Квинтуплетный кластер | |
---|---|
Данные наблюдений ( эпоха J2000. ) | |
Созвездие | Стрелец |
Прямое восхождение | 17 ч 46 м 13,9 с [1] |
Склонение | −28 ° 49 ′ 48 ″ [1] |
Расстояние | 26 клы (8 кпк [2] ) |
Видимые размеры (V) | 50 "(2 шт.) [3] |
Физические характеристики | |
Масса | 10000 [3] М ☉ |
Приблизительный возраст | 4,8 миллиона лет [4] |
Примечательные особенности | Плотное скопление массивных молодых звезд около Центра Галактики . Оптически не видно. |
Прочие обозначения | IRAS 17430-2848 , G000.16-00.06 |
Кластер квинтиплета плотное скопление массивных молодых звезд около 100 световых лет от галактического центра (GC). Его название происходит от того факта, что в нем находятся пять известных источников инфракрасного излучения. Наряду с кластером Arches он является одним из двух в непосредственной близости от GC. Из-за сильного поглощения пылью в непосредственной близости он невидим для оптического наблюдения и должен изучаться в рентгеновском , радио и инфракрасном диапазонах.
Квинтуплет менее компактен, чем соседнее скопление Arches, с меньшим количеством самых массивных и ярких звезд, но он отличается тем, что в нем находятся две чрезвычайно редкие светящиеся синие переменные : Пистолетная звезда и менее известный qF 362 ( он же V4650 Sgr), а третий - всего в нескольких парсеках. [2] Он также содержит ряд красных сверхгигантов, все предполагают немного более развитое скопление возрастом около 4 миллионов лет. [5]
Квинтуплет был первоначально идентифицирован в 1983 году как пара инфракрасных источников при обзоре центра галактики на 2,5 микрона. [6] Эти два источника были пронумерованы 3 и 4 и позже стали называться аббревиатурой GCS от Galactic Center Source. Позже GCS-3 был разделен на четыре источника, обозначенных I-IV, которые вместе с GCS-4 образовали компактную пятерку необычно ярких мелких объектов. Предполагалось, что это молодые горячие светящиеся звезды, окруженные пылевыми оболочками и поэтому сильно покрасневшие. [7]
В 1990 году в общей сложности 15 источников в районе Квинтуплета были изучены более подробно на нескольких длинах волн, позже обозначенных числами Q или GMM (в честь авторов Гласса, Монети и Мурвуда). Первоначальные пять звезд были идентифицированы как числа Q1, Q2, Q3, Q4 и Q9, с дополнительными источниками Q5 и Q6, идентифицированными как часть того же скопления. Они по-прежнему считались протозвездами, покрасневшими от окружающей пыли. [8]
В 1994 году у нескольких звезд были обнаружены широкие линии излучения гелия в спектрах, а у некоторых - узкие линии излучения водорода . Это было совершенно неожиданно для протозвезд, вместо этого предполагалось, что объекты были гораздо более развитыми звездами. [9] Вскоре после этого две звезды с эмиссионными линиями были классифицированы как звезды Вольфа Райе, а третья - как светящаяся синяя переменная, которая считалась одной из самых ярких звезд в галактике. Также было идентифицировано небольшое количество красных сверхгигантов, что сузило вероятный возраст скопления. [10]
В 1999 году исследование почти 600 звезд в скоплении показало, что Пятерка содержит больше звезд Вольфа – Райе, чем любое известное скопление, а также вторую светящуюся синюю переменную. Цифры из этого обзора обозначаются qF или иногда FMM в честь всех трех авторов (но не QMM). [3] В исследовании скопления в 2008 г. использовались числа LHO для членов и прояснился статус необычных покрасневших звезд Вольфа – Райе как звезд WC, окруженных пылью, которые предположительно образовались в результате столкновения ветров между компонентом WR и менее развитым спутником OB. . [11] [12]
Скопление также было занесено в каталог геофизической лаборатории ВВС США как «звездный» источник первой величины с размером 4,2 микрона и получило номер 2004 (AFGL 2004). [13] [14]
Пятерка видна (в инфракрасном диапазоне) в 12 угловых минутах к северо-западу от Стрельца A * ( Стрелец A *). Звезды скопления и связанные с ними объекты, такие как туманность Пистолет, имеют большие лучевые скорости, вероятно, только от орбиты вблизи центра галактики, поэтому считается, что скопление физически связано с центром галактики. [3] Считается, что центр Галактики находится на расстоянии около 8 кпк, поэтому прогнозируемое расстояние Пятерки на небе составляет 30 пк от Стрельца A *. [15]
Возраст пятерки можно оценить по вероятному возрасту входящих в нее звезд. Сопоставление звезд скопления с эволюционными изохронами дает возраст около 4 миллионов лет. [4] [3] Однако ожидается, что такие звезды, как две (или три) LBV, взорвутся как сверхновые в течение трех миллионов лет, что является очевидной проблемой. Было высказано предположение, что возраст может составлять всего 3,3–3,6 миллиона лет или что звездообразование происходило в шахматном порядке более чем на миллион лет [5]. Другое предположение состоит в том, что оставшиеся очень массивные звезды были сформированы или обновлены в результате двойных взаимодействий. [4]
Массы звездных скоплений могут быть измерены путем интегрирования функции звездных масс . Хотя могут быть обнаружены только самые массивные члены скопления, функция масс может быть оценена на более низком уровне, а масса скопления рассчитана примерно на 10 000 M ☉ . [3]
Квинтуплет содержит ряд массивных и несколько эволюционировавших звезд, в том числе 21 звезду Вольфа – Райе , 2 светящиеся синие переменные (три включая близлежащий беглый V4998 Sagittarii ) и ряд красных сверхгигантов . Существует также связанная туманность, ионизируемая горячими звездами, в первую очередь туманность Пистолет между Звездой Пистолета и ядром Пятерки. [16]
GCS [6] | Q / GMM [8] | LHO [16] | qF / FMM [3] | Другие имена | Спектральный тип [16] | Величина (K S ) [16] | Светимость ( L ☉ ) | Температура (K) |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
3-IV | 1 | 75 | 243 | WR 102da | WC9? D | 7.9 | ~ 150 000 [17] | ~ 45 000 [17] |
3-II | 2 | 42 | 231 | WR 102dc | WC9d + OB | 6,7 | ~ 150 000 [17] | ~ 45 000 [17] |
4 | 3 | 19 | 211 | WR 102ha | WC8 / 9d + OB | 7.2 | ~ 200 000 [17] | ~ 50 000 [17] |
3-я | 4 | 84 | 251 | WR 102dd | WC9d | 7,8 | ~ 150 000 [17] | ~ 45 000 [17] |
5 | 115 | 270N | V4646 Sgr | M2 I | 8,6 (вар?) | 24,000 [5] | 3 600 [5] | |
6 | 79 | 250 | WC9d | 9,3 | ~ 150 000 [17] | ~ 45 000 [17] | ||
7 | 7 | 192 | M6 I | 7,6 | 47 000 [5] | 3 274 [5] | ||
8 | 67 | 240 | WR 102hb | WN9h [5] | 9,6 | 2 600 000 [18] | 25 100 [18] | |
3-III | 9 | 102 | 258 | WR 102 дБ | WC9? D | 9.2 | ~ 200 000 [17] | ~ 45 000 [17] |
10 | 71 | 241 | WR 102ea | WN9h [5] | 8,8 | 2 500 000 [18] | 25 100 [18] | |
11 | 47 | 235N | WR 102f | WC8 | 10,4 | ~ 200 000 [17] | ~ 60 000 [17] | |
12 | 77 | 278 | O6-8 Я экв? | 9,6 | ~ 1,200,000 [5] | ~ 35 000 [5] | ||
13 | 100 | 257 | O6-8 I fe | 9,4 | ~ 1,400,000 [5] | ~ 35 000 [5] | ||
14 | 146 | 307A | O6-8 Я ж? | 8,7 | ~ 2,500,000 [5] | ~ 35 000 [5] | ||
15 | 110 | 270S | WR 102df | O6-8 I f (Of / WN?) | 10,6 | 1,600,000 [18] | 25 100 [18] | |
134 | Пистолет Звезда | LBV | 7.3 [2] | 3 300 000 [19] [20] | 11 800 [21] | |||
362 | V4650 Sgr | LBV | 7.1 [2] | 1,800,000 [21] | 11 300 [21] | |||
99 | 256 | WR 102i | WN9h [18] | 10,5 | 1 500 000 [18] | 31 600 [18] | ||
158 | 320 | WR 102d | WN9h [18] | 10,5 | 1 200 000 [18] | 35 100 [18] | ||
V4998 Sgr | LBV | 7,5 [2] | 1,600,000 - 4,000,000 [22] | 12 000 |