Просмотр кода страницы HD 97950

{{Звёздное скопление
|Название                  =  HD 97950
|Изображение               = NGC 3603b.jpg
|Подпись                   = Изображение скопления HD&nbsp;97950, полученное [[Хаббл (телескоп)|телескопом «Хаббл»]]
|Открыватель               = 
|Дата_открытия             = 
|Обозначения               = [[Henry Draper Catalogue|HD]]&nbsp;97950, [[NGC 3603]]YC, [[Durchmusterung|CD]]-60°3452, [[Durchmusterung|CPD]]-60° 2732, [[Hipparcos catalogue|HIP]]&nbsp;54948, [[Звезда Вольфа — Райе|MR]]&nbsp;38, [[Звезда Вольфа — Райе|WR]]&nbsp;43
|Эпоха                     = [[J2000.0]]
|Тип                       = 
|Прямое_восхождение        =  {{RA|11|15|07.346}}<ref name=ucac/>
|Склонение                 =  {{Dec|-61|15|38.52}}<ref name=ucac/>
|Расстояние                = 25&nbsp;тыс. [[Световой год|св.&nbsp;лет]] (7,6&nbsp;к[[Парсек|пк]])<ref name=melena2008 />
|Видимая_звёздная_величина =  9.03<ref name=ducati />
|Видимые_размеры           = 120"<ref name=pang2013/>
|Созвездие                 =  Киль
|Спектральный класс        = 
|Масса                     = 1,9{{e|4}} [[Солнечная масса|М<sub>☉</sub>]] <ref name=pang2013 />
|Радиус                    = 
|Абсолютная_звёздная_величина = 
|Возраст                   = 
|Свойства                  = 
}}
'''HD 97950''' — кратная [[звёздная система]], являющаяся частью [[Звёздное сверхскопление|звёздного сверхскопления]] в [[Область H II|области HII]] [[NGC 3603]]. Представляет собой массивную [[Кратная звезда|кратную звезду]] в центре одного из самых плотных скоплений [[Млечный Путь|Галактики]].

Только шесть звёзд в ядре скопления, имеющих обозначение от A до F, обычно относят к HD 97950, остальные звёзды обозначают носят обозначение звёзд скопления. Само окружающее скопление обозначают как скопление HD 97950 или как молодое скопление NGC 3603 (NGC 3603YC, от {{lang-en|NGC 3603 young cluster}}). Других заметных групп звёзд в NGC 3603 нет.

== Объекты звёздной системы ==
[[Файл:NGC3603 core.jpg|thumb|left|upright=1.0|Ядро скопления, в самом центре расположены звёзды A1/2/3, звёзды B и С находятся слева от центра.]]
Главные компоненты имеют обозначения [[NGC 3603-A1|A1]], A2, A3, [[NGC 3603-B|B]] и [[NGC 3603-C|C]], среди данных звёзд A1 и C являются спектрально-двойными. A1a, A1b, B и C являются [[Звезда Вольфа — Райе|звёздами Вольфа-Райе]] [[Спектральный класс|спектрального класса]] WN6h и входят в число наиболее [[Список самых массивных звёзд|массивных]] и [[Список самых мощных звёзд|мощных]] известных звёзд.<ref name=crowther>{{статья
|заглавие=The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M<sub>⊙</sub> stellar mass limit
|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
|том=408
|номер=2
|страницы=731—751
|arxiv=1007.3284
|bibcode=2010MNRAS.408..731C
|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x
|язык=en
|тип=journal
|автор=Crowther, P. A.; Schnurr, O.; Hirschi, R.; Yusof, N.; Parker, R. J.; Goodwin, S. P.; Kassim, H. A.
|год=2010
|издательство=[[Oxford University Press]]

}}</ref>

В скопление входит несколько десятков звёзд спектрального класса O (O3 и O4), в основном принадлежащих [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Скопление содержит несколько звёзд-гигантов и сверхгигантов, включая [[Sher&nbsp;25]] (яркий [[сверхгигант]] спектрального класа B), [[Sher&nbsp;18]] (сверхгигант спектрального класса O3.5), [[Sher&nbsp;23]] (богатый [[углерод]]ом сверхгигант спектрального класса O9.7).

В скоплении было идентифицировано более 7500 звёзд, наиболее массивные из которых превышали по массе Солнце в 100 раз, наименее массивные имели массу меньше [[Масса Солнца|солнечной]]. Звёзды, чья масса не превосходит 4 [[Масса Солнца|''M''<math>_{\odot}</math>]], ещё не перешли в своей эволюции на стадию главной последовательности.<ref name=harayama2008/>

{| class="wikitable sortable"
|+ Наиболее яркие звёзды, расположенные в порядке увеличения расстояния от центра скопления<ref name=moffat1994 />
|-
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"|<ref name=vdb />
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"|<ref name=moffat1994/>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:80px;"| Другие обозначения
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"|Спектральный класс<ref name=harayama2008 />
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| m<sub>V</sub><ref name=melena2008/>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| M<sub>V</sub><ref name=moffat1994/>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| Температура ([[Кельвин|K]])<ref name=melena2008/><ref name=massey2005 />
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| Светимость ([[Светимость Солнца|L<math>_{\odot}</math>]])<ref name=melena2008/>
|-
| [[NGC 3603-A1|A1a]]<ref name=crowther/> || rowspan=2 | 30 || rowspan=2 | WR 43a || WN6h || rowspan=2 | 11,18 || rowspan=2 | −7,8 || style="text-align:right;"| 42 000 || style="text-align:right;"| 2 500 000
|-
| [[NGC 3603-A1|A1b]]<ref name=crowther/> || WN6h || style="text-align:right;"| 40 000 || style="text-align:right;"| 1 500 000
|-
| A2 || 31 ||  || O3V || 12,53 || −6,9 || style="text-align:right;"| 46 500
|-
| A3 || 26 ||  || O3III || 13,09 || −6,4 || style="text-align:right;"| 46 500
|-
| || 29 ||  || O4V || 13,68<ref name=moffat1994/> || −5,2 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 27 ||  || O4V || 13,07<ref name=moffat1994/> || −5,8 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 25 ||  || O4V || 13,01<ref name=moffat1994/> || −5,9 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| [[NGC 3603-B|B]]<ref name=crowther/> || 23 || WR 43b || WN6h || 11,33 || −7,9 || style="text-align:right;"| 42 000 || style="text-align:right;"| 2 900 000
|-
| || 40 ||  || O3V || 13,33 || −5,7 || style="text-align:right;"| 46 500 || style="text-align:right;"| 780 000
|-
| || 33 ||  || O5V+OB?<ref name=melena2008/> || 13,69 || −5,8 || style="text-align:right;"|
|-
| || 41 ||  || O4V || 14,24 || −5,1 || style="text-align:right;"| 44 000 || style="text-align:right;"| 236 000
|-
| || 42 ||  || O3III || 12,99 || −6,1 || style="text-align:right;"| 46 500 || style="text-align:right;"| 1 030 000
|-
| || 37 ||  || O6.5V+? || 14,16 || −5,0 || style="text-align:right;"|
|-
| [[NGC 3603-C|C]]<ref name=crowther/> || 18 || WR 43c || WN6h || 11,89 || −7,3 || style="text-align:right;"| 44 000 || style="text-align:right;"| 2 200 000
|-
| rowspan=3 | D || 49 ||  || O4V || 12,64<ref name=moffat1994/> || −6,3 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| 50 ||  || O5V || 12,74<ref name=moffat1994/> || −6,2 || style="text-align:right;"| 41 000
|-
| 52 ||  || O4V || 13,68<ref name=moffat1994/> || −5,2 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 38 ||  || O3V || 13,21 || −5,9 || style="text-align:right;"| 46 500 || style="text-align:right;"| 540 000
|-
| E || 19 ||  || O5.5III(f) || 12,83<ref name=moffat1994/> || −6,1 || style="text-align:right;"| 41 000
|-
| F || 39 ||  || O5V || 11,86<ref name=moffat1994/> || −6,1 || style="text-align:right;"| 41 000
|-
| || 16 ||  || O3V || 13,53 || −5,4 || style="text-align:right;"| 46 500 || style="text-align:right;"| 711 000
|-
| || 43 ||  || O4V || 13,87<ref name=moffat1994/> || −5,0 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 14 ||  || O4V || 13,88<ref name=moffat1994/> || −5,0 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 59 ||  || O4V || 13,65<ref name=moffat1994/> || −5,3 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 60 ||  || O4V || 13,60<ref name=moffat1994/> || −5,3 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 62 ||  || O4V || 13,09 || −5,6 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 58 ||  || O5.5V || 13,09 || −5,1 || style="text-align:right;"| 39 500
|-
| G || 61 ||  || O5V || 12,74<ref name=moffat1994/> || −6,0 || style="text-align:right;"| 41 000
|-
| || 51 ||  || O4V(f) || 13,33<ref name=moffat1994/> || −5,6 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 9 ||  || O4V || 13,71 || −5,2 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 7 ||  || O4V || 13,58<ref name=mtt/> || −5,4 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 22 ||  || O5III(f) || 13,23<ref name=mtt/> || −5,8 || style="text-align:right;"| 41 000
|-
| || 1 || Sher 23 || OC9.7Ia<ref name=melena2008/> || 12,70 || −6,3 || style="text-align:right;"| 30 250 || style="text-align:right;"| 449 000
|-
| || 2 || Sher 22 || O3III(f)<ref name=melena2008/> || 13,21 || −5,6 || style="text-align:right;"| 46 500 || style="text-align:right;"| 863 000
|-
| || 5 || [[Sher 25]] || B1Iab<ref name=melena2008/> || 12,23 || −6,5 || style="text-align:right;"| 22 000 || style="text-align:right;"| 649 000
|-
| || 48 || Sher 18 || O3.5If<ref name=melena2008/> || 12,65 || −6,4 || style="text-align:right;"| 39 500 || style="text-align:right;"| 1 790 000
|-
| || 24 || || O4V<ref name=melena2008/> || 12,72 || −6,2 || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || || MTT 25 || O3V<ref name=melena2008/> || 12,61<ref name=mtt/> || −6,2 || style="text-align:right;"| 46 500
|-
| || 20 || || O4V || 13,98<ref name=moffat1994/> || || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 17 || || O4V || 14,10 || || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 45 || || O8V-III || 14,14 || −4,7<ref name=melena2008/> || style="text-align:right;"| 33 750 || style="text-align:right;"| 124 000
|-
| || 57 || || O4V || 13,98<ref name=moffat1994/> || || style="text-align:right;"| 44 000
|-
| || 10 ||  || O4V || 14,17 || −5,1<ref name=melena2008/> || style="text-align:right;"| 44 000 || style="text-align:right;"| 258 000
|-
| || || MTT 58<ref name=roman2013 /> || O2If*/WN6 || 14,76 || −5,7 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 855 000
|-
| || || [[WR 42e]]<ref name=roman2012 /> || O2If*/WN6 || 14,53 || −6,3 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 3 200 000
|}

По количеству звёзд спектральных классов WNh и раннего O данное скопление превосходит другие скопления Галактики. Скопления [[Скопление Арки|Арки]] и Квинтуплет содержат около 20 молодых массивных звёзд каждое и, вероятно, обладают массой, сравнимой с массой HD 97950, но не содержат звёзд спектрального класса O3 или WN6. Скопления, богатые [[Красный сверхгигант|красными сверхгигантами]], такие как [[Westerlund 1]], слишком старые для того, чтобы содержать такие молодые звёзды. Скопление [[R136]] в [[Большое Магелланово Облако|Большом Магеллановом Облаке]] содержит более массивные звёзды, чем HD 97950, и большее количество звёзд спектрального класса O, причём всё скопление R136 может быть более массивным, чем HD 97950.<ref name=zwart>{{статья|bibcode=2010ARA&A..48..431P|заглавие=Young Massive Star Clusters|том=48|страницы=431—493|doi=10.1146/annurev-astro-081309-130834|arxiv=1002.1961|автор=Simon F.; Portegies Zwart; McMillan, Stephen L. W.; Gieles, Mark|год=2010|язык=en|издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}|издательство=[[Annual Reviews]]}}</ref>

Предполагается, что звезда [[WR&nbsp;42e]], расположенная на расстоянии 2,6 [[Угловая минута|угловых минут]] от центра скопления, и звезда J1117−6120 спектрального класса O6V, удалённая от WR 42e на четверть градуса, были выброшены из скопления в результате взаимодействия трёх объектов. Две из трёх звёзд слились в одну массивную яркую звезду WR 42e.<ref name=3body>{{статья|заглавие=Two massive stars possibly ejected from NGC 3603 via a three-body encounter|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|том=430|страницы=L20|doi=10.1093/mnrasl/sls041|bibcode=2013MNRAS.430L..20G|arxiv=1211.5926|язык=en|тип=journal|автор=Gvaramadze, V. V.; Kniazev, A. V.; Chené, A. -N.; Schnurr, O.|год=2012}}</ref>

== Масса ==
Скопление HD 97950 обладает полной фотометрической массой около 10 000 — 16 000 ''M''<math>_{\odot}</math><ref name=harayama2008/> и динамической массой около 19 000 ''M''<math>_{\odot}</math>.<ref name=pang2013/> Составляющие скопление звёзды показывают признаки динамической [[Сегрегация масс (астрономия)|сегрегации масс]]: более массивные звёзды обнаруживаются ближе к центру скопления.<ref name=pang2013/> Центр скопления обладает плотностью около 60 000 ''M''<math>_{\odot}</math>/пк<sup>3</sup>, что в десять раз превышает плотность в центре [[Туманность Ориона|Туманности Ориона]] и сравнимо с плотностью в центре [[R136]].<ref name=harayama2008/>

== Возраст ==
Посредством вписывания модельной главной последовательности и стадии [[Звезда до главной последовательности|до главной последовательности]] была получена оценка возраста 1 млн лет или менее. [[Точка поворота]] на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга-Ресселла]] для скопления не прослеживается, но положение наиболее массивных звёзд лучше описывается изохроной возраста 2,5 млн лет, но всё же согласуется с общим возрастом скопления около 1 млн лет.<ref name=harayama2008/> Некоторое количество звёзд, как, например, Sher 25, показывает больший возраст, что привело к предположениям о продолжающемся [[Звездообразование|звездообразовании]] или о более ранней вспышке звездобразования.<ref name=melena2008/> В рамках других исследований возраст скопления был оценен в 2 млн лет, но наличие наиболее массивных и ярких звёзд налагает ограничение сверху на возраст в 2,5 млн лет.<ref>{{статья|bibcode=2012ApJ...750L..44K|заглавие=Instantaneous Starburst of the Massive Clusters Westerlund 1 and NGC 3603 YC|том=750|номер=2|страницы=L44|doi=10.1088/2041-8205/750/2/L44|arxiv=1204.5481|язык=en|тип=journal|автор=Natalia Kudryavtseva; Brandner, Wolfgang; Gennaro, Mario; Rochau, Boyke; Stolte, Andrea; Andersen, Morten; Da Rio, Nicola; Henning, Thomas; Tognelli, Emanuele; Hogg, David; Clark, Simon; Waters, Rens|год=2012|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

HD 97950 является одним из самых молодых скоплений в Галактике. Возраст скопления в Арке оценивается в 2,5 млн лет; скопления, содержащие красные сверхгиганты, более старые. Возраст скопления R136 оценивается в 2 млн лет. Скопление [[Трюмплер&nbsp;14]] в [[Туманность Киля|Туманности Киля]] обладает возрастом 300 000—500 000 лет, но оно менее массивное.<ref name=zwart/>

== Примечания ==
{{примечания|refs=
<ref name=ucac>{{статья|заглавие=The Second U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog (UCAC2)|том=1289|издание=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|bibcode=2003yCat.1289….0Z|цитата=.|язык=en|тип=journal|автор=Zacharias, N.; Urban, S. E.; Zacharias, M. I.; Wycoff, G. L.; Hall, D. M.; Germain, M. E.; Holdenried, E. R.; Winter, L.|год=2003}}</ref>

<ref name="melena2008">{{статья|заглавие=The Massive Star Content of NGC 3603|ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-03_135_3/page/878|том=135|номер=3|страницы=878—891|bibcode=2008AJ....135..878M|doi=10.1088/0004-6256/135/3/878|arxiv=0712.2621|автор=Nicholas W. Melena; Massey, Philip; Morrell, Nidia I.; Zangari, Amanda M.|год=2008|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

<ref name=ducati>{{статья|заглавие=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system|издание=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|том=2237|bibcode=2002yCat.2237....0D|язык=en|тип=journal|автор=J. R. Ducati|год=2002}}</ref>

<ref name=pang2013>{{статья|заглавие=On the Origin of Mass Segregation in NGC 3603|том=764|страницы=73|doi=10.1088/0004-637X/764/1/73|bibcode=2013ApJ...764...73P|arxiv=1212.4566|автор=Xiaoying Pang; Grebel, Eva K.; Allison, Richard J.; Goodwin, Simon P.; Altmann, Martin; Harbeck, Daniel; Moffat, Anthony F. J.; Drissen, Laurent|год=2013|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

<ref name=moffat1994>{{статья|заглавие=NGC 3603 and its Wolf-Rayet stars: Galactic clone of R136 at the core of 30 Doradus, but without the massive surrounding cluster halo|том=436|страницы=183|bibcode=1994ApJ...436..183M|doi=10.1086/174891|язык=en|тип=journal|автор=Anthony F. J. Moffat; Drissen, Laurent; Shara, Michael M.|год=1994|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

<ref name=vdb>{{статья|заглавие=Another nebulous multiple star|издание=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|том=4|страницы=261|bibcode=1928BAN.....4..261V|автор=W. H. Van Den Bos|год=1928}}</ref>

<ref name=harayama2008>{{статья|заглавие=The Initial Mass Function of the Massive Star-forming Region NGC 3603 from Near-Infrared Adaptive Optics Observations|том=675|номер=2|страницы=1319—1342|bibcode=2008ApJ...675.1319H|doi=10.1086/524650|arxiv=0710.2882|язык=en|тип=journal|автор=Y. Harayama; Eisenhauer, F.; Martins, F.|год=2008|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

<ref name=mtt>{{статья|заглавие=The galactic giant H II region NGC 3603|ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1989-04_213_1-2/page/89|том=213|страницы=89|bibcode=1989A&A...213...89M|автор=J. Melnick; Tapia, M.; Terlevich, R.|год=1989|язык=en|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|издательство=[[EDP Sciences]]}}</ref>

<ref name=massey2005>{{статья|заглавие=The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample|том=627|страницы=477—519|doi=10.1086/430417|arxiv=astro-ph/0503464|bibcode=2005ApJ...627..477M|язык=en|тип=journal|автор=Philip Massey; Puls, Joachim; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore|год=2005|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>

<ref name=roman2013>{{статья|заглавие=An O2 If*/WN6 star caught in the act in a compact H II region in the starburst cluster NGC 3603|том=433|страницы=712—718|doi=10.1093/mnras/stt762|arxiv=1305.0851|bibcode=2013MNRAS.433..712R|язык=en|тип=journal|автор=A. Roman-Lopes|год=2013|издательство=[[Oxford University Press]]|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]}}</ref>

<ref name=roman2012>{{статья|заглавие=A Galactic O2 If*/WN6 star possibly ejected from its birthplace in NGC 3603|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|том=427|страницы=L65|bibcode=2012MNRAS.427L..65R|doi=10.1111/j.1745-3933.2012.01346.x|arxiv=1209.1598|язык=en|тип=journal|автор=A. Roman-Lopes|год=2012}}</ref>
}}

== Ссылки ==
* [https://web.archive.org/web/20150610203637/http://www.mpia.de/imprs-hd/theses/thesis_pang.pdf A comprehensive study of the young star cluster HD 97950 in NGC 3603]{{ref-en}}

[[Категория:Рассеянные скопления]]