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El cúmulo de Arches en infrarrojo ( Telescopio Espacial Hubble de la NASA / ESA )

El cúmulo de Arches es uno de los cúmulos estelares más densos de la Vía Láctea, situado a unos 100 años luz de su centro en la constelación de Sagitario (El Arquero), a 25 000 años luz de la Tierra. Su descubrimiento fue reportado por Nagata et al. en 1995, [ 1 ] e independientemente por Cotera et al. en 1996. [ 2 ] Debido a la intensa extinción óptica causada por el polvo en esta región, el cúmulo está oscurecido en las bandas visibles y se observa en las bandas de rayos X , infrarrojo y radio . Por lo tanto, se clasifica como un cúmulo infrarrojo . Contiene aproximadamente 135 estrellas jóvenes y muy calientes, muchas veces más grandes y masivas que el Sol, además de miles de estrellas menos masivas. [ 3 ]

Se estima que el cúmulo estelar tiene alrededor de dos millones y medio de años. [ 3 ] [ 4 ] Aunque es más grande y denso que el cercano Cúmulo Quintuplete , parece ser ligeramente más joven. Solo las estrellas más antiguas y masivas que O5 han evolucionado fuera de la secuencia principal, mientras que el Cúmulo Quintuplete incluye varias supergigantes calientes, así como una supergigante roja y tres variables azules luminosas . [ 4 ]

Los miembros más prominentes del cúmulo de Arches son estrellas con líneas de emisión calientes : trece estrellas Wolf-Rayet , todas de tipo masivo y rico en hidrógeno; y ocho hipergigantes de clase O. Una de ellas es un sistema binario eclipsante con una primaria Wolf-Rayet y una secundaria supergigante de clase O. La emisión de rayos X del cúmulo sugiere que muchos otros miembros también se encuentran en sistemas binarios cercanos con dos miembros calientes y luminosos, pero hay poca evidencia de que la evolución de estas estrellas se vea afectada por el intercambio de masas binarias. Las clases espectrales y sus propiedades se fusionan suavemente desde la secuencia principal hasta las gigantes y supergigantes normales de clase O, pasando por las hipergigantes de clase O, hasta las Wolf-Rayet supuestamente más evolucionadas. Una estrella es intermedia entre WN8–9h y O4–6 Ia + . No hay estrellas evolucionadas más frías. [ 4 ]

El trabajo de Donald Figer , astrónomo del Instituto Tecnológico de Rochester , sugiere que 150 masas solares ( M☉ ) es el límite superior de la masa estelar en la era actual del universo. Utilizó el Telescopio Espacial Hubble para observar alrededor de mil estrellas en el cúmulo de Arches y no encontró estrellas que superaran ese límite, a pesar de la expectativa estadística de que debería haber varias. [ 5 ] Sin embargo, investigaciones posteriores demostraron una sensibilidad muy alta de las masas estelares calculadas a las leyes de extinción utilizadas para la derivación de la masa, que pueden afectar el límite superior de la masa en aproximadamente un 30% utilizando diferentes leyes de extinción [ 6 ] ( posiblemente de 150 M☉ a aproximadamente 100 M☉ ) . El límite de 150 masas solares fue deducido previamente por Carsten Weidner y Pavel Kroupa [ 7 ] utilizando observaciones del cúmulo R136 .  

Véase también

Referencias

  1. ↑ Nagata, T.; Woodward, C.; Shure, M.; Kobayashi, N. (abril de 1995). "Objeto 17: Otro cúmulo de estrellas con líneas de emisión cerca del centro galáctico" . Astronomical Journal . 109 (4): 1676. Bibcode : 1995AJ....109.1676N . doi : 10.1086/117395 .
  2. ↑ Cotera, A.; Erickson, E.; Colgan, S.; Simpson, J.; Allen, D.; Burton, M. (abril de 1996). "El descubrimiento de filamentos de radio térmicos de estrellas calientes cerca del centro galáctico" . Astrophysical Journal . 461 (750): 750. Bibcode : 1996ApJ...461..750C . doi : 10.1086/177099 .
  3. 1 2 Espinoza, P.; Selman, FJ; Melnick, J. (julio de 2009). "La función de masa inicial de la estrella masiva del cúmulo de Arches". Astronomía y Astrofísica . 504 (2): 563– 583. arXiv : 0903.2222 . Bibcode : 2009A & A...501..563E . doi : 10.1051/0004-6361/20078597 . S2CID 14412034 . 
  4. 1 2 3 4 5 6 Clark, J. S; Lohr, M. E; Najarro, F; Dong, H; Martins, F (2018). "El cúmulo de Arches revisitado: I. Presentación de datos y censo estelar". Astronomía y Astrofísica . A65 : 617. arXiv : 1803.09567 . Bibcode : 2018A y A...617A..65C . doi : 10.1051/0004-6361/201832826 . S2CID 53362252 . 
  5. ↑ Figer (2005). "Un límite superior para las masas de las estrellas". Nature . 434 (7030): 192– 194. arXiv : astro-ph/0503193 . Bibcode : 2005Natur.434..192F . doi : 10.1038/nature03293 . ISSN 0028-0836 . PMID 15758993 . S2CID 4417561 .   
  6. ↑ Habibi, M.; Stolte, A.; Brandner, W.; Hußmann, B.; Motohara, K. (agosto de 2013). "El cúmulo de Arches hasta su radio de marea: segregación dinámica de masa y el efecto de la ley de extinción en la función de masa estelar". Astronomía y Astrofísica . 556 (A26): A26. arXiv : 1212.3355 . Bibcode : 2013A & A...556A..26H . doi : 10.1051/0004-6361/201220556 . S2CID 118475820 . 
  7. ↑ Weidner, Carsten; Kroupa, Pavel (2005). "Evidencia de un límite superior fundamental de masa estelar a partir de la formación estelar agrupada" . MNRAS . 348 (1): 187– 191. arXiv : astro-ph/0310860 . Bibcode : 2004MNRAS.348..187W . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x .
  8. ^ Blum, RD; Schärer, D.; Pasquali, A.; Heydari-Malayeri, M.; Conti, PS; Schmutz, W. (2001). "Imágenes de óptica adaptativa de banda estrecha de 2 micrones en el grupo de arcos" (PDF) . La Revista Astronómica . 122 (4): 1875. arXiv : astro-ph/0106496 . Código Bib : 2001AJ....122.1875B . doi : 10.1086/323096 . S2CID 2957272 . 
  9. ↑ Figer, DF; Najarro, F.; Gilmore, D.; Morris, M.; Kim, SS; Serabyn, E.; McLean, IS; Gilbert, AM; Graham, JR; Larkin, JE; Levenson, NA; Teplitz, HI (2002). "Estrellas masivas en el cúmulo de Arches". The Astrophysical Journal . 581 (1): 258– 275. arXiv : astro-ph/0208145 . Bibcode : 2002ApJ...581..258F . doi : 10.1086/344154 . S2CID 119002004 . 
  10. ↑ Van Der Hucht, KA (2006). "Nuevas estrellas Wolf-Rayet galácticas y candidatas. Un anexo al VII Catálogo de estrellas Wolf-Rayet galácticas". Astronomía y Astrofísica . 458 (2): 453. arXiv : astro-ph/0609008 . Bibcode : 2006A & A...458..453V . doi : 10.1051/0004-6361:20065819 . S2CID 119104786 . 
  11. 1 2 3 Martins, F.; Hillier, DJ; Paumard, T.; Eisenhauer, F.; Ott, T.; Genzel, R. (2008). "Las estrellas más masivas del cúmulo de Arches". Astronomía y Astrofísica . 478 (1): 219– 233. arXiv : 0711.0657 . Bibcode : 2008A & A...478..219M . doi : 10.1051/0004-6361:20078469 . S2CID 7509876 . 
  12. ↑ Gräfener, G.; Vink, JS; de Koter, A.; Langer, N. (2011). "El factor Eddington como clave para comprender los vientos de las estrellas más masivas". Astronomía y Astrofísica . 535 : A56. arXiv : 1106.5361 . Bibcode : 2011A & A...535A..56G . doi : 10.1051/0004-6361/201116701 . ISSN 0004-6361 . S2CID 59396651 .  
  13. ↑ Clark, JS; Lohr, ME; Najarro, F.; Patrick, LR; Ritchie, BW (2023). "El cúmulo de Arches revisitado: IV. Restricciones observacionales sobre las propiedades binarias de estrellas muy masivas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 521 (3): 4473– 4489. arXiv : 2302.04008 . Bibcode : 2023MNRAS.521.4473C . doi : 10.1093/mnras/stad449 .
  • El cúmulo de Arches — Galería de imágenes de ESO
  • "HubbleSite – Centro de noticias – El Hubble detecta cúmulos estelares gigantes cerca del centro galáctico (16/09/1999) – Texto del comunicado" . hubblesite.org .
  • "Chandra  :: Álbum de fotos  :: El grupo de Arches  :: 06 de junio de 2001" . chandra.harvard.edu .
  • "Fotografía del cúmulo estelar Arches del Hubble" . www.spaceimages.com . Archivado del original el 20 de mayo de 2006.