GCIRS 13E
| GCIRS 13E | |
|---|---|
| Звёздное скопление | |
| История исследования | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|
| Прямое восхождение | 17ч 45м 39.73с[1] −29° 00′ 29.7″[1] |
| Склонение | 17ч 45м 39.73с[1] −29° 00′ 29.7″[1] |
| Расстояние | 26000 св. лет[2] |
| Созвездие | Стрелец |
| Коды в каталогах | |
| WR 101f | |
GCIRS 13E — источник инфракрасного и радиоизлучения вблизи центра Галактики. Считается, что данный объект представляет собой скопление горячих массивных звёзд, вероятно, содержащее в центре чёрную дыру средней массы.
GCIRS 13E изначально получил название GCIRS 13, затем этот объект был разделён на два компонента: GCIRS13E и W.[3] GCIRS 13E изначально моделировался в виде отдельного объекта, двойной звезды.[4] Объект также в некоторый момент классифицировался как звезда Вольфа-Райе из-за наличия в спектре мощных эмиссионных линий и получил название WR 101f.[5] Затем объект удалось разрешить на 7 звёзд Вольфа-Райе и спектрального класса O.[6] По данным современной инфракрасной астрономии и спектроскопии в скоплении идентифицированы 19 объектов, 15 из которых являются плотными газовыми областями. Оставшиеся четыре объекта являются звёздами: WN8 и WC9 — звёзды Вольфа-Райе, сверхгигант класса OB, гигант класса K3.[2]
Движение объектов из GCIRS 13E по всей видимости свидетельствует о наличии гораздо большей массы, чем наблюдается у видимых объектов. Предполагается, что в центре GCIRS 13E находится чёрная дыра средней массы с массой около 1300 масс Солнца. Однако данная теория обладает рядом недостатков.[7] Природа скопления остаётся невыясненной.[2]
GCIRS 13E является маленьким скоплением, в котором доминируют несколько массивных звёзд. Считается, что массивные звёзды не могут образовываться так близко к сверхмассивной чёрной дыре. Поскольку время жизни массивных звёзд невелико, предполагается, что скопление мигрировало к сверхмассивной чёрной дыре за последние 10 миллионов лет, первоначально находясь на расстоянии около 60 световых лет от современного положения. Возможно, звёзды являются остатками шарового скопления.[7]
Гал.долгота 359.9433°
Гал.широта -0.0454°
Расстояние 26 000 св. лет
Примечания
- ↑ 1,0 1,1 R. D.; Blum; Ramírez, Solange V.; Sellgren, K.; Olsen, K. Really Cool Stars and the Star Formation History at the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 597. — P. 323. — doi:10.1086/378380. — . — arXiv:astro-ph/0307291.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 T. K.; Fritz; Gillessen, S.; Dodds-Eden, K.; Martins, F.; Bartko, H.; Genzel, R.; Paumard, T.; Ott, T.; Pfuhl, O.; Trippe, S.; Eisenhauer, F.; Gratadour, D. GC-IRS13E—A Puzzling Association of Three Early-type Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 721. — P. 395. — doi:10.1088/0004-637X/721/1/395. — . — arXiv:1003.1717.
- ↑ Jun-Hui; Zhao; Goss, W. M. Radio Continuum Structure of IRS 13 and Proper Motions of Compact H II Components at the Galactic Center (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 499, no. 2. — P. L163. — doi:10.1086/311374. — .
- ↑ R. F.; Coker; Pittard, J. M. An X-ray binary model for the Galactic Center source IRS 13E (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2000. — Vol. 361. — P. L13. — . — arXiv:astro-ph/0008091.
- ↑ K. A.; Van Der Hucht. New Galactic Wolf-Rayet stars, and candidates. An annex to the VIIth Catalogue of Galactic Wolf-Rayet Stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2006. — Vol. 458, no. 2. — P. 453. — doi:10.1051/0004-6361:20065819. — . — arXiv:astro-ph/0609008.
- ↑ J. P.; Maillard; Paumard, T.; Stolovy, S. R.; Rigaut, F. The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2004. — Vol. 423. — P. 155. — doi:10.1051/0004-6361:20034147. — . — arXiv:astro-ph/0404450.
- ↑ 7,0 7,1 Schoedel, R.; A. Eckart; C. Iserlohe; R. Genzel; T. Ott. A Black Hole in the Galactic Center Complex IRS 13E? (англ.) // Astrophys. J. : journal. — 2005. — Vol. 625, no. 2. — P. L111—L114. — doi:10.1086/431307. — . — arXiv:astro-ph/0504474.