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川普勒14

川普勒14（Tr 14）是一個直徑six光年（1.8秒差距），位於船底座星雲內，距離地球大約8,980光年（2,753秒差距）的一個疏散星團 [1][2]。它與附近的川普勒16都是船底座星雲中最大的船底座OB1星協的主要成員，但是川普勒14的質量沒有川普勒16那麼大[3]。

川普勒14
HST的ACS以可見光和紅外線拍攝的影像。
觀測資料 (J2000 曆元)
星座船底座
赤經10h 43m 56s[1]
赤緯-59° 33′ 00″[1]
距離8,980 ly（2,753 pc）[1]
視星等 (V)5.5[1]
物理特徵
質量4.3+3.3
−1.5×103 M☉
估計年齡300000–500000 years
值得注意特徵已知最年輕的星團之一。
其他特徵Cr 230、C 1041-593、 Cl VDBH 102、[DBS2003] 54、[KPR2004b] 263、 [KPS2012] MWSC 1846[1]
相關條目：疏散星團、NGC天體表

在川普勒14中，已經發現的恆星大約有2000顆[4]，估計這個星團的總質量大約是4,300 M☉[5]。

年齡

它是已知最年輕的星團之一，估計年齡在30萬至50萬年之間 [5]。相較之下，巨大的超星團R136的年齡在100萬至200萬年之間[6]，著名的昴宿星團年齡大約事1.15億年[7]。

成員

由於位於船底座星雲的內側，川普勒14目前正在進行大規模的恆星生成。因此，星團展示了許多晚O型到早A型光譜類型的恆星，這些恆星都很巨大（至少10倍的太陽質量），因此壽命都很短（不超過3,300萬年），表面溫度則超過20000 K。最亮的成員HD 93129，是由3顆恆星組成的三合星系統[8]。它還包括一顆光譜類型為O3.5((fc))z，非常熱和年輕的主序星HD 93128[9]。

未來

幾百萬年後，隨着恆星的死亡和消逝，它將觸發富含金屬的恆星形成，並且在數億年後，川普勒14可能也會消散[10]。

圖集

  •  
    船底座OB1星協的圖像。川普勒14市中心右上角的巨大星團。
  •  
    使用安裝在ESO甚大望遠鏡的多聯體自適應光學演示器（MAD），基於K和H濾鏡組合成像的川普勒14（視野寬度約2弧分）。

參考資料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 Trumpler 14. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文資料中心. 
  2. ^ W.S. Dias; B.S. Alessi; A. Moitinho & J.R.D. Lépine. New catalogue of optically visible open clusters and candidates. Astronomy & Astrophysics. 2002, 389 (3): 871–873. Bibcode:2002A&A...389..871D. arXiv:astro-ph/0203351  . doi:10.1051/0004-6361:20020668. 
  3. ^ Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. , 編. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library, Volume 384 384. Springer Science+Business Media. 23 January 2012 [2020-08-26]. Bibcode:2012ASSL..384.....D. ISBN 978-1-4614-2274-7. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4. （原始內容存檔於2019-07-28）.  |journal=被忽略 (幫助)
  4. ^ Young star cluster Trumpler 14 revealed in stunning image. ScienceDaily. 2009-12-04 [2014-10-07]. （原始內容存檔於31 August 2014）. 
  5. ^ 5.0 5.1 H. Sana; Y. Momany; M. Gieles; G. Carraro; et al. A MAD view of Trumpler 14. Astronomy & Astrophysics. 2010, 515: A26. Bibcode:2010A&A...515A..26S. arXiv:1003.2208  . doi:10.1051/0004-6361/200913688. 
  6. ^ Crowther, Schnurr; Hirschi, Yusof; Parker, Goodwin; Kassim. The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 M⊙ stellar mass limit. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2010, 408 (2): 731. Bibcode:2010MNRAS.408..731C. arXiv:1007.3284  . doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x. 
  7. ^ Basri G.; Marcy G. W.; Graham J. R. Lithium in Brown Dwarf Candidates: The Mass and Age of the Faintest Pleiades Stars. Astrophysical Journal. 1996, 458: 600. Bibcode:1996ApJ...458..600B. doi:10.1086/176842. 
  8. ^ Kaler, James D. The Hundred Greatest Stars. Copernicus Books. 2002: 50 [2014-10-01]. ISBN 978-0-387-95436-3 –透過Google Books. 
  9. ^ Smith, Nathan. A census of the Carina Nebula - I. Cumulative energy input from massive stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2006, 367 (2): 763–772. Bibcode:2006MNRAS.367..763S. arXiv:astro-ph/0601060  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x. 
  10. ^ de La Fuente. Dynamical Evolution of Open Star Clusters. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1998, 110 (751): 1117. Bibcode:1998PASP..110.1117D. doi:10.1086/316220  . 

外部連結


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