ウェスタールンド1

ウェスタールンド1
ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によるウェスタールンドの赤外線画像1（北は左側）
観測データ（J2000エポック）
赤経16時間47分04秒[ 1 ]
赤緯−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 ]  M ☉
半径3.26光年[ 5 ]
推定年齢3.50百万[ 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

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3.8 kpc （12,000光年）離れた、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と考えられており[ 4 ]、1961年にベングト・ウェスタールンドによって発見された[ 7 ]が、その方向における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、球状星団へと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、最大級の星のひとつであるWesterlund 1-26を含む4 つの赤色超巨星、 24 個のウォルフ・ライエ星、明るい青色変光星、多数の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、高質量の祖星から形成されたに違いない、低速で回転する中性子星である異常な X 線パルサーCXO J164710.20-455217の存在が明らかになりました。 [ 10 ] Westerlund 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類似していることを示唆しています。

ヴェスタールンド 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も有用であり、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。

観察

ウェスタールンド1の画像：左は可視光で、星間吸収によりすべての星が赤く見える。右はX線波長で、マグネターがマークされている。

Wd1 の最も明るい O7–8V主系列星は、V バンドでの光度測定等級が約 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–-10) と、それほど明るくない光度クラスIb および II の後期主系列星 (V バンド等級 18–20) によって占められています。Wd1 に向かって非常に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、あるいは赤外線で行われます。この星団の星は、一般的にウェスタールンドによって導入された分類法[ 11 ]を使用して命名されていますが、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線波長において、Wd1は星間ガスからの拡散放射と、高質量後主系列星および低質量前主系列星からの点放射を示している。ウェスタールンド1マグネターは、この星団で最も明るいX線点源であり、sgB[e]星W9、（推定）連星W30a、そしてウォルフ・ライエ星WR AとWR Bはいずれも強力なX線源である。その他約50個のX線点源が、それぞれ明るい可視光線の対応星と関連している。最後に、電波波長において、sgB[e]星W9と赤色超巨星W20とW26は強力な電波源である。また、低温極超巨星の大部分と、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る。

年齢と進化の状態

HST赤外線画像

Wd1の年齢は、 進化した星の種族と恒星進化モデルの比較から4～5百万年と推定されている。Wd1にはウォルフ・ライエ星、赤色超巨星、黄色超巨星が多数存在することが、年齢に対する強い制約となっている。理論によれば、赤色超巨星は約4百万年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・ライエ星の種族は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概ね一致しているが、Wd1の低質量星の観測からは約350万年というより低い年齢が示唆されている。[ 1 ]

ヴェスタールンド1の彗星のような星々[ 13 ]

Wd1 が典型的な初期質量関数で星を形成したのであれば、この星団は当初、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星をかなり多く含んでいたはずだ。Wd1 の現在の年齢の推定値はこれらの星の寿命よりも大きく、星の進化モデルによれば、Wd1 には既に 50～150 個の超新星があり、過去 100 万年間の超新星発生率はおよそ 1 万年に 1 個だったと示唆されている。しかし、これ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く連星系を乱す、ゆっくり降着する (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はコンパクト天体である連星系など、多くの説が提唱されているが、この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、距離が同一であるため、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す。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状況は、恒星進化モデルにとって強力な検証材料となります。しかし、これらのモデルは、ウェスタールンド1におけるウォルフ・ライエ・サブタイプの観測分布を現在正確に予測できていません。[ 14 ]

二進分数

Wd1の高質量星には、連星系の割合が高いことを示す証拠が数多くあります。一部の大質量連星は、測光観測[ 15 ]や視線速度観測[ 16 ]によって直接検出されていますが、その他多くの連星は、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的特性（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）から推測されています。ウォルフ・ライエ星系全体の連星系の割合は、現在、70% [ 12 ]、OB型超巨星では40%を超えると推定されていますが、どちらも不完全である可能性があります。[ 16 ]

メンバー

星団の記録されているメンバーと同様に、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 ]

指定赤経赤緯オブジェクトタイプスペクトル型明度（L☉ ）温度（K） 半径（ R☉ ）
W2a [ 9 ]16時間46分59.71秒−45° 50′ 51.1″青色超巨星O9.5 Ia – B0.5 Ia
W4 [ 9 ]16時間47分01.42秒−45° 50′ 37.1″黄色極超巨星G0 Ia + – F2 Ia +
W5 [ 18 ]16時間47分2.97秒−45° 50′ 19.5″青色極超巨星
W6a [ 9 ]16時間47分04秒−45° 50′ 21.0″青色超巨星
W7 [ 9 ]16時間46分3.62秒−45° 50′ 14.2″青色極超巨星
W8a [ 9 ]16時間47分4.79秒−45° 50′ 24.9″黄色極超巨星
W8b [ 18 ]16時間47分4.95秒−45° 50′ 26.7″青色極超巨星B1-5Ia
W9 [ 9 ] [ 19 ]16時間47分4.14秒−45° 50′ 31.1″B[e]スターsgB[e]
W12a [ 9 ]16時間47分02.21秒−45° 50′ 58.8″黄色極超巨星
W13 [ 20 ] [ 16 ]16時間47分06.45秒−45° 50′ 26.0″食連星B0.5 Ia + + OB
W16a [ 9 ]16時間47分06.61秒−45° 50′ 42.1″黄色極超巨星
W20 [ 9 ]16時間47分4.70秒−45° 51′ 23.8″赤色超巨星12万6000 [ 21 ]3,500 [ 21 ]965 [ 21 ]
W26 [ 9 ]16時間47分5秒40−45° 50′ 36.5″赤色超巨星M2-6Ia [ 22 ]38万[ 23 ]～110万[ 21 ]3,600 [ 24 ] – 3,700 [ 21 ]1,530 [ 23 ] −2,550, [ 21 ] 1,165–1,221 [ 25 ]
W32 [ 9 ]16時間47分3.67秒−45° 50′ 43.5″黄色極超巨星
W33 [ 9 ]16時間47分04.12秒−45° 50′ 48.3″青色極超巨星
W36 [ 26 ]16時間47分5.08秒−45° 50′ 55.1″食連星O6.5III + O9.5IV275,000 + 89,00012.69 + 10.46
W75 [ 27 ]16時間47分8.93秒−45° 49′ 58.4″赤色超巨星6万8000 [ 21 ]3,600 [ 21 ]668 [ 21 ]
W237 [ 9 ]16時間47分3.09秒−45° 52′ 18.8″赤色超巨星234,000 [ 21 ]3,605 [ 21 ]1,245 [ 21 ]
W243 [ 9 ]16時間47分07秒55−45° 52′ 28.5″明るい青色の変数LBV
W265 [ 9 ]16時間47分06.26秒−45° 49′ 23.7″黄色極超巨星
WR 77a [ 28 ]16時間46分55.4秒−45° 51′ 34″ウォルフ・ライエ星WN6～7
WR 77aa [ 29 ]16時間46分46.3秒−45° 47′ 58″ウォルフ・ライエ星WC9d
WR 77b [ 28 ]16時間46分59.9秒−45° 55′ 26″ウォルフ・ライエ星WC8
WR 77c [ 28 ]16時間47分00.89秒−45° 51′ 20.9″ウォルフ・ライエ星西南戦争
WR 77d、W57c [ 28 ]16時間47分01.5秒−45° 51′ 45″ウォルフ・ライエ星WN8
WR 77e [ 28 ]16時間47分01.67秒−45° 51′ 19.9″ウォルフ・ライエ星WN6～8
WR 77f, W5 [ 28 ]16時間47分2.97秒−45° 50′ 19.5″ウォルフ・ライエ星WNVL
WR 77g [ 28 ]16時間47分3.1秒−45° 50′ 43″ウォルフ・ライエ星WC7
WR 77h、W66 [ 28 ]16時間47分04.0秒−45° 51′ 38″ウォルフ・ライエ星WC9
WR 77i [ 28 ]16時間47分04.02秒−45° 51′ 25.2″ウォルフ・ライエ星WN6～8
WR 77j、W44 [ 28 ]16時間47分04秒20−45° 51′ 07.0″ウォルフ・ライエ星WN9
WR 77k [ 28 ]16時間47分04.1秒−45° 51′ 20″ウォルフ・ライエ星WC9
WR 77l [ 28 ]16時間47分40秒−45° 51′ 03.8″ウォルフ・ライエ星WC8.5
WR 77m、W239 [ 28 ]16時間47分05.21秒−45° 52′ 25.0″ウォルフ・ライエ星WC9
WR 77n [ 28 ]16時間47分5秒35−45° 51′ 05.0″ウォルフ・ライエ星WN8（不明）
WR 77o, W14c [ 28 ]16時間47分06秒−45° 15′ 22″ウォルフ・ライエ星WN7o [ 30 ]
WR 77p、W241 [ 28 ]16時間47分06秒−45° 52′ 08.3″ウォルフ・ライエ星WC9
WR 77q [ 28 ]16時間47分06.24秒−45° 51′ 26.5″ウォルフ・ライエ星WN6～8
WR 77r [ 28 ]16時間47分07.6秒−45° 52′ 36″ウォルフ・ライエ星WN6
WR 77、W72 [ 28 ]16時間47分08.32秒−45° 50′ 45.5″ウォルフ・ライエ星WN6o [ 12 ]
WR 77sa [ 12 ]16時間47分07.58秒−45° 49′ 22.2″ウォルフ・ライエ星WN6時間
WR 77sb [ 12 ]16時間47分07.66秒−45° 52′ 35.9″ウォルフ・ライエ星WN6o
WR 77sc、W72 [ 12 ]16時間47分08.32秒−45° 50′ 45.5″ウォルフ・ライエ星WN7b
WR 77sd [ 12 ]16時間47分14.1秒−45° 48′ 32″ウォルフ・ライエ星WN4～5
CXOU J164710.2-455216 [ 31 ]16時間47分10.18秒−45° 52′ 16.7″異常X線パルサー

参考文献

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  31. ^ SIMBAD、 CXOU J164710.2-455216
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