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Westerlund 1

Westerlund 1 (abreviado Wd1 , a veces llamado Cúmulo Ara [6] ) es un cúmulo de estrellas supercompacto y joven a unos 3,8 kpc (12.000 años luz) de la Tierra. Se cree que es el cúmulo de estrellas jóvenes más masivo de la Vía Láctea [4] y fue descubierto por Bengt Westerlund en 1961 [7] pero permaneció en gran parte sin estudiar durante muchos años debido a la alta absorción interestelar en su dirección. En el futuro, probablemente se convertirá en un cúmulo globular [8] .

El cúmulo contiene una gran cantidad de estrellas raras, evolucionadas y de alta masa, incluyendo: 6 hipergigantes amarillas , 4 supergigantes rojas incluyendo Westerlund 1-26 , una de las estrellas más grandes conocidas , 24 estrellas Wolf-Rayet , una variable azul luminosa , muchas supergigantes OB y ​​una estrella supergigante sgB[e] inusual que se ha propuesto como el remanente de una fusión estelar reciente . [9] Además, las observaciones de rayos X han revelado la presencia del púlsar de rayos X anómalo CXO J164710.20-455217 , una estrella de neutrones de rotación lenta que debe haberse formado a partir de una estrella progenitora de alta masa. [10] Se cree que Westerlund 1 se formó en un solo estallido de formación estelar, lo que implica que las estrellas constituyentes tienen edades y composiciones similares.

Además de albergar algunas de las estrellas más masivas y menos comprendidas de nuestra galaxia, Westerlund 1 es útil como un cúmulo superestelar relativamente cercano y fácil de observar que puede ayudar a los astrónomos a determinar qué ocurre dentro de los cúmulos superestelares extragalácticos.

Observaciones

Imágenes de Westerlund 1: a la izquierda se muestra la luz visible, con todas las estrellas en rojo debido a la absorción interestelar; a la derecha se muestran longitudes de onda de rayos X, con el magnetar marcado

Las estrellas de secuencia principal O7–8V más brillantes en Wd1 tienen magnitudes fotométricas en la banda V de alrededor de 20,5 y, por lo tanto, en longitudes de onda visibles, Wd1 está dominado por estrellas post-Secuencia Principal altamente luminosas (magnitudes en la banda V de 14,5–18, magnitudes absolutas de −7 a −10), junto con estrellas post-Secuencia Principal menos luminosas de clase de luminosidad Ib y II (magnitudes en la banda V de 18–20). Debido al enrojecimiento interestelar extremadamente alto hacia Wd1, es muy difícil de observar en las bandas U y B, y la mayoría de las observaciones se realizan en las bandas R o I en el extremo rojo del espectro o en el infrarrojo . Las estrellas en el cúmulo generalmente se nombran utilizando una clasificación introducida por Westerlund, [11] aunque a menudo se utiliza una convención de nomenclatura separada para las estrellas Wolf-Rayet. [12]

En longitudes de onda de rayos X, Wd1 muestra emisión difusa proveniente del gas interestelar y emisión puntual proveniente tanto de estrellas de alta masa, post-Secuencia Principal, como de baja masa, pre-Secuencia Principal. El magnetar Westerlund 1 es la fuente puntual de rayos X más luminosa del cúmulo, junto con la estrella sgB[e] W9, el (presunto) binario W30a y las estrellas Wolf–Rayet WR A y WR B, todas ellas fuentes de rayos X potentes. Aproximadamente otras 50 fuentes puntuales de rayos X están asociadas con contrapartes ópticas luminosas. Finalmente, en longitudes de onda de radio, la estrella sgB[e] W9 y las supergigantes rojas W20 y W26 son fuentes de radio potentes, mientras que también se detectan la mayoría de las hipergigantes frías y algunas supergigantes OB y ​​estrellas Wolf–Rayet.

Edad y estado evolutivo

Impresión artística del magnetar CXOU J164710.2-455216 en el cúmulo estelar Westerlund 1 (ESO/L. Calçada)

La edad de Wd1 se estima en 4-5  millones de años a partir de la comparación de la población de estrellas evolucionadas con modelos de evolución estelar . La presencia de un número significativo de estrellas Wolf-Rayet y supergigantes rojas y amarillas en Wd1 representa una fuerte restricción en la edad: la teoría sugiere que las supergigantes rojas no se formarán hasta alrededor de 4 millones de años, ya que las estrellas más masivas no pasan por una fase de supergigantes rojas, mientras que la población Wolf-Rayet declina bruscamente después de 5 millones de años. Este rango de edades es ampliamente consistente con las observaciones infrarrojas de Wd1 que revelan la presencia de estrellas de secuencia principal de finales de O , aunque se ha sugerido una edad menor de alrededor de 3,5 millones de años a partir de observaciones de estrellas de menor masa en Wd1. [1]

Estrellas similares a cometas en Westerlund 1 [13]

Si Wd1 formó estrellas con una función de masa inicial típica , entonces el cúmulo habría contenido originalmente una cantidad significativa de estrellas muy masivas, como las que se observan actualmente en el cúmulo más joven Arches . Las estimaciones actuales de la edad de Wd1 son mayores que las vidas de estas estrellas, y los modelos de evolución estelar sugieren que ya habría habido entre 50 y 150 supernovas en Wd1, con una tasa de supernova de aproximadamente una cada 10.000 años durante el último millón de años. Sin embargo, hasta la fecha solo se ha detectado un remanente de supernova definitivo (el magnetar Westerlund 1) y la falta de otros objetos compactos y sistemas binarios de rayos X de alta masa es desconcertante. Se han presentado varias sugerencias, incluidas altas velocidades de impulso de supernova que alteran los sistemas binarios, la formación de agujeros negros de masa estelar de acreción lenta (y por lo tanto indetectables) o sistemas binarios en los que ambos objetos son ahora objetos compactos, pero el problema aún está por resolver.

Como las estrellas de Westerlund 1 tienen la misma edad, composición y distancia, el cúmulo representa un entorno ideal para comprender la evolución de las estrellas masivas. La presencia simultánea de estrellas que evolucionan hacia y desde la secuencia principal presenta una prueba sólida para los modelos de evolución estelar, que actualmente tampoco pueden predecir correctamente la distribución observada de los subtipos Wolf-Rayet en Westerlund 1. [14]

Fracción binaria

Varias líneas de evidencia apuntan a una alta fracción binaria entre las estrellas de alta masa en Wd1. Algunas binarias masivas se detectan directamente a través de observaciones de fotometría [15] y velocidad radial [16] , mientras que muchas otras se infieren a través de características secundarias (como alta luminosidad de rayos X, espectros de radio no térmicos y exceso de emisión infrarroja) que son típicas de las binarias con vientos en colisión o estrellas Wolf-Rayet formadoras de polvo. Actualmente se estiman fracciones binarias generales del 70% para la población Wolf-Rayet [12] y superiores al 40% para las supergigantes OB, aunque ambas pueden estar incompletas. [16]

Miembros

Además de los miembros documentados del cúmulo, se cree que la variable azul luminosa MN44 es una estrella fugitiva expulsada de Westerlund 1 hace cuatro a cinco millones de años. [17]

Referencias

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