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维斯特卢1

维斯特卢1（通常缩写为Wd1）是在银河系内的一个紧凑、年轻星团，与地球的距离在3,500-5,000秒差距。事实上，它是在本星系群里质量最大的一个紧凑型年轻星团。它是本特·维斯特卢在1961年发现的[1]，但是由于在这个方向上高度的星际消光（吸收），多年来都缺乏大规模的研究。

维斯特卢1
维斯特卢1
观测数据 (J2000 历元)
分类疏散星团
星座天坛座
赤经16h 47m 04.0s
赤纬−45° 51′ 04.9″
距离大约12000–16000 ly (3500–5000 pc)
物理性质
其他名称（标示）天坛座星团、维斯特卢1, 1644-457, VDBH 197
相关条目：疏散星团、疏散星团列表

这个星团拥有许多罕见的、进化中的天体，包括：6颗黄特超巨星、4颗红超巨星、24颗沃夫-瑞叶星、1颗高光度蓝变星、许多OB巨星、和不平常的sgB[e]星，这可能是最近合并后的恒星残骸[2]。此外，X射线的观察显示存在着反常X射线脉冲（英语：Anomalous X-ray pulsar）CXO J164710.2-455216（英语：CXO J164710.2-455216），前身必需是大质量恒星才能形成的缓慢旋转中子星[3][4]。维斯特卢1的恒星被认为是在单一的暴发下形成的，这意味着这些恒星有着类似的年龄和组成。

除了拥有一些银河系中质量最大和理解最少的恒星之外，维斯特卢1是相对而言在附近、最容易观测的超星团，是最有利与值得观测的例子，它有助天文学家了解、说明与确定在银河系外的超星团内发生了什么。

观测

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O7-8V是维斯特卢1 内最明亮的主序星，V-波段光度的星等是20.5，因此在可见光的波长上Wd1是在光度分类的Ib和II，即从高光度的主序后星（V-波段星等14.5-18，绝对星等-7至-10），到低光度的主序后星（V-波段星等18-20）。由于在Wd1的方向上有着极高的星际消光，因此很难观测U-波段和B-波段，大多数的观测都是在光谱的红色末端或红外线的R-波段和I-波段上进行的。在这个星团内的恒星一般都使用维斯特卢所介绍的分类法来命名[5]，然而对沃夫-瑞叶星仍会使用通常约定的名称[6]。

在X射线的波长上，Wd1显示来自星际气体的弥漫性辐射和来自大质量的主序后星与低质量的主序前星两著的点发射源。维斯特卢1磁星与sgB[e]星W9、联星W30a（推测）、和沃夫-瑞叶星WR A、WR B和所有的墙X射线源，是在这个星团内最明亮的X射线点源。大约有50个其它的X射线点源是与明亮的可见光源相关联的。最后，在无线电波的波长上，sgB[e]星W9、红超巨星W20和W26是强烈的无线电波源，然而也检测到大部分的低温特超巨星和少数的OB超巨星与沃夫-瑞叶星。

年龄和演化情况

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依据恒星演化的模型，比较恒星族群的分布，估计Wd1的年龄是400-500万年。值得注意的是存在于Wd1的沃夫-瑞叶星和红与黄的超巨星的数量，对年龄的强制约束：理论上认为质量很大的恒星至少要经过400万年才能发展成为红超巨星的阶段，而沃夫-瑞叶星的族群在500万年后会快速的衰老。尽管对Wd1低质量恒星的观测认为年龄是350万年，但是以红外线观测后期O型主序星的年龄范围，显示大体上是一致的[7]。

如果Wd1的恒星形成距有典型的初始质量函数，那么这个星团原本应该有许多大质量的恒星，像是目前在年轻的圆拱星团观测。目前估计Wd1的年龄大于这些恒星的生命期，并且恒星演化模型也表明已经有50-150颗超新星在最近的一百万年以每一万年一科的频率出现在Wd1。然而，令人费解的是，迄今只明确的检测到一个超新星的残骸 － 维斯特卢1磁星 － 并且缺乏其它的致密天体和高质量X射线联星。若干建议已经被提出，包括高超新星反冲速度摧毁了联星系统，缓慢形成吸积（并且因而无法检测）的恒星质量黑洞，或是联星系统中的两者都是致密天体，但是问题仍然未能解决。

Wd1中的恒星有着相同的年龄、组成和距哩，意味着这个星团是理解大质量恒星演化的理想环境。同时存在的恒星展现出进入和离开主序带的恒星，是对现存恒星演化模型强烈的测试，这也是目前无法正确预测在Wd1中观测到的次型沃夫-瑞叶星分布[8]。

联星的几率

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参考资料

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  1. ^ Westerlund, B. A Heavily Reddened Cluster in Ara. Astronomical Journal. 1961, 70: 57. Bibcode:1961AJ.....66T..57W. doi:10.1086/108585. 
  2. ^ Clark, J. S.; et al. On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1. Astronomy & Astrophysics. 2005, 434 (3): 949–969. Bibcode:2005A&A...434..949C. arXiv:astro-ph/0504342  . doi:10.1051/0004-6361:20042413. 
  3. ^ Westerlund 1: Neutron Star Discovered Where a Black Hole Was Expected. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. November 2, 2005 [2012-10-09]. （原始内容存档于2011-11-02）. 
  4. ^ Muno, Michael P.; et al. A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1. Astrophysical Journal Letters. 2006, 636 (1): L41. Bibcode:2006ApJ...636L..41M. arXiv:astro-ph/0509408  . doi:10.1086/499776. 
  5. ^ Westerlund, B. E. Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA. Astronomy and Astrophysics. Supplement. 1987, 70 (3): 311–324. Bibcode:1987A&AS...70..311W. ISSN 0365-0138. 
  6. ^ Crowther, Paul A.; et al. A census of the Wolf–Rayet content in Westerlund 1 from near-infrared imaging and spectroscopy. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 372 (3): 1407–1424. Bibcode:2006MNRAS.372.1407C. arXiv:astro-ph/0608356  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10952.x. 
  7. ^ Brandner, W.; et al. Intermediate to low-mass stellar content of Westerlund 1. Astronomy & Astrophysics. 2008, 478 (1): 137–149. Bibcode:2008A&A...478..137B. arXiv:0711.1624  . doi:10.1051/0004-6361:20077579. 
  8. ^ Negueruela, Ignacio; et al. Westerlund 1 as a Template for Massive Star Evolution. Proceedings of the International Astronomical Union. 2007, 3: 301–306. arXiv:0802.4168  . doi:10.1017/S1743921308020620. 

外部链接

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