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Micron Document

<!DOCTYPE html>

<title>Westerlund 1</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Westerlund 1</span></h1>

</header>

</div>

/* start https://de.wikipedia.org/ */

.mw-parser-output .ibtable{background-color:#ffffff;width:33%;font-size:90%;min-width:250px;max-width:400px;line-height:130%;margin:0 0 1em 1em}.mw-parser-output .ibheader{background-color:#DCDCDC;color:#202122;font-size:110%;line-height:140%;font-weight:bold;text-align:center}.mw-parser-output .ibimage{background-color:#000000;color:#ffffff;border-bottom-width:0;text-align:center;padding:0.2em}.mw-parser-output .ibimgtxt{background-color:#ffffff;color:#000000;border-top-width:0;text-align:center}.mw-parser-output .ibmap{background-color:#ffffff;color:#000000;border-bottom-width:0;text-align:center}.mw-parser-output .ibmaptxt{background-color:#ffffff;color:#000000;border-top-width:0;text-align:center}.mw-parser-output .ibleft{background-color:#eeeeee;color:#000000;min-width:10em;line-height:140%}.mw-parser-output .ib140{line-height:140%}.mw-parser-output .ibnowrap{white-space:nowrap}.mw-parser-output .ibsource{font-size:85%;line-height:150%}

/* end https://de.wikipedia.org/ */

</style><div id="coordinates" class="coordinates"><a class="external text" href="https://geohack.toolforge.org/skyhack.php?ra=16.784444444444&de=-45.851361111111&size=0.083333333333333&name=Westerlund+1&object=Westerlund%201&_globe:=">Datenbanklinks zu Westerlund 1</a></div>

<th colspan="2" class="ibheader">Offener Sternhaufen<br>Westerlund 1

</th></tr>

<tr>

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" class="ibimgtxt">Aufnahme des <a href="MPG/ESO-2%2C2-m-Teleskop" title="MPG/ESO-2,2-m-Teleskop">MPG/ESO-2,2-m-Teleskops</a>

</td></tr>

<tr>

</td></tr>

<tr>

<td colspan="2" style="text-align:center;"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://aladin.cds.unistra.fr/AladinLite/?target=16%2047%2004.0%20%2D45%2051%2004.9&fov=0.083333333333333&survey=CDS%2FP%2FDSS2%2Fcolor">AladinLite</a>

</td></tr>

<tr>

<td><a href="Sternbild" title="Sternbild">Sternbild</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;"><a href="Altar_(Sternbild)" title="Altar (Sternbild)">Altar</a>

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader">Position<br><small><a href="%C3%84quinoktium" title="Äquinoktium">Äquinoktium</a>: <a href="J2000.0" class="mw-redirect" title="J2000.0">J2000.0</a></small>

</th></tr>

<tr>

<td><a href="Rektaszension" title="Rektaszension">Rektaszension</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;">16h 47m 04,0s

</td></tr>

<tr>

<td><a href="Deklination_(Astronomie)" title="Deklination (Astronomie)">Deklination</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;">−45° 51′ 04,9″

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader">Erscheinungsbild

</th></tr>

<td>Klassifikation

</td>

</td></tr>

<td><a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Helligkeit</a> <small>(visuell)</small>

</td>

<td class="ibnowrap">mag

</td></tr>

<td class="ibnowrap"><a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Helligkeit</a> <small>(B-Band)</small>

</td>

<td>mag

</td></tr>

<td><a href="Scheinbare_Gr%C3%B6%C3%9Fe" title="Scheinbare Größe">Winkelausdehnung</a>

</td>

</td></tr>

<td>Anzahl Sterne

</td>

</td></tr>

<td>Hellster Stern

</td>

<td class="ibnowrap">mag

</td></tr>

<td><a href="Ver%C3%A4nderlicher_Stern" title="Veränderlicher Stern">Veränderliche Sterne</a>

</td>

</td></tr>

<td>Rötung (<a href="Farben-Helligkeits-Diagramm" title="Farben-Helligkeits-Diagramm">Farbexzess</a> E(B-V))

</td>

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader">Physikalische Daten

</th></tr>

<tr>

<td><a href="Galaxie" title="Galaxie">Zugehörigkeit</a>

</td>

<td><a href="Milchstra%C3%9Fe" title="Milchstraße">Milchstraße</a>

</td></tr>

<td><a href="Rotverschiebung" title="Rotverschiebung">Rotverschiebung</a>

</td>

</td></tr>

<td><a href="Radialgeschwindigkeit" title="Radialgeschwindigkeit">Radialgeschwindigkeit</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;">km/s

</td></tr>

<tr>

<td>Entfernung 

</td>

</td></tr>

<td><a href="Absolute_Helligkeit" title="Absolute Helligkeit">Absolute Helligkeit</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;">mag

</td></tr>

<td><a href="Masse_(Physik)" title="Masse (Physik)">Masse</a>

</td>

</td></tr>

<td><a href="Durchmesser" title="Durchmesser">Durchmesser</a>

</td>

<td style="white-space:nowrap;">Lj

</td></tr>

<tr>

<td>Alter

</td>

<td style="white-space:nowrap;">4 bis 5 Mio. <a href="Jahr" title="Jahr">Jahre</a>

</td></tr>

<td><a href="Metallizit%C3%A4t" title="Metallizität">Metallizität</a> [Fe/H]

</td>

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader">Geschichte

</th></tr>

<tr>

<td>Entdeckt von

</td>

<td><a href="Bengt_Westerlund" title="Bengt Westerlund">Bengt Westerlund</a>

</td></tr>

<tr>

<td>Entdeckungszeit

</td>

<td>1961

</td></tr>

<tr>

<th colspan="2" class="ibheader"><a href="Liste_astronomischer_Kataloge" title="Liste astronomischer Kataloge">Katalogbezeichnungen</a>

</th></tr>

<tr>

<td colspan="2" style="text-align:center;"> C 1644-457 • <a href="ESO/Uppsala_survey" class="mw-redirect" title="ESO/Uppsala survey">ESO</a> 277-12 •

</td></tr></tbody></table>

<p><b>Westerlund 1</b> (abgekürzt <b>Wd 1</b>, auch <i><span lang="en">Ara Cluster</span></i> genannt) ist ein kompakter, junger <a href="Offener_Sternhaufen" title="Offener Sternhaufen">offener Sternhaufen</a> im Sternbild <a href="Altar_(Sternbild)" title="Altar (Sternbild)">Altar</a> und ist ungefähr 3,5 bis 5 <a href="Kiloparsec" class="mw-redirect" title="Kiloparsec">kpc</a> von der Erde entfernt. Tatsächlich ist Wd 1 der <a href="Masse_(Physik)" title="Masse (Physik)">massereichste</a> bekannte offene Sternhaufen in der <a href="Lokale_Gruppe" title="Lokale Gruppe">lokalen Gruppe</a>. Er wurde von <a href="Bengt_Westerlund" title="Bengt Westerlund">Bengt Westerlund</a> im Jahr 1961<sup id="cite_ref-1" class="reference"><a href="#cite_note-1"><span class="cite-bracket">[</span>1<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> entdeckt, konnte aber vom Erdboden aus, aufgrund der starken <a href="Extinktion_(Astronomie)" title="Extinktion (Astronomie)">Extinktion</a> in seiner Richtung, nur wenig erforscht werden. Erst mit der Verfügbarkeit von <a href="Infrarotastronomie" title="Infrarotastronomie">Infrarot-</a> und <a href="R%C3%B6ntgenastronomie" title="Röntgenastronomie">Röntgen</a>-Teleskopen im Weltraum konnte er näher untersucht werden.

</p><p>Der Haufen enthält eine große Anzahl von seltenen, entwickelten, massereichen Sternen. Darunter befinden sich sechs <a href="Gelber_Hyperriese" title="Gelber Hyperriese">Gelbe Hyperriesen</a>, vier <a href="Roter_%C3%9Cberriese" title="Roter Überriese">Rote Überriesen</a>, 24 <a href="Wolf-Rayet-Stern" title="Wolf-Rayet-Stern">Wolf-Rayet-Sterne</a>, ein <a href="Leuchtkr%C3%A4ftiger_Blauer_Ver%C3%A4nderlicher" title="Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher">LBV</a>, viele <a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">OB</a>-Überriesen und ein ungewöhnlicher <a href="Be-Stern" title="Be-Stern">sgB[e]-Stern</a>, der das Ergebnis einer kürzlichen Sternverschmelzung sein könnte.<sup id="cite_ref-clark_2-0" class="reference"><a href="#cite_note-clark-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Mit <a href="Westerlund_1-26" title="Westerlund 1-26">W26</a> enthält Westerlund 1 einen der größten bislang bekannten Sterne. Darüber hinaus haben Beobachtungen im Röntgenbereich den ungewöhnlichen <a href="R%C3%B6ntgenpulsar" title="Röntgenpulsar">Röntgenpulsar</a> CXOU J164710.2-455216 offenbart. Dieser langsam rotierende <a href="Neutronenstern" title="Neutronenstern">Neutronenstern</a> muss sich aus einem Vorgängerstern mit großer Masse gebildet haben.<sup id="cite_ref-3" class="reference"><a href="#cite_note-3"><span class="cite-bracket">[</span>3<span class="cite-bracket">]</span></a></sup><sup id="cite_ref-4" class="reference"><a href="#cite_note-4"><span class="cite-bracket">[</span>4<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> 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.

</p><p>Westerlund 1 ist nicht nur die Heimat einiger der massereichsten und am wenigsten verstandenen Sterne, sondern auch sehr nützlich, um die Vorgänge in extragalaktischen <a href="Supersternhaufen" title="Supersternhaufen">Supersternhaufen</a> nachvollziehen zu können.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Beobachtung">Beobachtung</h2></div>

<p>Die hellsten <a href="Hauptreihe" title="Hauptreihe">Hauptreihensterne</a> (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, <a href="Absolute_Helligkeit" title="Absolute Helligkeit">absolute Helligkeiten</a> −7 bis −10 mag) zusammen mit Sternen der <a href="Leuchtkraftklasse" class="mw-redirect" title="Leuchtkraftklasse">Leuchtkraftklassen</a> 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.<sup id="cite_ref-5" class="reference"><a href="#cite_note-5"><span class="cite-bracket">[</span>5<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Für die Wolf-Rayet-Sterne wird eine separate Namenskonvention verwendet.<sup id="cite_ref-crowther_6-0" class="reference"><a href="#cite_note-crowther-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>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 <a href="Magnetar" title="Magnetar">Magnetar</a> <i>CXOU J164710.2-455216</i> ist die hellste Punktquelle, gefolgt vom <a href="Be-Stern" title="Be-Stern">sgB[e]-Stern</a> W9, dem Doppelstern W30a und den Wolf-Rayet-Sternen WR A und WR B. Etwa 50 weitere Punktquellen haben Gegenstücke im optischen Spektralbereich.

</p><p>Im <a href="Radioastronomie" title="Radioastronomie">Radiobereich</a> 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.

</p>

<div class="gallerytext">Aufnahme im nahen <a href="Infrarot" class="mw-redirect" title="Infrarot">Infrarot</a> mithilfe des <a href="Hubble-Weltraumteleskop" title="Hubble-Weltraumteleskop">Hubble-Weltraumteleskops</a></div>

</li>

<div class="gallerytext">Hochaufgelöste Infrarotaufnahme, <a href="James_Webb-Weltraumteleskop" class="mw-redirect" title="James Webb-Weltraumteleskop">James Webb-Weltraumteleskop</a></div>

</li>

</ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Alter_und_Entwicklung">Alter und Entwicklung</h2></div>

<p>Das Alter von Wd 1 wird, aufgrund der Massen der entwickelten Sterne, auf 4-5 Mio. Jahre geschätzt. Das gleichzeitige Vorkommen von <a href="Wolf-Rayet-Stern" title="Wolf-Rayet-Stern">Wolf-Rayet-Sternen</a> 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.<sup id="cite_ref-brandner_7-0" class="reference"><a href="#cite_note-brandner-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p><p>Wenn sich die Sterne in Wd 1 entsprechend einer typischen <a href="Urspr%C3%BCngliche_Massenfunktion" title="Ursprüngliche Massenfunktion">ursprünglichen stellaren Massenfunktion</a> gebildet haben, dann muss Wd 1 eine erhebliche Anzahl an sehr massereichen Sternen besessen haben (vergleichbar dem jüngeren <a href="Arches-Sternhaufen" title="Arches-Sternhaufen">Arches-Sternhaufen</a>). 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 <a href="Supernova" title="Supernova">Supernovae</a> gegeben haben muss, was einer Rate von einer Supernova in 10000 Jahren entspricht. Bisher ist allerdings nur ein definitiver <a href="Supernova%C3%BCberrest" title="Supernovaüberrest">Supernovaüberrest</a> gefunden worden (<i>CXOU J164710.2-455216</i>). Das Fehlen von anderen kompakten Objekten und <a href="R%C3%B6ntgendoppelstern" title="Röntgendoppelstern">Röntgendoppelsternen</a> ist rätselhaft. Als mögliche Erklärungen für diese Beobachtung wurden beispielsweise bei Supernovaexplosionen zerstörte Doppelsternsysteme, <a href="Schwarzes_Loch" title="Schwarzes Loch">Schwarze Löcher</a> mit geringer <a href="Akkretion_(Astronomie)" title="Akkretion (Astronomie)">Akkretion</a> sowie <a href="Doppelstern" title="Doppelstern">Doppelsternsysteme</a>, in denen beide Komponenten kompakte Objekte sind, vorgeschlagen. Eine schlüssige Lösung dieses Problems ist noch nicht gefunden.

</p><p>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 <a href="Sternentstehung" title="Sternentstehung">Sternentstehungsmodelle</a> können beispielsweise die Verteilung von Wolf-Rayet-Sterntypen in Wd 1 noch nicht erklären.<sup id="cite_ref-negueruela_8-0" class="reference"><a href="#cite_note-negueruela-8"><span class="cite-bracket">[</span>8<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Anteil_an_Doppelsternen">Anteil an Doppelsternen</h2></div>

<p>Es gibt einige Hinweise für einen hohen Anteil an Doppelsternsystemen unter den Sternen großer Masse in Wd 1. Einige massereiche Doppelsterne wurden direkt <a href="Photometrie" title="Photometrie">photometrisch</a><sup id="cite_ref-9" class="reference"><a href="#cite_note-9"><span class="cite-bracket">[</span>9<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> oder mit der <a href="Radialgeschwindigkeit" title="Radialgeschwindigkeit">Radialgeschwindigkeitsmethode</a><sup id="cite_ref-ritchie_10-0" class="reference"><a href="#cite_note-ritchie-10"><span class="cite-bracket">[</span>10<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> 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<sup id="cite_ref-ritchie_10-1" class="reference"><a href="#cite_note-ritchie-10"><span class="cite-bracket">[</span>10<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> gehen davon aus, dass 70 % der Wolf-Rayet-Sterne<sup id="cite_ref-crowther_6-1" class="reference"><a href="#cite_note-crowther-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> und über 40 % der OB-Überriesen Doppelsterne sind.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Entfernung_und_Lage">Entfernung und Lage</h2></div>

<p>Wd 1 ist zu weit entfernt, um eine direkte Entfernungsbestimmung mittels der <a href="Parallaxe" title="Parallaxe">Parallaxenmethode</a> 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<sup id="cite_ref-clark_2-1" class="reference"><a href="#cite_note-clark-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> und die Wolf-Rayet-Sterne<sup id="cite_ref-crowther_6-2" class="reference"><a href="#cite_note-crowther-6"><span class="cite-bracket">[</span>6<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> liefert in beiden Fällen einen Wert um 5 <a href="Kiloparsec" class="mw-redirect" title="Kiloparsec">kpc</a>. Eine Bestimmung über die Hauptreihensterne legt allerdings einen Wert um 3,6 <a href="Kiloparsec" class="mw-redirect" title="Kiloparsec">kpc</a> nahe.<sup id="cite_ref-brandner_7-1" class="reference"><a href="#cite_note-brandner-7"><span class="cite-bracket">[</span>7<span class="cite-bracket">]</span></a></sup> Diese Schätzungen platzieren Wd 1 an den äußeren Rand des galaktischen <a href="Balkenspiralgalaxie" title="Balkenspiralgalaxie">Balkens</a>. Das könnte wichtig dafür sein, zu verstehen, wie sich ein solch massereicher Sternhaufen bilden konnte.

</p><p>Eine Messung einiger Wolf-Rayet-Sterne im Radiobereich legt eine untere Grenze für die Entfernung bei 2 <a href="Kiloparsec" class="mw-redirect" title="Kiloparsec">kpc</a>.<sup id="cite_ref-clark_2-2" class="reference"><a href="#cite_note-clark-2"><span class="cite-bracket">[</span>2<span class="cite-bracket">]</span></a></sup>

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<div class="sisterproject" style="margin:0.1em 0 0 0;"><div class="noresize noviewer" style="display:inline-block; line-height:10px; min-width:1.6em; text-align:center;" aria-hidden="true" role="presentation"><span class="mw-default-size" typeof="mw:File"><span title="Commons"></span></span></div><b><span class=""><a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Westerlund_1?uselang=de"><span lang="en">Commons</span>: Westerlund 1</a></span></b> – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien</div>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.esa.int/esaSC/SEMZR97DWZE_index_0.html">Artist’s impression of a magnetar X-ray satellites catch magnetar in gigantic stellar ‘hiccup’</a>, <a href="European_Space_Agency" class="mw-redirect" title="European Space Agency">ESA</a> website, 2007</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ARA+CLUSTER&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id">Simbad</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="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</a></li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nasa.gov/image-feature/goddard/2017/hubble-hones-in-on-a-hypergiants-home">Neues Bild vom 10. März 2017</a></li>

<li>astronews.com: <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.astronews.com/bilddestages/2013/20131016.shtml">Bild des Tages</a> 16. Oktober 2013</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Einzelnachweise">Einzelnachweise</h2></div>

<li id="cite_note-1"><span class="mw-cite-backlink"><a href="#cite_ref-1">↑</a></span> <span class="reference-text">B. Westerlund: <cite style="font-style:italic">A Heavily Reddened Cluster in Ara</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astronomical Journal</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>70</span>, 1961, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>57</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1086/108585">10.1086/108585</a></span>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1961AJ.....66T..57W">1961AJ.....66T..57W</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Westerlund+1&rft.atitle=A+Heavily+Reddened+Cluster+in+Ara&rft.au=B.+Westerlund&rft.btitle=Astronomical+Journal&rft.date=1961&rft.doi=10.1086%2F108585&rft.genre=book&rft.pages=57&rft.volume=70" style="display:none"> </span></span>

</li>

<li id="cite_note-clark-2"><span class="mw-cite-backlink">↑ <sup><a href="#cite_ref-clark_2-0">a</a></sup> <sup><a href="#cite_ref-clark_2-1">b</a></sup> <sup><a href="#cite_ref-clark_2-2">c</a></sup></span> <span class="reference-text">J. S. Clark et al.: <cite style="font-style:italic">On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1</cite>. In: <cite style="font-style:italic"><a href="Astronomy_%26_Astrophysics" title="Astronomy & Astrophysics">Astronomy & Astrophysics</a></cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>434</span>, <span style="white-space:nowrap">Nr.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>3</span>, 2005, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>949–969</span>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">doi</a>:<span class="uri-handle" style="white-space:nowrap"><a rel="nofollow" class="external text" href="https://doi.org/10.1051/0004-6361%3A20042413">10.1051/0004-6361:20042413</a></span>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arxiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/astro-ph/0504342">astro-ph/0504342</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...434..949C">2005A&A...434..949C</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Westerlund+1&rft.atitle=On+the+massive+stellar+population+of+the+super+star+cluster+Westerlund+1&rft.au=J.+S.+Clark+et+al.&rft.date=2005&rft.doi=10.1051%2F0004-6361%3A20042413&rft.genre=journal&rft.issue=3&rft.jtitle=Astronomy+%26+Astrophysics&rft.pages=949-969&rft.volume=434" style="display:none"> </span></span>

</li>

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