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2026-01-15T18:51:37Z

sachlicher

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{{Infobox Offener Sternhaufen
| Name = Westerlund 1
| Bild = Westerlund 1 by ESO WFI.jpg
| Bildtext = Aufnahme des [[MPG/ESO-2,2-m-Teleskop]]s
| Sternbild = Ara
| Rek = 16/47/04.0
| Dek = -/45/51/04.9
| Size =
| Caption = Westerlund 1
| Klassifikation =
| magV =
| magB =
| anzSterne =
| hellsterStern =
| app-Durchmesser =
| verSterne =
| farbExzess =
| Zugehörigkeit = [[Milchstraße]]
| LJ = 12000–16000
| PC = 3500–5000
| z =
| V-Radial =
| Absolut =
| Masse =
| Durchmesser =
| Alter = 4 bis 5 Mio.
| Metallizität =
| Entdecker = [[Bengt Westerlund]]
| Entdeckungsdatum = 1961

| C = 1644-457
| OCl =
| Lund =
| ESO = 277-12
| IRAS =
| Katalog =

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| MasseRef =
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| AlterRef =
| MetallizitätRef =
}}

'''Westerlund 1''' (abgekürzt '''Wd 1''', auch ''{{lang|en|Ara Cluster}}'' genannt) ist ein kompakter, junger [[offener Sternhaufen]] im Sternbild [[Altar (Sternbild)|Altar]] und ist ungefähr 3,5 bis 5 [[Kiloparsec|kpc]] von der Erde entfernt. Tatsächlich ist Wd 1 der [[Masse (Physik)|massereichste]] bekannte offene Sternhaufen in der [[Lokale Gruppe|lokalen Gruppe]]. Er wurde von [[Bengt Westerlund]] im Jahr 1961<ref>{{Literatur |Autor=B. Westerlund |Titel=A Heavily Reddened Cluster in Ara |Sammelwerk=Astronomical Journal |Band=70 |Nummer= |Datum=1961 |Seiten=57 |DOI=10.1086/108585 |bibcode=1961AJ.....66T..57W}}</ref> entdeckt, konnte aber vom Erdboden aus, aufgrund der starken [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] in seiner Richtung, nur wenig erforscht werden. Erst mit der Verfügbarkeit von [[Infrarotastronomie|Infrarot-]] und [[Röntgenastronomie|Röntgen]]-Teleskopen im Weltraum konnte er näher untersucht werden.

Der Haufen enthält eine große Anzahl von seltenen, entwickelten, massereichen Sternen. Darunter befinden sich sechs [[Gelber Hyperriese|Gelbe Hyperriesen]], vier [[Roter Überriese|Rote Überriesen]], 24 [[Wolf-Rayet-Stern]]e, ein [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|LBV]], viele [[Spektralklasse|OB]]-Überriesen und ein ungewöhnlicher [[Be-Stern|sgB[e]-Stern]], der das Ergebnis einer kürzlichen Sternverschmelzung sein könnte.<ref name="clark">{{Literatur |Autor=J. S. Clark et al. |Titel=On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1 |Sammelwerk=[[Astronomy & Astrophysics]] |Band=434 |Nummer=3 |Datum=2005 |Seiten=949–969 |arXiv=astro-ph/0504342 |DOI=10.1051/0004-6361:20042413 |bibcode=2005A&A...434..949C}}</ref> Mit [[Westerlund 1-26|W26]] enthält Westerlund 1 einen der größten bislang bekannten Sterne. Darüber hinaus haben Beobachtungen im Röntgenbereich den ungewöhnlichen [[Röntgenpulsar]] [[CXOU J164710.2-455216]] offenbart. Dieser langsam rotierende [[Neutronenstern]] muss sich aus einem Vorgängerstern mit großer Masse gebildet haben.<ref>{{Internetquelle |url=http://chandra.harvard.edu/photo/2005/wd1/ |titel=Westerlund 1: Neutron Star Discovered Where a Black Hole Was Expected |werk=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |datum=2005-11-02 |abruf=2011-10-16}}</ref><ref>{{Literatur |Autor=Michael P. Muno et al. |Titel=A Neutron Star with a Massive Progenitor in Westerlund 1 |Sammelwerk= [[Astrophysical Journal|Astrophysical Journal Letters]] |Band=636 |Nummer=1 |Datum=2006 |Seiten=L41 |arXiv=astro-ph/0509408 |DOI=10.1086/499776 |bibcode=2006ApJ...636L..41M}}</ref> Es wird angenommen, dass Wd 1 in einem einzigen Ausbruch der Sternentstehung gebildet wurde, da die Sterne ein sehr ähnliches Alter und eine ähnliche Zusammensetzung haben.

Westerlund 1 ist nicht nur die Heimat einiger der massereichsten und am wenigsten verstandenen Sterne, sondern auch sehr nützlich, um die Vorgänge in extragalaktischen [[Supersternhaufen]] nachvollziehen zu können.

== Beobachtung ==
Die hellsten [[Hauptreihe]]nsterne (O7-8) in Wd 1 haben eine scheinbare visuelle Helligkeit um 20,5 mag. Deshalb wird Wd 1 im optischen Bereich hauptsächlich von leuchtkräftigen Nachhauptreihensternen (scheinbare Helligkeiten im V-Band 14,5 bis 18 mag, [[absolute Helligkeit]]en −7 bis −10 mag) zusammen mit Sternen der [[Leuchtkraftklasse]]n Ib und II dominiert. Aufgrund der extrem starken interstellaren Verfärbung in Richtung von Wd 1 ist es sehr schwierig, Beobachtungen im blauen oder ultravioletten Spektralbereich zu machen. Beobachtet wird Wd 1 deshalb hauptsächlich im roten oder infraroten Spektralbereich. Sterne in Wd 1 werden in der Regel mit der Bezeichnung benannt, die ihnen Westerlund gegeben hat.<ref>{{Literatur |Autor=B. E. Westerlund |Titel=Photometry and spectroscopy of stars in the region of a highly reddened cluster in ARA |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=70 |Nummer=3 |Datum=1987 |ISSN=0365-0138 |Seiten=311–324 |bibcode=1987A&AS...70..311W}}</ref> Für die Wolf-Rayet-Sterne wird eine separate Namenskonvention verwendet.<ref name="crowther">{{Literatur |Autor=Paul A. Crowther et al. |Titel=A census of the Wolf–Rayet content in Westerlund 1 from near-infrared imaging and spectroscopy |Sammelwerk=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |Band=372 |Nummer=3 |Datum=2006 |Seiten=1407–1424 |arXiv=astro-ph/0608356 |DOI=10.1111/j.1365-2966.2006.10952.x |bibcode=2006MNRAS.372.1407C}}</ref>

Bei den Wellenlängen des Röntgenbereichs zeigt Wd 1 diffuse Emissionen aus dem interstellaren Gas und Punktemissionen von massereichen Post-Main-Sequence-Sternen und massearmen Pre-Main-Sequence-Sternen. Der [[Magnetar]] ''CXOU J164710.2-455216'' ist die hellste Punktquelle, gefolgt vom [[Be-Stern|sgB[e]-Stern]] W9, dem Doppelstern W30a und den Wolf-Rayet-Sternen WR A und WR B. Etwa 50 weitere Punktquellen haben Gegenstücke im optischen Spektralbereich.

Im [[Radioastronomie|Radiobereich]] sind der sgB[e]-Stern W9 und die roten Überriesen W20 und W26 starke Quellen. Die meisten der kühlen Hyperriesen und ein paar OB-Überriesen sind ebenfalls Quellen die detektiert werden konnten.

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Westerlund 1 - Hubble Space Telescope - Potw1710a.jpg|Aufnahme im nahen [[Infrarot]] mithilfe des [[Hubble-Weltraumteleskop]]s
Westerlund 1 (wide-field view) (potm2409b).jpg|Hochaufgelöste Infrarotaufnahme, [[James Webb-Weltraumteleskop]]
</gallery>

== Alter und Entwicklung ==

Das Alter von Wd 1 wird, aufgrund der Massen der entwickelten Sterne, auf 4-5 Mio. Jahre geschätzt. Das gleichzeitige Vorkommen von [[Wolf-Rayet-Stern]]en und roten sowie gelben Überriesen in Wd 1 beschränken den möglichen Zeitraum für die Entstehung von Wd 1, da die Theorie besagt, dass rote Überriesen sich erst nach ca. 4 Mio. Jahren bilden (sehr massereiche Sterne gehen nicht durch eine rote Überriesenphase) und die Population an Wolf-Rayet-Sternen nach 5 Mio. Jahren stark abnimmt. Das geschätzte Alter ist im Großen und Ganzen im Einklang mit den Infrarotbeobachtungen von Wd 1, die das Vorkommen später O-Hauptreihensterne in Wd 1 zeigen. Untersuchungen an Sternen des mittleren Massenbereichs deuten auf ein etwas niedrigeres Alter von 3,5 Mio. Jahren hin.<ref name="brandner">{{Literatur |Autor=W. Brandner et al. |Titel=Intermediate to low-mass stellar content of Westerlund 1 |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=478 |Nummer=1 |Datum=2008 |Seiten=137–149 |arXiv=0711.1624 |DOI=10.1051/0004-6361:20077579 |bibcode=2008A&A...478..137B}}</ref>

Wenn sich die Sterne in Wd 1 entsprechend einer typischen [[Ursprüngliche Massenfunktion|ursprünglichen stellaren Massenfunktion]] gebildet haben, dann muss Wd 1 eine erhebliche Anzahl an sehr massereichen Sternen besessen haben (vergleichbar dem jüngeren [[Arches-Sternhaufen]]). Aktuelle Schätzungen des Alters von Wd 1 sind größer als die Lebensdauer dieser Sterne und die Modelle der Sternentwicklung legen nahe, dass es bereits 50 bis 150 [[Supernova]]e gegeben haben muss, was einer Rate von einer Supernova in 10000 Jahren entspricht. Bisher ist allerdings nur ein definitiver [[Supernovaüberrest]] gefunden worden (''CXOU J164710.2-455216''). Das Fehlen von anderen kompakten Objekten und [[Röntgendoppelstern]]en ist rätselhaft. Als mögliche Erklärungen für diese Beobachtung wurden beispielsweise bei Supernovaexplosionen zerstörte Doppelsternsysteme, [[Schwarzes Loch|Schwarze Löcher]] mit geringer [[Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] sowie [[Doppelstern]]systeme, in denen beide Komponenten kompakte Objekte sind, vorgeschlagen. Eine schlüssige Lösung dieses Problems ist noch nicht gefunden.

Da die Sterne in Westerlund 1 dasselbe Alter, dieselbe Zusammensetzung und dieselbe Entfernung haben, ist der Sternhaufen ein ideales Objekt, um die Entwicklung massereicher Sterne zu verstehen. Aktuelle [[Sternentstehung]]smodelle können beispielsweise die Verteilung von Wolf-Rayet-Sterntypen in Wd 1 noch nicht erklären.<ref name="negueruela">{{Literatur |Autor=Ignacio Negueruela et al. |Titel=Westerlund 1 as a Template for Massive Star Evolution |Sammelwerk=Proceedings of the International Astronomical Union |Band=3 |Nummer= |Datum=2007 |Seiten=301–306 |arXiv=0802.4168 |DOI=10.1017/S1743921308020620}}</ref>

== Anteil an Doppelsternen ==
Es gibt einige Hinweise für einen hohen Anteil an Doppelsternsystemen unter den Sternen großer Masse in Wd 1. Einige massereiche Doppelsterne wurden direkt [[Photometrie|photometrisch]]<ref>{{Literatur |Autor=Alceste Z. Bonanos |Titel=Variability of Young Massive Stars in the Galactic Super Star Cluster Westerlund 1 |Sammelwerk=Astronomical Journal |Band=133 |Nummer=6 |Datum=2007 |Seiten=2696–2708 |arXiv=astro-ph/0702614 |DOI=10.1086/518093 |bibcode=2007AJ....133.2696B}}</ref> oder mit der [[Radialgeschwindigkeit]]smethode<ref name="ritchie">{{Literatur |Autor=B. W. Ritchie et al. |Titel=A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: I. first observations of luminous evolved stars |Sammelwerk=Pre-Print |Band= |Nummer= |Datum=2009 |arXiv=0909.3815 |DOI=10.1051/0004-6361/200912686 |bibcode=2009A&A...507.1585R}}</ref> gefunden. Viele andere Doppelsterne sind durch sekundäre Merkmale nachgewiesen worden (z. B. starke Röntgenhelligkeit, nichtthermische Radiospektren oder einem Überschuss der Infrarotstrahlung), die typisch sind für Doppelsterne, deren Sternenwinde kollidieren, oder Wolf-Rayet-Sterne, die Staub produzieren. Unsichere Schätzungen<ref name="ritchie" /> gehen davon aus, dass 70 % der Wolf-Rayet-Sterne<ref name="crowther" /> und über 40 % der OB-Überriesen Doppelsterne sind.

== Entfernung und Lage ==
Wd 1 ist zu weit entfernt, um eine direkte Entfernungsbestimmung mittels der [[Parallaxe]]nmethode durchzuführen. Die Entfernung kann aber zum Beispiel anhand der absoluten Helligkeit der Sterne und Schätzungen der Extinktion in Richtung des Sternhaufens abgeschätzt werden. Eine Bestimmung der Entfernung über die gelben Hyperriesen<ref name="clark" /> und die Wolf-Rayet-Sterne<ref name="crowther" /> liefert in beiden Fällen einen Wert um 5 [[Kiloparsec|kpc]]. Eine Bestimmung über die Hauptreihensterne legt allerdings einen Wert um 3,6 [[Kiloparsec|kpc]] nahe.<ref name="brandner" /> Diese Schätzungen platzieren Wd 1 an den äußeren Rand des galaktischen [[Balkenspiralgalaxie|Balkens]]. Das könnte wichtig dafür sein, zu verstehen, wie sich ein solch massereicher Sternhaufen bilden konnte.

Eine Messung einiger Wolf-Rayet-Sterne im Radiobereich legt eine untere Grenze für die Entfernung bei 2 [[Kiloparsec|kpc]].<ref name="clark" />

== Weblinks ==
{{Commonscat}}
* [http://www.esa.int/esaSC/SEMZR97DWZE_index_0.html Artist’s impression of a magnetar X-ray satellites catch magnetar in gigantic stellar ‘hiccup’], [[European Space Agency|ESA]] website, 2007
* [http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ARA+CLUSTER&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id Simbad]
* [http://aladin.u-strasbg.fr/AladinPreview?-c=16+47+04.00-45+51+04.9&ident=ESO+277-12&submit=Aladin+previewer Image of Westerlund 1]
* [https://www.nasa.gov/image-feature/goddard/2017/hubble-hones-in-on-a-hypergiants-home Neues Bild vom 10. März 2017]
* astronews.com: [http://www.astronews.com/bilddestages/2013/20131016.shtml Bild des Tages] 16. Oktober 2013

== Einzelnachweise ==
<references />

Westerlund 1 - Versionsgeschichte

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