

（K）

明るさ

（L☉） ​

参照
A130 WR 43a (HSW 1) WN6h/WN6h 11.18 −7.8 42,000/40,000 2,455,000/1,514,000 [ 5 ] [ 7 ] [ 6 ]
A2 31 HSW4 O3V 12.53 −6.9 46,500 1,500,000 [ 7 ] [ 6 ]
A3 26 HSW 5 O3III 13.09 −6.4 46,500 863,000 [ 7 ] [ 6 ]
B23 WR 43b (HSW 2) WN6時間 11.33 −7.9 4万2000 2,884,000 [ 5 ] [ 6 ]
C18 WR 43c (HSW 3) WN6時間 11.89 −7.3 44,000 2,239,000 [ 5 ] [ 6 ]
D1 49 O4V 12.64 −6.3 44,000 [ 8 ] [ 7 ] [ 6 ]
D2 50 O5V 12.74 −6.2 41,000 [ 8 ] [ 7 ] [ 6 ]
D3 52 O4V 13.68 −5.2 44,000 [ 8 ] [ 7 ] [ 6 ]
E 19 MMM 104 O5.5III(f) 12.83 −6.1 41,000 1,038,000 [ 2 ] [ 8 ] [ 7 ]
F 39 MTT 6 O5V 11.86 −6.1 41,000 [ 8 ] [ 7 ] [ 6 ]
G 61 MTT 10 O5V 12.74 −6 41,000 [ 8 ] [ 7 ] [ 6 ]

WNh型星と初期O型星の数は、銀河系内の既知のどの星団よりも多くなっています。五つ子星団とアーチーズ星団はそれぞれ約20個の若い大質量星から成り、HD 97950星団に匹敵する質量を持つ可能性がありますが、O3型やWN6型星は全く含まれていません。ウェスタールンド1のような赤色超巨星の星団は、これらの星を含むには古すぎますが、さらに質量が大きい可能性があります。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倍にも達する可能性があります。[ 9 ]

星団の中心から2.6分角離れた恒星WR 42eと、星団の反対側、0.25度離れたO6Vランナウェイ星J1117−6120は、三体相互作用によって放出されたと提唱されている。その後、2つの恒星が合体し、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 ]、動的質量は19,000  M ☉である。[ 4 ] 構成星は明らかに動的に分離しており、質量の大きい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フィッティングすると、星団の年齢は100万年以下となる。明確な主系列の分岐点は存在しないが、最も質量の大きい星は250万年という年齢で最もよくモデル化されるものの、100万年前後という年齢とも矛盾しない。[ 6 ] 少数の星、例えばSher 25は明らかにはるかに長い年齢を示しており、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増加した可能性が示唆されている。[ 2 ] 他の研究では年齢が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一つです。アーチーズ星団は約250万年前、五つ子星団はそのほぼ2倍の年齢で、赤色超巨星を含む様々な散開星団は明らかにさらに古いものです。R136でさえ、年齢は200万年近くと考えられています。カリーナ星雲のトランプラー14は、年齢は30万～50万年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

  1. ^ a b Zacharias, N.; et al. (2003). 「米国海軍天文台第2CCD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 .
  2. ^ a b cメレナ, ニコラス W.; マッシー, フィリップ; モレル, ニディア I.; ザンガリ, アマンダ M. (2008). 「NGC 3603の大質量星含有量」.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 . 
  3. ^ Ducati, JR (2002). 「VizieRオンラインデータカタログ：ジョンソン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 .
  4. ^ a b c d 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 . 
  5. ^ a b c d 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150 M ⊙という恒星質量の上限を大きく超える恒星が複数存在する」 . 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 . 
  6. ^ a b c d e f g h i j k l m n原山雄三; 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」.アストロフィジカル・ジャーナル. 675 (2): 1319– 1342. arXiv : 0710.2882 . Bibcode : 2008ApJ...675.1319H . doi : 10.1086/524650 . S2CID 17905999 . 
  7. ^ a b c d e f g h i Moffat, Anthony FJ; Drissen, Laurent; Shara, Michael M. (1994). 「NGC 3603とそのウォルフ・ライエ星：30 Doradusの中心核にある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 .
  8. ^ a b c d e f 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. マゼラン雲の20以上の星の解析と完全サンプルの結果」. The Astrophysical Journal . 627 (1): 477– 519. arXiv : astro-ph/0503464 . Bibcode : 2005ApJ...627..477M . doi : 10.1086/430417 . S2CID 18172086 . 
  9. ^ a b 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 . 
  10. ^ Gvaramadze, VV; Kniazev, AV; Chené, A.-N.; Schnurr, O. (2012). 「NGC 3603から三体衝突によって2つの大質量星が放出された可能性」 . 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 . 
  11. ^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。 

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