Diferencia entre revisiones de «Cúmulo Arches»
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| época = J2000.0 |
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| ar = 17<sup>h</sup> 45<sup>m</sup> 50.5<sup>s</sup> |
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El '''cúmulo estelar Arches''' es el cúmulo más denso de estrellas conocido en la [[Vía Láctea]], y está situado a unos 100 [[Año luz|años luz]] de distancia del centro de la misma, en la [[Sagitario (constelación)|constelación de Sagitario]]. Es de muy difícil observación debido al [[polvo estelar]] de la región; el grupo está oculto en las bandas visuales y se observa sólo con rayos X, infrarrojos y bandas de radio. Su radio es de aproximadamente un año luz. Contiene unas 150 estrellas jóvenes y muy calientes que son muchas veces más grandes y masivas que nuestro sol. Estas estrellas viven sólo unos pocos millones de años antes de agotar su combustible de [[hidrógeno]], debido a su extrema luminosidad. El grupo también contiene gas caliente, producido en los choques por las colisiones entre los poderosos vientos estelares de alta velocidad que fluyen desde estas estrellas. |
El '''cúmulo estelar Arches''' es el cúmulo más denso de estrellas conocido en la [[Vía Láctea]], y está situado a unos 100 [[Año luz|años luz]] de distancia del centro de la misma, en la [[Sagitario (constelación)|constelación de Sagitario]]. Es de muy difícil observación debido al [[polvo estelar]] de la región; el grupo está oculto en las bandas visuales y se observa sólo con rayos X, infrarrojos y bandas de radio. Su radio es de aproximadamente un año luz. Contiene unas 150 estrellas jóvenes y muy calientes que son muchas veces más grandes y masivas que nuestro sol. Estas estrellas viven sólo unos pocos millones de años antes de agotar su combustible de [[hidrógeno]], debido a su extrema luminosidad. El grupo también contiene gas caliente, producido en los choques por las colisiones entre los poderosos vientos estelares de alta velocidad que fluyen desde estas estrellas. |
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Se estima la edad de este [[cúmulo de estrellas]] y el grupo |
Se estima la edad de este [[cúmulo de estrellas]] y el grupo Quíntuple (otro grupo masivo de estrellas jóvenes de la región) entre dos y cuatro millones de años. Se supone que las más masivas de sus estrellas sean supernovas, estrellas de neutrones en formación y agujeros negros, y están siendo desgarradas por los tirones gravitatorios del gigantesco [[agujero negro]] [[Sagitario A*|Sagitario A]]. Es desconocido aún cómo a pesar de estas fuertes mareas, el grupo puede haberse formado. |
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La investigación de Donal Figer, astrónomo del Instituto Rochester de Tecnología, establece un tope de 150 [[Masa solar|masas solares]] para las estrellas en esta era del universo. Usando el telescopio espacial [[Telescopio espacial Hubble|Hubble]] observó miles de estrellas del cúmulo Arches y no encontró estrellas que sobrepasen ese límite, a pesar de que la probabilidad estadística señalaba que allí deberían encontrarse varias de ellas. |
La investigación de Donal Figer, astrónomo del Instituto Rochester de Tecnología, establece un tope de 150 [[Masa solar|masas solares]] para las estrellas en esta era del universo. Usando el telescopio espacial [[Telescopio espacial Hubble|Hubble]] observó miles de estrellas del cúmulo Arches y no encontró estrellas que sobrepasen ese límite, a pesar de que la probabilidad estadística señalaba que allí deberían encontrarse varias de ellas. |
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==Estrellas principales== |
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! Clase |
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! Masa (M☉) |
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||F1||WR 102ad||WN8-9h||101 - 119||2,000,000||33,200||43 |
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||F2||WR 102aa||WN8-9h<br/> O5-6 Ia+||80<br/>60 ||1,000,000||33,500||± 44<br/>± 35 |
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||F5||WR 102ai||WN9-8h||31 - 36||891,000||32,100||31 |
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||F6||WR 102ah||WN9-8h||101 - 119||2,240,000||33,900||44 |
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||F8||WR 102ag||WN9-8h||43 - 51||1,260,000||32,900||35 |
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||F10||WR 102ab||O7-8 Ia+||55 - 69||891,000||32,200||24 |
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||F18||||O4-5 Ia+||67 - 82||1,120,000||36,900||26 |
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[[Categoría:Cúmulos estelares]] |
[[Categoría:Cúmulos estelares]] |
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Revisión del 19:54 10 dic 2018
| Cúmulo Arches | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Ascensión recta | 17h 45m 50.5s | |
| Declinación | -28° 49′ 28′′ | |
| Distancia | 25000 ± 500 al | |
| Tamaño aparente (V) | ± 2 minutos de arco | |
| Constelación | Sagittarius | |
| Características físicas | ||
| Número de estrellas | 145 ± 35 | |
| Otras características | cúmulo denso oscurecido por nubes de polvo galáctico | |
El cúmulo estelar Arches es el cúmulo más denso de estrellas conocido en la Vía Láctea, y está situado a unos 100 años luz de distancia del centro de la misma, en la constelación de Sagitario. Es de muy difícil observación debido al polvo estelar de la región; el grupo está oculto en las bandas visuales y se observa sólo con rayos X, infrarrojos y bandas de radio. Su radio es de aproximadamente un año luz. Contiene unas 150 estrellas jóvenes y muy calientes que son muchas veces más grandes y masivas que nuestro sol. Estas estrellas viven sólo unos pocos millones de años antes de agotar su combustible de hidrógeno, debido a su extrema luminosidad. El grupo también contiene gas caliente, producido en los choques por las colisiones entre los poderosos vientos estelares de alta velocidad que fluyen desde estas estrellas.
Se estima la edad de este cúmulo de estrellas y el grupo Quíntuple (otro grupo masivo de estrellas jóvenes de la región) entre dos y cuatro millones de años. Se supone que las más masivas de sus estrellas sean supernovas, estrellas de neutrones en formación y agujeros negros, y están siendo desgarradas por los tirones gravitatorios del gigantesco agujero negro Sagitario A. Es desconocido aún cómo a pesar de estas fuertes mareas, el grupo puede haberse formado.
La investigación de Donal Figer, astrónomo del Instituto Rochester de Tecnología, establece un tope de 150 masas solares para las estrellas en esta era del universo. Usando el telescopio espacial Hubble observó miles de estrellas del cúmulo Arches y no encontró estrellas que sobrepasen ese límite, a pesar de que la probabilidad estadística señalaba que allí deberían encontrarse varias de ellas.
Estrellas principales
| Clase | Otras designaciones | Tipo espectral | Masa (M☉) | Luminosidad | Temperatura (k) | Radio (R☉) |
|---|---|---|---|---|---|---|
| B1 | WR 102bc | WN8-9h | 50-60 | 891,000 | 31,700 | 32 |
| F1 | WR 102ad | WN8-9h | 101 - 119 | 2,000,000 | 33,200 | 43 |
| F2 | WR 102aa | WN8-9h O5-6 Ia+ |
80 60 |
1,000,000 | 33,500 | ± 44 ± 35 |
| F3 | WR 102bb | WN8-9h | 52 - 63 | 1,260,000 | 29,600 | 43 |
| F4 | WR 102al | WN7-8h | 66 - 76 | 2,000,000 | 36,800 | 35 |
| F5 | WR 102ai | WN9-8h | 31 - 36 | 891,000 | 32,100 | 31 |
| F6 | WR 102ah | WN9-8h | 101 - 119 | 2,240,000 | 33,900 | 44 |
| F7 | WR 102aj | WN9-8h | 86 - 102 | 2,000,000 | 32,900 | 44 |
| F8 | WR 102ag | WN9-8h | 43 - 51 | 1,260,000 | 32,900 | 35 |
| F9 | WR 102ae | WN9-8h | 111 - 131 | 2,240,000 | 36,600 | 38 |
| F10 | WR 102ab | O7-8 Ia+ | 55 - 69 | 891,000 | 32,200 | 24 |
| F12 | WR 102af | WN7-8h | 54 - 65 | 1,580,000 | 36,900 | 31 |
| F14 | WR 102ba | WN8-9h | 54 - 65 | 1,000,000 | 34,500 | 28 |
| F15 | O6-7 Ia+ | 80 - 97 | 1,410,000 | 35,600 | 32 | |
| F18 | O4-5 Ia+ | 67 - 82 | 1,120,000 | 36,900 | 26 |