П'ять близнят (скупчення)

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 є одним із 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.

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	17г 46х 13.9с[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 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 

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 мікрона^[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 зорі, 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 навколишнього 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 із лініями випромінення були класифіковані як зорі Вольфа — Рає, 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 — Рає, 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 — Рає як підтип WC зір Вольфа — Рає (тобто з вуглецевими лініями), оточений пиловою хмарою, яка за гіпотезою утворилася від зіткнення зоряних вітрів зорі Вольфа — Рає та її менш розвиненого компаньйона класу OB^[11][12].

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

Характеристики

Фото центру нашої галактики в середніх інфрачервоних хвилях, де П'ять близнят є найяскравішим джерелом зліва від центру (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'єкта 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 8000 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 мільйона 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

До скупчення П'ять близнят входить ряд масивних та розвинених зір, у тому числі 21 зоря Вольфа — Рає, 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