Cụm sao Arch • Alexander Yarovitchchuk • Hình ảnh khoa học của ngày về "Các yếu tố" • Thiên văn học

Cụm sao Arch

Trong hình ảnh tổng hợp này, bắt nguồn từ dữ liệu quang học và hồng ngoại của kính viễn vọng Hubble và dữ liệu X-quang từ kính thiên văn Chandra, bạn có thể thấy cụm Arch là một trong những cụm sao dày nhất trong dải Ngân hà. Nếu trong cụm này chúng ta giới hạn một vùng có bán kính 4,22 năm ánh sáng (đây là khoảng cách từ ngôi sao của chúng ta, Mặt trời, đến sao Proxima Centauri gần nó), sau đó không phải hai, nhưng hai trăm nghìn ngôi sao sẽ rơi vào vùng này. Ở chính giữa thiên hà của chúng ta, mật độ của các ngôi sao tự nhiên còn cao hơn (xem hình ảnh trong ngày "Trung tâm của dải ngân hà").

Cụm vòm Arch nằm cách trái đất khoảng 25.000 năm ánh sáng theo hướng chòm sao Nhân Mã và chỉ cách trung tâm thiên hà của chúng ta 100 năm ánh sáng. Do nằm gần trung tâm của Galaxy, Arches rất khó quan sát, bởi vì bụi thiên hà hấp thụ hầu hết các sóng trong phạm vi nhìn thấy được. Thật không ngạc nhiên khi cụm này chỉ được phát hiện vào năm 1995. Một hệ quả khác của sự gần gũi với trung tâm của Galaxy là tốc độ cao của cụm Arch: trung tâm khối lượng của nó di chuyển xung quanh một lỗ đen ở tốc độ hơn 200 km / s.

Cụm có tên của nó vì các vòm và vòm mở rộng có thể nhìn thấy trong phạm vi chụp X-quang – đây là những đám mây khí nóng lên đến 60 triệu độ.Nhiều sao trong cụm sao có gió sao mạnh mẽ, cùng với bức xạ điện từ mạnh nhất, truyền theo mọi hướng từ ngôi sao, thổi một loại bong bóng (xem hình ảnh trong ngày "Bong bóng thổi phồng bởi gió sao"). Khi các bong bóng này tương tác với một chất khác xung quanh cụm, chất này nóng lên và bắt đầu tỏa ra tích cực. Một số bong bóng như vậy hợp nhất, nhưng do sức mạnh bức xạ cao và khoảng cách nhỏ giữa các ngôi sao, các khu vực tương tác vẫn còn tương đối thậm chí cung và vòm.

Arch Pile: bên trái – ảnh quang học của kính viễn vọng Hubble, bên phải – Hình ảnh từ kính viễn vọng Chandra trong phạm vi chụp X quang. Ảnh từ nasa.gov và chandra.harvard.edu

Cụm vòm chứa khoảng 135 ngôi sao trẻ, sáng và rất nóng, lớn hơn nhiều lần và lớn hơn Mặt Trời, cũng như vài triệu ngôi sao nhỏ hơn. Bởi sự vắng mặt của các ngôi sao trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa, có thể giả thiết rằng Arches là một cụm trẻ, tuổi của các ngôi sao trong đó khoảng hai triệu rưỡi năm. Ví dụ, Cụm Quintol có khối lượng tương đương với Arches,nhưng lớn hơn nhiều: các ngôi sao lâu đời nhất trong cụm Arch gần như không di chuyển ra khỏi dãy chính, trong khi cụm Quintol đã bao gồm nhiều siêu khổng lồ màu đỏ.

Cụm vòm là lý tưởng để xác định khối lượng giới hạn của các ngôi sao. Mật độ của nó (và khối lượng của ngôi sao được xác định bởi mật độ của cụm khí mà nó nằm) và khối lượng đủ để sao có thể tạo thành 400 sao khối lượng mặt trời. Đồng thời, cụm là đủ trẻ mà các thành viên lớn nhất của nó vẫn còn nhìn thấy được (bởi vì khối lượng của một ngôi sao lớn hơn, thời gian sống ngắn hơn).

Theo chức năng khối lượng ban đầu, các ngôi sao khối lượng khổng lồ sẽ được quan sát theo thống kê trong cụm Arch, tuy nhiên, không thể phát hiện các ngôi sao nặng hơn 150 khối lượng Mặt Trời. Trong các cụm khác ít dày đặc hơn, các ngôi sao lớn hơn cũng không được tìm thấy, ngoại trừ một vài ngôi sao đặc biệt (ví dụ, R136a1 với khối lượng 315 mặt trời trong Đám mây Magellan Lớn). Điều này cho thấy rằng 150 khối lượng mặt trời là giá trị giới hạn cho khối lượng của ngôi sao, và làm cho nó cần thiết để tìm kiếm một cơ chế giới hạn khối lượng này.

Ảnh từ trang web nasa.gov.

Alexander Yarovitchchuk


Like this post? Please share to your friends:
Trả lời

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