五つ子クラスター
五つ子クラスター
五つ子星団の赤外線画像クレジット: ESA/ハッブル＆NASA
観測データ（J2000.エポック）
赤経17時間46分13.9秒[ 1 ]
赤緯−28° 49′ 48″ [ 1 ]
距離26 kly (8 kpc [ 2 ] )
見かけの寸法（V）50インチ（2個）[ 3 ]
身体的特徴
質量10,000 [ 3 ]  M ☉
推定年齢480万年[ 4 ]
銀河中心付近にある、質量の大きい若い星の密集した集団。光学的に隠されている。
その他の指定IRAS 17430-2848、G000.16-00.06
協会
星座射手座

五つ子星団は、銀河中心から約100光年離れた、質量の大きい若い星々が密集した星団です。その名は、5つの顕著な赤外線源が存在することに由来しています。アーチーズ星団と共に、銀河中心領域に隣接する2つの星団のうちの1つです。周囲の塵による激しい減光のため、光学観測では観測できず、 X線、電波、赤外線の波長域で研究する必要があります。

五つ子星団は近くのアーチーズ星団ほどコンパクトではなく、最も質量が大きく明るい星の数も少ないが、非常に珍しい明るい青色変光星の2つ、ピストル星とあまり知られていないqF 362（別名V4650 Sgr）を擁し、さらに数パーセク離れたところに3つ目の変光星を擁するという特徴がある。[ 2 ] また、赤色超巨星も数多く含まれており、いずれも約400万年前に誕生した、より進化した星団であることを示唆している。[ 5 ]

発見と命名

中央のすぐ下にある4つの明るい赤い星と、その左にある1つの星の台形が、元の五つ子です（HST/NICMOS画像）。

五つ子は、1983年に銀河中心の2.5ミクロンサーベイにおいて、一対の赤外線源として最初に特定されました。[ 6 ]これらの2つの源は3と4の番号が付けられ、後に銀河中心源（GCS）の頭字語で呼ばれるようになりました。GCS-3は後にIからIVとラベル付けされた4つの源に分解され、GCS-4と共に異常に明るい小天体からなるコンパクトな五つ子を形成しました。これらは、塵の殻に囲まれた若い高温の明るい星であり、そのため非常に赤くなっていると考えられていました。[ 7 ]

1990年には、五重項領域にある合計15個の天体が、後にグラス、モネティ、ムーアウッドの名にちなんでQ番号またはGMM番号で呼ばれるようになった複数の波長で、より詳細な研究が行われた。当初の5つの星はQ1、Q2、Q3、Q4、Q9と識別され、さらにQ5とQ6の天体も同じ星団の一部であると特定された。これらの天体は、依然として周囲の塵によって赤く染まった原始星であると考えられていた。[ 8 ]

1994年、いくつかの恒星のスペクトルに幅広いヘリウム輝線が見られ、またいくつかの恒星は細い水素輝線を示しました。これは原始星としては全く予想外のことで、これらの天体ははるかに進化した恒星であることを示唆していました。[ 9 ] その後まもなく、2つの輝線星がウォルフ・ライエ星に分類され、3つ目の星は銀河系で最も明るい恒星の一つと考えられていた高輝度青色変光星に分類されました。また、少数の赤色超巨星も特定され、星団の年齢が絞り込まれました。[ 10 ]

1999年、この星団の約600個の星を対象とした研究により、五つ子星には既知のどの星団よりも多くのウォルフ・ライエ星と、2つ目の高輝度青色変光星が含まれていることが示されました。この調査で得られた番号はqF、あるいは3人の著者全員にちなんでFMM（ただしQMMではない）と呼ばれることもあります。[ 3 ] 2008年のこの星団の研究では、星団員にLHO番号が使用され、異常に赤くなったウォルフ・ライエ星は、WR成分と進化の遅れたOB伴星との衝突風によって形成されたと推定される塵に囲まれたWC星であることが明らかにされました。[ 11 ] [ 12 ]

この銀河団は、空軍地球物理学研究所の調査で4.2ミクロンの第一等級の「恒星」源としてカタログに登録され、2004という番号が与えられた（AFGL 2004）。[ 13 ] [ 14 ]

プロパティ

銀河中心の中間赤外線画像。中心の左側に五つ子星が最も明るい光源として見える（2番目の挿入図）。
五つ子星団の最も明るい星、いて座V4998星、ピストル星、qF362の画像。画像の左上部にある星雲は鎌状星雲です。

五つ子星は、いて座A*（Sgr A*）の北西12分角の地点（赤外線）に観測されています。星団の星々や、ピストル星雲などの付随天体は、銀河中心付近を周回しているために生じる大きな視線速度を持つため、この星団は物理的に銀河中心と関連していると考えられています。[ 3 ] 銀河中心は約8kpc離れていると考えられているため、五つ子星の天空への投影距離はいて座A*から30pcとなります。[ 15 ]

五つ子星の年齢は、その構成星の年齢から推定できる。星団の星を進化等時線にマッピングすると、約400万年となる。[ 4 ] [ 3 ] しかし、2つ（あるいは3つ）のLBVのような星は300万年以内に超新星爆発を起こすと予想されており、これは明らかな問題である。年齢は330万～360万年程度と低い可能性や、星形成が100万年以上かけて段階的に進んだ可能性も示唆されている。[ 5 ]もう一つの説は、残りの大質量星は連星相互作用によって形成または若返ったというものである。[ 4 ]

星団の質量は、恒星質量関数を積分することで測定できます。最も質量の大きい星団メンバーしか検出できませんが、質量関数はより低いレベルまで推定でき、星団質量は約10,000  M☉と計算されています。[ 3 ]

鎌状星雲

鎌状星雲の一部を写したMIRI画像

五つ子星を取り囲む星雲はG0.18-0.04と呼ばれていますが、鎌のような形をしているため「鎌状星雲」とも呼ばれています。五つ子星はこのHII星雲の主な電離源です。鎌状星雲は電波画像と中間赤外線画像の両方で検出されています。[ 16 ] [ 17 ]この星雲はハッブル宇宙望遠鏡[ 18 ] 、 MeerKAT [ 19 ]、そして後にJWSTによって部分的に撮影されました。[ 20 ]ウォルフ・ライエ星WR 102cは鎌状星雲の内側に位置しています。

メンバー

五つ子星には、21個のウォルフ・ライエ星、2個の明るい青色変光星（うち3個は近くの暴走星であるいて座V4998星）、そして多数の赤色超巨星など、質量が大きく、ある程度進化した恒星が多数含まれています。また、高温の恒星によって電離した星雲も存在し、中でもピストル星と五つ子星の中心核の間にはピストル星雲が見られます。 [ 21 ]

目立つ星（Kバンド赤外線）
GCS [ 6 ]Q/GMM [ 8 ]LHO [ 21 ]qF/FMM [ 3 ]その他の名前 スペクトル型[ 21 ]マグニチュード（K S）[ 21 ]明度（ L☉ ）温度（K）
3-IV175243WR 102daWC9?d7.9約15万人[ 22 ]約4万5000人[ 22 ]
3-II242231WR 102dcWC9d + OB6.7約15万人[ 22 ]約4万5000人[ 22 ]
4319211WR 102haWC8/9d + OB7.2約20万人[ 22 ]約50,000 [ 22 ]
3-I484251WR 102ddWC9d7.8約15万人[ 22 ]約4万5000人[ 22 ]
5115270NV4646 軍人M2 I8.6 (変数?)24,000 [ 5 ]3,600 [ 5 ]
679250WC9d9.3約15万人[ 22 ]約4万5000人[ 22 ]
77192M6 I7.647,000 [ 5 ]3,274 [ 5 ]
867240WR 102hbWN9h [ 5 ]9.6260万[ 23 ]25,100 [ 23 ]
3-III9102258WR 102dbWC9?d9.2約20万人[ 22 ]約4万5000人[ 22 ]
1071241WR 102個WN9h [ 5 ]8.8250万[ 23 ]25,100 [ 23 ]
1147235NWR 102fWC810.4約20万人[ 22 ]約60,000 [ 22 ]
1277278O6–8 I は等しいですか?9.6約120万人[ 5 ]約35,000 [ 5 ]
13100257O6–8 私はfe9.4約140万人[ 5 ]約35,000 [ 5 ]
14146307AO6–8 私はf?8.7約250万人[ 5 ]約35,000 [ 5 ]
15110270SWR 102dfO6–8 I f (Of/WN?)10.6160万[ 23 ]25,100 [ 23 ]
134ピストルスターLBV7.3 [ 2 ]330万[ 24 ] [ 25 ]11,800 [ 26 ]
362V4650 サージェントLBV7.1 [ 2 ]180万[ 26 ]11,300 [ 26 ]
99256WR 102iWN9h [ 23 ]10.5150万[ 23 ]31,600 [ 23 ]
158320WR 102dWN9h [ 23 ]10.5120万[ 23 ]35,100 [ 23 ]
V4998 サージェントLBV7.5 [ 2 ]1,600,000～4,000,000 [ 27 ]1万2000

参考文献

  1. ^ a b Beichman, CA; Neugebauer, G.; Habing, HJ; Clegg, PE; Chester, Thomas J. (1988). 「赤外線天文衛星（IRAS）カタログおよびアトラス。第1巻：解説補足」赤外線天文衛星（IRAS）カタログおよびアトラス。第1巻：解説補足. 1 . Bibcode : 1988iras....1.....B .
  2. ^ a b c d e Mauerhan, JC; Morris, MR; Cotera, A.; Dong, H.; Wang, QD; Stolovy, SR; Lang, C.; Glass, IS (2010). 「五つ子星団付近における放出星雲を伴う高輝度青色変光星の発見」.アストロフィジカル・ジャーナル. 713 (1): L33– L36. arXiv : 1002.3379 . Bibcode : 2010ApJ...713L..33M . doi : 10.1088/2041-8205/713/1/L33 . S2CID 42696538 . 
  3. ^ a b c d e f g Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Morris, Mark (1999). 「五つ子星団の巨大星々」. The Astrophysical Journal . 514 (1): 202– 220. arXiv : astro-ph/9903281 . Bibcode : 1999ApJ...514..202F . doi : 10.1086/306931 . S2CID 15816020 . 
  4. ^ a b c Schneider, FRN; Izzard, RG; De Mink, SE ; Langer, N.; Stolte, A.; De Koter, A.; Gvaramadze, VV; Hußmann, B.; Liermann, A.; Sana, H. (2014). 「若い星団、大質量ブルーストラッグラー、そして恒星の質量上限の年齢：年齢依存の恒星質量関数の解析」.アストロフィジカルジャーナル. 780 (2): 117. arXiv : 1312.0607 . Bibcode : 2014ApJ...780..117S . doi : 10.1088/0004-637X/780/2/117 . S2CID 28410959 . 
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, LM (2012). 「五つ子銀河団」.天文学と天体物理学. 540 : A14. arXiv : 1203.2435 . Bibcode : 2012A&A...540A..14L . doi : 10.1051/0004-6361/201117534 . S2CID 118741449 . 
  6. ^ a b小林雄三; 奥田秀雄; 佐藤俊一; 寿岳淳; Dyck, HM (1983). 「銀河中心方向の赤外線偏光」.日本天文学会誌. 35 : 101. Bibcode : 1983PASJ...35..101K .
  7. ^奥田 秀; 芝井 秀; 中川 剛; 松原 秀; 小林 雄; 林 正治; 海部 暢; 永田 毅; ガトリー イチ; ゲバレ 孝 (1989). 「銀河中心近傍の赤外線五つ子」. 銀河中心：国際天文学連合第136回シンポジウム議事録. 136 : 281.書誌コード: 1989IAUS..136..281O .
  8. ^ a b Glass, I.S.; Moneti, A.; Moorwood, AFM (1990). 「G 0.15 – 0.05付近の銀河団の赤外線画像と測光」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 242 : 55P– 58P. Bibcode : 1990MNRAS.242P..55G . doi : 10.1093/mnras/242.1.55p .
  9. ^ Moneti, A.; Glass, I.S.; Moorwood, AFM (1994). 「銀河中心近傍のIRAS源の分光法とさらなる画像化」 .王立天文学会月報. 268 : 194–202 . Bibcode : 1994MNRAS.268..194M . doi : 10.1093/mnras/268.1.194 .
  10. ^フィガー, ドナルド F.; マクリーン, イアン S.; モリス, マーク (1995). 「銀河中心付近の五つ組星 (AFGL 2004) における2つの新しいウォルフ・ライエ星と1つの明るい青色変光星」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 447 : L29– L32.書誌コード: 1995ApJ...447L..29F . doi : 10.1086/309551 .
  11. ^奥田晴之;芝井 博；中川隆雄；松原秀夫小林幸康；海部典夫；永田哲也ガトリー、I.テスラ州ゲバルレ (1990)。 「銀河中心近くの赤外線五つ子」。天体物理学ジャーナル。351 : 89。ビブコード: 1990ApJ...351...89O。土井：10.1086/168447。
  12. ^ Moneti, A.; Stolovy, S.; Blommaert, JADL; Figer, DF; Najarro, F. (2001). 「五つ子星団の謎のコクーン星の中赤外線画像化と分光法」.天文学と天体物理学. 366 : 106–120 . arXiv : astro-ph/0010558 . Bibcode : 2001A&A...366..106M . doi : 10.1051/0004-6361:20000192 . S2CID 9973563 . 
  13. ^ Gullixson, C.; Gehrz, RD; Hackwell, JA; Grasdalen, GL; Castelaz, M. (1983). 「AFGL赤外線スカイサーベイで見た銀河の恒星成分」 .アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント・シリーズ. 53 : 413. Bibcode : 1983ApJS...53..413G . doi : 10.1086/190897 .
  14. ^永田哲也;ウッドワード、チャールズ E.シューア、マーク。パイファー、ジュディス L.奥田晴之（1990）。 「AFGL 2004 – 銀河中心近くの赤外線五つ子」。天体物理学ジャーナル。351 : 83。ビブコード: 1990ApJ...351...83N。土井：10.1086/168446。
  15. ^ Lang, Cornelia C.; Figer, Don F.; Goss, WM; Morris, Mark (1999). 「ピストル星と銀河中心五つ子星団の他の星からの恒星風の電波検出」.天文学ジャーナル. 118 (5): 2327– 2330. arXiv : astro-ph/9907176 . Bibcode : 1999AJ....118.2327L . doi : 10.1086/301092 . S2CID 12515939 . 
  16. ^ユセフ＝ザデー、ファルハド；モリス、マーク（1987年11月）「G0.18-0.04：銀河中心付近の弧における熱的および非熱的電波構造の相互作用」天文学ジャーナル、94 : 1178。Bibcode : 1987AJ ..... 94.1178Y。doi : 10.1086/ 114555。ISSN : 0004-6256。 
  17. ^ Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Morris, Mark (1999年3月). 「五つ子星団の大質量星」 . The Astrophysical Journal . 514 (1): 202– 220. arXiv : astro-ph/9903281 . Bibcode : 1999ApJ...514..202F . doi : 10.1086/306931 . ISSN 0004-637X . 
  18. ^ Steinke, M.; Oskinova, LM; Hamann, W.-R.; Sander, A.; Liermann, A.; Todt, H. (2016年4月). 「鎌状赤道星WR 102c、そのWR星雲、および鎌状赤道星雲に関連する大質量星団の解析」 .天文学と天体物理学. 588 : A9. arXiv : 1601.03395 . Bibcode : 2016A&A...588A...9S . doi : 10.1051/0004-6361/201527692 . ISSN 0004-6361 . 
  19. ^ヘイウッド、I.ランマラ、I.カミロ、F.ウェストバージニア州コットン。ユセフ・ザデ、F.アボット、TD、アダム、RM;アダムス、G.マサチューセッツ州アルデラ。アサド、KMB;バウアーマイスター、EF;ベネット、TGH。ベスター、HL;ワシントン州ボードデ。ワシントン州ボタ（2022 年 2 月）。「1.28 GHz MeerKAT 銀河中心モザイク」。天体物理学ジャーナル。925 (2): 165.arXiv : 2201.10541。Bibcode : 2022ApJ...925..165H。土井：10.3847/1538-4357/ac449a。ISSN 0004-637X . 
  20. ^コテラ、アンジェラ、ハンキンス、ジャネット・シンプソン（2025年1月）「鎌：銀河中心における創造の柱」アメリカ天文学会大会要旨集245 :346.01. Bibcode : 2025AAS ...24534601C .
  21. ^ a b c d Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, LM (2009). 「五つ子星団」.天文学と天体物理学. 494 (3): 1137– 1166. arXiv : 0809.5199 . Bibcode : 2009A&A...494.1137L . doi : 10.1051/0004-6361:200810371 . S2CID 260300 . 
  22. ^ a b c d e f g h i j k l m n Sander, A.; Hamann, W.-R.; Todt, H. (2012). 「銀河系WC星」.天文学と天体物理学. 540 : A144. arXiv : 1201.6354 . Bibcode : 2012A&A...540A.144S . doi : 10.1051/0004-6361/201117830 . S2CID 119182468 . 
  23. ^ a b c d e f g h i j k l Liermann, A.; Hamann, W.-R.; Oskinova, LM; Todt, H.; Butler, K. (2010). 「五つ子星団」. Astronomy & Astrophysics . 524 : A82. arXiv : 1011.5796 . Bibcode : 2010A&A...524A..82L . doi : 10.1051/0004-6361/200912612 . S2CID 30091594 . 
  24. ^ Lau, RM; Herter, TL; Morris, MR; Adams, JD (2014). 「自然と育ち：銀河中心の大質量星団内およびその近傍における明るい青色変光星雲」. The Astrophysical Journal . 785 (2): 120. arXiv : 1403.5298 . Bibcode : 2014ApJ...785..120L . doi : 10.1088/0004-637X/785/2/120 . S2CID 118447462 . 
  25. ^ Mauerhan, JC; Morris, MR; Cotera, A.; Dong, H.; Wang, QD; Stolovy, SR; Lang, C.; Glass, IS (2010). 「五連星団付近における放出星雲を伴う高輝度青色変光星の発見」.アストロフィジカル・ジャーナル. 713 (1): L33– L36. arXiv : 1002.3379 . Bibcode : 2010ApJ...713L..33M . doi : 10.1088/2041-8205/713/1/L33 . S2CID 42696538 . 
  26. ^ a b cナハロ、フランシスコ;フィガー、ドン F.ヒリアー、D. ジョン。ジェバル、TR;クドリツキー、ロルフ P. (2009)。 「銀河中心の金属性: 五つ子星団」。天体物理学ジャーナル。691 (2): 1816 ～ 1827 年。arXiv : 0809.3185。Bibcode : 2009ApJ...691.1816N。土井：10.1088/0004-637X/69​​1/2/1816。S2CID 15473563。 
  27. ^ Nazé, Y.; Rauw, G.; Hutsemékers, D. (2012). 「銀河系高輝度青色変光星の初のX線サーベイ」. Astronomy & Astrophysics . 538 : A47. arXiv : 1111.6375 . Bibcode : 2012A&A...538A..47N . doi : 10.1051/0004-6361/201118040 . S2CID 43688343 . 
「 https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Quintuplet_Cluster&oldid=1319849997#Members」から取得