Arch Star Cluster • Alexander Yarovitchchuk • Vitenskapelig bilde av dagen på "Elementene" • Astronomi

Arch Star Cluster

I dette komposittbildet, hentet fra de optiske og infrarøde dataene til Hubble-teleskopet og røntgendataene fra Chandra-teleskopet, kan du se at Arch-klyngen er en av de tetteste stjerneklyngene i Melkveien. Hvis vi i denne klyngen begrenser et område med en radius på 4,22 lysår (dette er avstanden fra vår stjerne, Solen, til stjernen Proxima Centauri i nærheten av den), så ikke to, men to hundre tusen stjerner vil falle inn i denne regionen. I sentrum av vår Galaxy er tettheten av stjerner naturlig enda høyere (se bildet av dagen "Milky Way Center").

The Arch Cluster ligger omtrent 25.000 lysår fra Jorden i retning av konstellasjonen Skytten og bare 100 lysår fra sentrum av Galaxy. På grunn av sin nærhet til Galaksens midtpunkt, er buene svært vanskelig å observere, fordi galaktisk støv absorberer de fleste bølgene i det synlige området. Det er ikke overraskende at denne klyngen ble oppdaget bare i 1995. En annen konsekvens av nærheten til Galaksens midtpunkt er den høye hastigheten til Arch-klyngen: dens massesenter beveger seg rundt et svart hull med en hastighet på mer enn 200 km / s.

Klyngen fikk navnet på grunn av de utvidede buer og buer som er synlige i røntgenområdet – disse er gassskyger oppvarmet til 60 millioner grader.Mange stjerner i klyngen har svært kraftige stjernevind, som sammen med den kraftigste elektromagnetiske strålingen forplanter seg i alle retninger fra stjernen, blåser en slags bobler (se bildet av dagen "Boble oppblåst av stjernens vind"). Når disse boblene samhandler med et annet stoff som omgir klyngen, oppvarmer dette stoffet seg og begynner å utstråle aktivt. Flere slike bobler slås sammen, men på grunn av den høye strålingseffekten og den lille avstanden mellom stjernene, forblir samspillingsområdene relativt like buer og buer.

Arch Pile: til venstre – optisk fotografi av Hubble-teleskopet, til høyre – Bilde fra Chandra-teleskopet i røntgenområdet. Bilder fra nasa.gov og chandra.harvard.edu

The Arch Cluster inneholder ca 135 unge, lyse og veldig varme stjerner, som er mange ganger større og mer massive enn solen, samt flere millioner mindre massive stjerner. Ved fravær av stjerner i evolusjonens siste stadier, kan det antas at buene er en ung klynge, hvor stjernens alder er omtrent to og en halv million år. For eksempel har Quintol Cluster en masse som kan sammenlignes med Arches,men mye eldre: De eldste stjernene i Arch-klyngen beveger seg knapt unna hovedsekvensen, mens Quintol-klyngen allerede inneholder mange røde supergiants.

Arch Cluster er ideell for å bestemme stjernens begrensende masser. Dens tetthet (og stjernens masse bestemmes av tettheten av gassklyngen der den ligger), og massen er nok slik at en stjerne på 400 solmasser kan dannes i den. Samtidig er klyngen ung nok til at de mest massive medlemmene fremdeles er synlige (fordi jo større stjernens masse er, jo kortere levetid).

Ifølge den opprinnelige massefunksjonen burde stjerner av kolossal masse være observert statistisk i Arch-klyngen, men det var ikke mulig å oppdage stjerner tyngre enn 150 solmasser. I andre, mindre tette klynger ble det heller ikke funnet større stjerner, med unntak av noen spesielle stjerner (for eksempel R136a1 med en masse på 315 sol i Stor Magellanic Cloud). Dette antyder at 150 solmasser er begrensningsverdien for stjernens masse, og gjør det nødvendig å søke etter en mekanisme som begrenser denne massen.

Bilder fra nettstedet nasa.gov.

Alexander Yarovitchchuk


Like this post? Please share to your friends:
Legg att eit svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: