{{위키데이터 속성 추적}}
{{성단 정보
| 이름 = 아치스 성단
| 그림 = ESO-Arches Cluster.jpg
| 그림설명 = 아치스 성단을 구성하는 별들은 젊고 무겁다. 이 사진은 [[유럽 우주국]] VLT 망원경에 장착된 NACO 적응광학체계로 찍었다.
| 역기점 = [[J2000]]
| 별자리 = [[궁수자리]]
| 적경 = {{RA|17|45|50.5}}
| 적위 = {{DEC|-28|49|28}}
| 적색편이 = 
| 거리 = 25,000 [[광년]](8,500 [[파섹]])
| 질량 = 
| 형태 = 
| 겉보기등급 = + 16.0
| 크기 = 100 광년
| 항성수 = 
| 특징 = 광학적으로는 볼 수 없음
| 별명 = 
}}
'''아치스 성단'''({{llang|en|Arches Cluster}})은 [[궁수자리]] 방향으로 지구로부터 약 25,000 광년, [[은하핵]]으로부터 약 100 광년 거리에 위치한 성단이다.

== 특징 ==
이 성단 주변을 짙은 먼지가 두르고 있어 별에서 나오는 [[가시광선]]은 여기에 가려서 관측할 수 없다. 따라서 우리가 이 성단에 대해 현재 알고 있는 내용들은 [[엑스선]], [[적외선]], [[전파]] 영역으로 찾아낸 것이다. 성단의 반지름은 대충 1 광년 정도이다. 성단 안에는 젊고 뜨거우며 아주 밝은 별이 150개 정도 있다.<ref>{{저널 인용
|first=P. |last=Espinoza
|first2=F. J. |last2=Selman3
|first3=J. |last3=Melnick
|title=The massive star initial mass function of the Arches cluster | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=504 | issue=2 | date=July 2009 | pages=563–583 | doi=10.1051/0004-6361/20078597 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009A%26A...501..563E | bibcode=2009A&A...501..563E | accessdate=2014-12-05}}</ref> 이 정도로 큰 별은 극도로 밝기 때문에 수백만 년 내로 중심핵에 있는 수소를 모두 태워 버린다.

성단 내 항성들은 각자가 빠른 속도의 [[항성풍]]을 방출하는데 이 항성풍끼리 충돌하여 [[충격파]]를 형성하고 있다.

== 구성원의 질량 ==
[[파일:Arches_Cluster.png|섬네일|250px|아치스 성단의 위색(僞色) 사진. [[허블 우주 망원경]] 촬영.]]
로체스터 공과대학교 천문학자 도널드 피저는 현시대 우주에서 항성이 유지 가능한 최대질량은 태양의 150배라고 추정했다.<ref>{{뉴스 인용| title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy | publisher=NASA News | date=2005-03-09 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | accessdate=2006-08-04 }}</ref> 그는 [[허블 우주 망원경]]으로 아치스 성단 내 약 1,000개 항성을 관측했는데 통계적으로 태양질량 150배 이상 천체가 여러 개 나올 것으로 추측했으나, 임계질량을 넘는 경우는 한 개도 없었다. 그러나 이후 다른 연구 결과 피저가 계산한 항성 질량은 당시 사용한 [[소광|소광 법칙]]에 대해 매우 큰 민감도를 보였다. 그 이유로 다른 소광 법칙을 적용한 결과 항성질량 상한선은 30 퍼센트가 줄어들었기 때문이다.(태양질량 150배에서 100배까지 감소)<ref>{{저널 인용
| last=Habibi | first=M.
| last2=Stolte | first2=A.
| last3=Brandner | first3=W.
| last4=Hußmann | first4=B.
| last5=Motohara | first5=K.
| title=The Arches cluster out to its tidal radius: dynamical mass segregation and the effect of the extinction law on the stellar mass function | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=556 | issue=A26 | date=August 2013 | doi=10.1051/0004-6361/201220556 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2013A%26A...556A..26H | bibcode=2013A&A...556A..26H | accessdate=5 December 2014 }}</ref>

== 항성 목록 ==
{| class="wikitable sortable"
|+ 주요 항성
|-
! style="background:#efefef;" valign="top" width="100" | 항성<br>(B=블럼,<ref name="blum">{{저널 인용
| last1 = Blum | first1 = R. D.
| last2 = Schaerer | first2 = D.
| last3 = Pasquali | first3 = A.
| last4 = Heydari-Malayeri | first4 = M.
| last5 = Conti | first5 = P. S.
| last6 = Schmutz | first6 = W.
| doi = 10.1086/323096
| title = 2 Micron Narrowband Adaptive Optics Imaging in the Arches Cluster
| journal = The Astronomical Journal
| volume = 122
| issue = 4
| pages = 1875
| year = 2001
| pmid =  
| pmc = 
|arxiv = astro-ph/0106496 |bibcode = 2001AJ....122.1875B }}</ref><br>F=피저<ref name="figer">{{저널 인용
| last1 = Figer | first1 = D. F.
| last2 = Najarro | first2 = F.
| last3 = Gilmore | first3 = D.
| last4 = Morris | first4 = M.
| last5 = Kim | first5 = S. S.
| last6 = Serabyn | first6 = E.
| last7 = McLean | first7 = I. S.
| last8 = Gilbert | first8 = A. M.
| last9 = Graham | first9 = J. R.
| last10 = Larkin | first10 = J. E.
| last11 = Levenson | first11 = N. A.
| last12 = Teplitz | first12 = H. I.
| title = Massive Stars in the Arches Cluster
| doi = 10.1086/344154
| journal = The Astrophysical Journal
| volume = 581
| pages = 258
| year = 2002
| pmid =  
| pmc = 
|arxiv = astro-ph/0208145 |bibcode = 2002ApJ...581..258F }}</ref>)
! style="background:#efefef;" valign="top" width="100" | 분광형<ref name="martins">{{저널 인용
| last1 = Martins | first1 = F.
| last2 = Hillier | first2 = D. J.
| last3 = Paumard | first3 = T.
| last4 = Eisenhauer | first4 = F.
| last5 = Ott | first5 = T.
| last6 = Genzel | first6 = R.
| doi = 10.1051/0004-6361:20078469
| title = The most massive stars in the Arches cluster
| journal = Astronomy and Astrophysics
| volume = 478
| pages = 219
| year = 2008
| pmid =  
| pmc = 
|arxiv = 0711.0657 |bibcode = 2008A&A...478..219M }}</ref>
! style="background:#efefef;" valign="top" width="100" | 절대등급<ref name="martins"/>
! style="background:#efefef;" valign="top" width="100" | 표면온도<ref name="martins"/> (유효온도, K)
! style="background:#efefef;" valign="top" width="80" | 질량<ref name="grafener">{{저널 인용|url=http://arxiv.org/abs/1106.5361|eprint=1106.5361|version=v1|author1=Gräfener|author2=Vink|author3=de Koter|author4=Langer|title=The Eddington factor as the key to understand the winds of the most   massive stars. Evidence for a Gamma-dependence of Wolf-Rayet type mass loss|class=astro-ph.SR|year=2011 }}</ref><br>({{태양질량|link=on}})
! style="background:#efefef;" valign="top" width="80" | 반지름<br>({{태양반경|link=on}})
! style="background:#efefef;" valign="top" width="80" | 나이<ref>http://pacrowther.staff.shef.ac.uk/R136.pdf</ref><br>(백만 년)
|-
| B1 || WN8-9h || align="right" | −10.1 || align="right" | 31,700 || align="right" | 50 - 60 || align="right" | 32 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F1 || WN8-9h || align="right" | −11.0 || align="right" | 33,200 || align="right" | 101 - 119 || align="right" | 43 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F2 || WN8-9h || align="right" | −10.2 || align="right" | 33,500 || align="right" | 42 - 49 || align="right" | 30 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F3 || WN8-9h || align="right" | −10.5 || align="right" | 29,600 || align="right" | 52 - 63 || align="right" | 43 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F4 || WN7-8h || align="right" | −11.0 || align="right" | 36,800 || align="right" | 66 - 76 || align="right" | 35 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F5 || WN8-9h || align="right" | −10.1 || align="right" | 32,100 || align="right" | 31 - 36 || align="right" | 31 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F6 || WN8-9h || align="right" | −11.1 || align="right" | 33,900 || align="right" | 101 - 119 || align="right" | 44 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F7 || WN8-9h || align="right" | −11.0 || align="right" | 32,900 || align="right" | 86 - 102 || align="right" | 44 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F8 || WN8-9h || align="right" | −10.5 || align="right" | 32,900 || align="right" | 43 - 51 || align="right" | 35 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F9 || WN8-9h || align="right" | −11.1 || align="right" | 36,600 || align="right" | 111 - 131 || align="right" | 38 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F10 || O4-6If<sup>+</sup> || align="right" | −10.1 || align="right" | 32,200 || align="right" | 55 - 69 || align="right" | 24 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F12 || WN7-8h || align="right" | −10.8 || align="right" | 36,900 || align="right" | 70 - 82 || align="right" | 31 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F14 || WN8-9h || align="right" | −10.2 || align="right" | 34,500 || align="right" | 54 - 65 || align="right" | 28 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F15 || O4-6If<sup>+</sup> || align="right" | −10.6 || align="right" | 35,600 || align="right" | 80 - 97 || align="right" | 32 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F16 || WN8-9h || align="right" | −10.0 || align="right" | 32,200 || align="right" | 46 - 56 || align="right" | 29 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F18 || O4-6I || align="right" | −10.4 || align="right" | 36,900 || align="right" | 67 - 82 || align="right" | 26 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F20 || O4-6I || align="right" | −10.0 || align="right" | 38,200 || align="right" | 47 - 57 || align="right" | 21 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F21 || O4-6I || align="right" | −10.1 || align="right" | 35,500 || align="right" | 56 - 70 || align="right" | 25 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|-
| F28 || O4-6I || align="right" | −10.1 || align="right" | 39,600 || align="right" | 57 - 72 || align="right" | 23 || align="right" | ~1.8 - 2.5
|}

== 같이 보기 ==
* [[질량이 큰 항성 목록]]
== 각주 ==
{{각주}}

{{궁수자리}}

[[분류:산개성단]]
[[분류:궁수자리]]
[[분류:볼프-레이에별]]