П'ять близнят (скупчення)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
П'ять близнят (скупчення)
розсіяне Зоряні скупчення
Інфрачервоне зображення (ESO/Габбл та НАСА)
Інфрачервоне зображення (ESO/Габбл та НАСА)
Історія дослідження
Відкривач {{{discoverer}}}
Дата відкриття {{{discovery_date}}}
Позначення IRAS 17430-2848, G000.16-00.06
Дані спостережень
(Епоха J2000.)
Клас
Пряме піднесення 17h 46m 13.9s[1]
Схилення −28° 49′ 48″[1]
Відстань 26 000 св. років
8 000[2] пк
Видима зоряна
величина
(V)
Видимі розміри (V) 50" (2 парсеки)[3]
Сузір'я Стрілець
Фізичні характеристики
Маса
(10 000[3] M)
Радіус
VHB
Абсолютна
зоряна величина
(V)
Приблизний вік 3,3-4,8 млн.років[4]
Інші властивості Щільне скупчення масивних
молодих зір поблизу Галактичного
центру. Оптично затемнене.

Скупчення П'ять близнят (англ. Quintuplet Cluster) — це щільне зоряне скупчення масивних молодих зір поблизу Галактичного центру (GC). Назва походить від п'яти значних джерел інфрачервоного випромінення, розташованих у скупченні. Разом зі скупченням Арки, воно одне з двох скупчень, розташованих поблизу центру Галактики. Внаслідок сильного міжзоряного поглинання у його оточенні, скупчення П'ять близнят не спостерігається у видимому світлі, але його можна досліджувати у рентгенівському, радіо- та інфрачервоних хвилях.

Скупчення П'ять близнят є менш компактним ніж розташоване неподалік скупчення Арки, з меншою кількістю дуже масивних та яскравих зір. Однак в ньому розташовані дві рідкісні яскраві блакитні змінні — зоря Пістолет та менш відома FMM 362, і третя лише у декількох парсеках від нього[2].  Скупчення також містить декілька червоних надгігантів, що може вказувати на його більший вік, бл. 4 мільйонів років[5].

Відкриття та найменування [ред.ред. код]

Трапеція з чотирьох яскравих червоних зір трохи нижче центру, та одна червона зоря зліва, — п'ять початкових близнят (зображення HST/NICMOS)

Скупчення П'ять близнят спочатку було ідентифіковано 1983 року як два інфрачервоні джерела у спостереженні центру Галактики на 2,5 мікронах.[6]  Ці два джерела отримали номери 3 та 4, а пізніше перед номерами акронім GCS від англійського «джерело центру Галактики». При більшому розширенні GCS-3 виявилось чотирма джерелами, які отримали номери I–IV, і разом з GCS-4 сформували компактну п'ятірку незвичайно яскравих малих об'єктів. Було висунуто припущення, що це молоді яскраві зірки, оточені пиловими оболонками, а тому сильно зміщені у червоні довжини хвиль.[7]

У 1990 році у скупченні П'ять близнят було детально і на різних хвилях досліджено 15 джерел випромінення, які пізніше отримали позначки Q або GMM (за авторами дослідження Глассом, Монеті та Морвудом) з номерами. Початкові п'ять зір отримали номери  Q1, Q2, Q3, Q4 та Q9, і до них додані Q5 та Q6 як належні до одного скупчення. На той час їх все ще вважали протозорями, червоними від оточуючого пилу.[8]

У 1994 році у спектрах декількох з цих зір ідентифікували широкі лінії випромінення гелію, а декілька демонстрували і вузькі лінії випромінення водню. Це суперечило гіпотезі про протозорі та вказувало, що об'єкти є більш зрілими зорями.[9] Невдовзі після цього дві з зір з лініями випромінення були класифіковані як зорі Вольфа-Райє, а третя — як яскрава блакитна змінна, яку вважали однією з найяскравіших у нашій Галактиці. Також була ідентифікована невелика кількість червоних гігантів, що далі звузило ймовірний вік скупчення.[10]

У 1999 році було проведено дослідження майже 600 зір скупчення, за результатами якого встановлено, що у скупченні П'ять близнят більше зір Вольфа-Райє, ніж у будь-якому іншому відомому скупченні, а також виявлено другу яскраву блакитну змінну. Зорі з цього дослідження мають нумерацію з літерами qF, або деколи FMM за всіма трьома його авторами (але не QMM).[3] Дослідження скупчення 2008 року використовувало для зір скупчення номери з LHO, та уточнило статус незвичайних почервонілих зір Вольфа-Райє як підтип WC зір Вольфа-Райє (тобто з вуглецевими лініями), оточений пиловою хмарою, яка за гіпотезою утворилася від зіткнення зоряних вітрів зорі Вольфа-Райє та її менш розвиненого компаньйона класу OB.[11][12]

Скупчення також було внесено до каталогу як «зоряне» джерело першої величини на хвилі 4,2 мікрони під час дослідження «Air Force Geophysics Lab» та отримало номер 2004 (AFGL 2004).[13][14]

Характеристики[ред.ред. код]

Фото центру нашої галактики в середніх інфрачервоних хвилях, де П'ять близнят є найяскравішим джерелом зліва від центру (на на другому маленькому фото)
Фото найяскравіших зір скупчення П'ять близнят: V4998 Стрільця, зорі Пістолет та qF362.

Скупчення П'ять близнят можна побачити (в інфрачервоному випроміненні) у 12 кутових хвилинах на північний захід від об'єкту Стрілець A*. Зорі скупчення та пов'язані з ними об'єкти, такі як туманність Пістолет мають значні променеві швидкості, можливі лише за рахунок орбіти поблизу галактичного центру, тому вважається, що це скупчення фізично пов'язано з центром Галактики.[3] Вважається, що галактичний центр розташований у 8 000 парсеках від скупчення, тому прогнозована відстань від Скупчення П'ять близнят до Стрілець A* становить 30 парсеків.[15]

Вік скупчення П'ять близнят оцінюється за ймовірним віком його зір, і за результатами розташування зір скупчення на еволюційних ізохронах, становить бл. 4 мільйонів років.[4][3] Однак вважається, що яскраві блакитні змінні вибухають надновими в межах трьох мільйонів років, що не узгоджується з визначеним віком. Запропоновані гіпотези, що вік скупчення може становити 3,3-3,6 мільйонів років, або що формування зір у скупченні було повільним і тривало мільйон або більше років[5]. Ще одна гіпотеза каже, що надмасивні зорі у скупченні сформувалися або омолодилися внаслідок взаємодії у подвійних зоряних системах[4].

Маси зоряних скупчень визначаються інтегруванням зоряної функції маси. І хоча побачити можливо лише найбільш масивні зорі скупчення, функцію маси можна зменшити на нижчі значення. Маса цього скупчення була визначена на рівні бл. 10 000 M[3].

Зорі скупчення[ред.ред. код]

До скупчення П'ять близнят входить ряд масивних та розвинених зір, у тому числі 21 зоря Вольфа—Райє, 2 яскраві блакитні змінні (три, якщо включати розташовану поруч втікачку V4998 Стрільця) та ряд червоних надгігантів. Також до скупчення належать туманності, іонізовані гарячими зорями, найбільш відома з яких туманність Пістолет, розташована між зорею Пістолет та центром скупчення.[16]

Яскраві зорі (у інфрачервоному діапазоні K)
GCS[6] Q/GMM[8] LHO[16] qF/FMM[3] Інші назви Спектральний клас[16] Зоряна величина (KS)[16] Світність (світностей Сонця) 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-I 4 84 251 WR 102dd WC9d 7,8 ~150 000[17] ~45 000[17]
5 115 270N V4646 Стрільця M2 I 8,6 (var?) 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 102db 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 I eq? 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 I f? 8,7 ~2 500 000[5] ~35 000[5]
15 110 270S O6-8 I f (Of/WN?) 10,6 1 600 000[18] 25 100[18]
134 зоря Пістолет яскрава блакитна змінна 7,3[2] 1 600 000[19] 11 800[19]
362 V4650 Стрільця яскрава блакитна змінна 7,1[2] 1 800 000[19] 11 300[19]
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 Стрільця яскрава блакитна змінна 7,5[2] 1 600 000 — 4 000 000[20] 12 000

Примітки[ред.ред. код]

  1. а б Beichman, C. A.; Neugebauer, G.; Habing, H. J.; Clegg, P. E.; Chester, Thomas J. (1988). Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement. Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement 1. Bibcode:1988NASAR1190....1B. 
  2. а б в г д Mauerhan, J. C.; Morris, M. R.; Cotera, A.; Dong, H.; Wang, Q. D.; Stolovy, S. R.; Lang, C.; Glass, I. S. (2010). Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster. The Astrophysical Journal 713. с. L33. Bibcode:2010ApJ...713L..33M. arXiv:1002.3379. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L33. 
  3. а б в г д е ж Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Morris, Mark (1999). Massive Stars in the Quintuplet Cluster. The Astrophysical Journal 514. с. 202. Bibcode:1999ApJ...514..202F. arXiv:astro-ph/9903281. doi:10.1086/306931. 
  4. а б в Schneider, F. R. N.; Izzard, R. G.; De Mink, S. E.; Langer, N.; Stolte, A.; De Koter, A.; Gvaramadze, V. V.; Hußmann, B.; Liermann, A.; Sana, H. (2014). Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions. The Astrophysical Journal 780 (2). с. 117. Bibcode:2014ApJ...780..117S. arXiv:1312.0607. doi:10.1088/0004-637X/780/2/117. 
  5. а б в г д е ж и к л м н п р Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2012). The Quintuplet cluster. Astronomy & Astrophysics 540. с. A14. Bibcode:2012A&A...540A..14L. arXiv:1203.2435. doi:10.1051/0004-6361/201117534. 
  6. а б Kobayashi, Y.; Okuda, H.; Sato, S.; Jugaku, J.; Dyck, H. M. (1983). Infrared polarization in the direction to the galactic center. Astronomical Society of Japan 35. с. 101. Bibcode:1983PASJ...35..101K. 
  7. Okuda, H.; Shibai, H.; Nakagawa, T.; Matsuhara, H.; Kobayashi, Y.; Hayashi, M.; Kaifu, N.; Nagata, T.; Gatley, I.; Geballe, T. (1989). An IR Quintuplet Near the Galactic Center. The Center of the Galaxy: Proceedings of the 136th Symposium of the International Astronomical Union 136. с. 281. Bibcode:1989IAUS..136..281O. 
  8. а б Glass, I. S.; Moneti, A.; Moorwood, A. F. M. (1990). Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ISSN 0035-8711) 242. с. 55P. Bibcode:1990MNRAS.242P..55G. 
  9. Moneti, A.; Glass, I. S.; Moorwood, A. F. M. (1994). Spectroscopy and Further Imaging of IRAS Sources Near the Galactic Centre. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 268. с. 194. Bibcode:1994MNRAS.268..194M. 
  10. Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Morris, Mark (1995). Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center. Astrophysical Journal Letters v.447 447. с. L29. Bibcode:1995ApJ...447L..29F. doi:10.1086/309551. 
  11. Okuda, Haruyuki; Shibai, Hiroshi; Nakagawa, Takao; Matsuhara, Hideo; Kobayashi, Yukiyasu; Kaifu, Norio; Nagata, Tetsuya; Gatley, I. та ін. (1990). An infrared quintuplet near the Galactic center. The Astrophysical Journal 351. с. 89. Bibcode:1990ApJ...351...89O. doi:10.1086/168447. 
  12. Moneti, A.; Stolovy, S.; Blommaert, J. A. D. L.; Figer, D. F.; Najarro, F. (2001). Mid-infrared imaging and spectroscopy of the enigmatic cocoon stars in the Quintuplet Cluster. Astronomy and Astrophysics 366. с. 106. Bibcode:2001A&A...366..106M. arXiv:astro-ph/0010558. doi:10.1051/0004-6361:20000192. 
  13. Gullixson, C.; Gehrz, R. D.; Hackwell, J. A.; Grasdalen, G. L.; Castelaz, M. (1983). The stellar component of the galaxy as seen by the AFGL infrared sky survey. Astrophysical Journal Supplement Series (ISSN 0067-0049) 53. с. 413. Bibcode:1983ApJS...53..413G. doi:10.1086/190897. 
  14. Nagata, Tetsuya; Woodward, Charles E.; Shure, Mark; Pipher, Judith L.; Okuda, Haruyuki (1990). AFGL 2004 - an infrared quintuplet near the Galactic center. Astrophysical Journal 351. с. 83. Bibcode:1990ApJ...351...83N. doi:10.1086/168446. 
  15. Lang, Cornelia C.; Figer, Don F.; Goss, W. M.; Morris, Mark (1999). Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster. The Astronomical Journal 118 (5). с. 2327. Bibcode:1999AJ....118.2327L. arXiv:astro-ph/9907176. doi:10.1086/301092. 
  16. а б в г Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M. (2009). The Quintuplet cluster. Astronomy and Astrophysics 494 (3). с. 1137. Bibcode:2009A&A...494.1137L. arXiv:0809.5199. doi:10.1051/0004-6361:200810371. 
  17. а б в г д е ж и к л м н п р Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2012). The Galactic WC stars. Astronomy & Astrophysics 540. с. A144. Bibcode:2012A&A...540A.144S. arXiv:1201.6354. doi:10.1051/0004-6361/201117830. 
  18. а б в г д е ж и к л м н Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, L. M.; Todt, H.; Butler, K. (2010). The Quintuplet cluster. Astronomy & Astrophysics 524. с. A82. Bibcode:2010A&A...524A..82L. arXiv:1011.5796. doi:10.1051/0004-6361/200912612. 
  19. а б в г Najarro, Francisco; Figer, Don F.; Hillier, D. John; Geballe, T. R.; Kudritzki, Rolf P. (2009). Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster. The Astrophysical Journal 691 (2). с. 1816. Bibcode:2009ApJ...691.1816N. arXiv:0809.3185. doi:10.1088/0004-637X/691/2/1816. 
  20. Nazé, Y.; Rauw, G.; Hutsemékers, D. (2012). The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables. Astronomy & Astrophysics 538. с. A47. Bibcode:2012A&A...538A..47N. arXiv:1111.6375. doi:10.1051/0004-6361/201118040. 

Посилання[ред.ред. код]