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川普勒14

川普勒14（Tr 14）是一个直径six光年（1.8秒差距），位于船底座星云内，距离地球大约8,980光年（2,753秒差距）的一个疏散星团 [1][2]。它与附近的川普勒16都是船底座星云中最大的船底座OB1星协的主要成员，但是川普勒14的质量没有川普勒16那么大[3]。

川普勒14
HST的ACS以可见光和红外线拍摄的影像。
观测资料 (J2000 历元)
星座船底座
赤经10h 43m 56s[1]
赤纬-59° 33′ 00″[1]
距离8,980 ly（2,753 pc）[1]
视星等 (V)5.5[1]
物理特征
质量4.3+3.3
−1.5×103 M☉
估计年龄300000–500000 years
值得注意特征已知最年轻的星团之一。
其他特征Cr 230、C 1041-593、 Cl VDBH 102、[DBS2003] 54、[KPR2004b] 263、 [KPS2012] MWSC 1846[1]
相关条目：疏散星团、NGC天体表

在川普勒14中，已经发现的恒星大约有2000颗[4]，估计这个星团的总质量大约是4,300 M☉[5]。

年龄

它是已知最年轻的星团之一，估计年龄在30万至50万年之间 [5]。相较之下，巨大的超星团R136的年龄在100万至200万年之间[6]，著名的昴宿星团年龄大约事1.15亿年[7]。

成员

由于位于船底座星云的内侧，川普勒14目前正在进行大规模的恒星生成。因此，星团展示了许多晚O型到早A型光谱类型的恒星，这些恒星都很巨大（至少10倍的太阳质量），因此寿命都很短（不超过3,300万年），表面温度则超过20000 K。最亮的成员HD 93129，是由3颗恒星组成的三合星系统[8]。它还包括一颗光谱类型为O3.5((fc))z，非常热和年轻的主序星HD 93128[9]。

未来

几百万年后，随著恒星的死亡和消逝，它将触发富含金属的恒星形成，并且在数亿年后，川普勒14可能也会消散[10]。

图集

  •  
    船底座OB1星协的图像。川普勒14市中心右上角的巨大星团。
  •  
    使用安装在ESO甚大望远镜的多联体自适应光学演示器（MAD），基于K和H滤镜组合成像的川普勒14（视野宽度约2弧分）。

参考资料

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 Trumpler 14. SIMBAD. 斯特拉斯堡天文资料中心. 
  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. , 编. 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. （原始内容存档于2019-07-28）.  |journal=被忽略 (帮助)
  4. ^ Young star cluster Trumpler 14 revealed in stunning image. ScienceDaily. 2009-12-04 [2014-10-07]. （原始内容存档于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 –通过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  . 

外部链接


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