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]
偏角	−28° 49′ 48″ [1]
距離	26 千光年 (8 千パーセンタイル[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] 百万☉
推定年齢	480万年[4]
銀河中心付近にある巨大な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
参照:散開星団、散開星団の一覧

五重星団は、銀河中心から約 100 光年離れた、巨大な若い星々が密集した星団です。この星団の名前は、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。アーチーズ星団とともに、五重星団は銀河中心付近にある 2 つの星団のうちの 1 つです。付近の塵による激しい減光のため、光学観測では見えず、 X 線、電波、赤外線帯域で研究する必要があります。

五つ子星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恒星の数も少ないが、ピストル星とあまり知られていないqF 362 （別名V4650 Sgr）という極めて珍しい2つの明るい青色変光星を擁し、わずか数パーセク離れたところに3つ目の変光星があるという特徴がある。^[2] また、赤色超巨星もいくつか含まれており、これらはすべて、約400万年前にわずかに進化した星団であることを示唆している。^[5]

五つ子は、1983年に銀河中心の2.5ミクロンの調査で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と番号が付けられ、後に銀河中心源の頭字語GCSで呼ばれるようになりました。GCS-3は後にI-IVとラベル付けされた4つの源に分解され、GCS-4とともに異常に明るい小さな物体のコンパクトな五つ子を形成しました。これらは、塵の殻に囲まれているため非常に赤くなっている、若い高温の明るい星であると考えられました。^[7]

1990年、五重項領域にある合計15個の源が、後にQ番号またはGMM番号（著者のグラス、モネティ、ムーアウッドにちなんで）で呼ばれるようになった複数の波長でより詳細に研究されました。元の5つの星はQ1、Q2、Q3、Q4、Q9の番号で識別され、追加の源Q5とQ6は同じクラスターの一部として識別されました。それらは依然として周囲の塵によって赤くなった原始星であると考えられていました。^[8]

1994年、いくつかの星のスペクトルに幅広いヘリウム輝線が見られ、またいくつかの星は狭い水素輝線を示した。これは原始星としては全く予想外のことであり、むしろこれらの天体ははるかに進化した星であることを示唆していた。^[9] その後まもなく、2つの輝線星がウォルフ・ライエ星として分類され、3つ目は銀河で最も明るい星の1つであると考えられていた高輝度青色変光星として分類された。少数の赤色超巨星も特定され、星団の年齢が絞り込まれた。^[10]

1999年、この星団の約600個の星を調べた研究により、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わかった。この調査で得られた数字はqFと呼ばれ、3人の著者全員にちなんでFMMと呼ばれることもある（ただしQMMではない）。^[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・ライエ星が、WR成分とそれほど進化していない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星であるというステータスが明らかにされた。^{[11] [12]}

この星団は、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」源としてカタログ化され、2004という番号が与えられた（AFGL 2004）。^{[13] [14]}

五つ子星は、いて座A*（Sgr A*）の北西12分角のところに（赤外線で）見える。星団の星やピストル星雲などの関連天体は、銀河中心に近い軌道を周回しているために大きい視線速度を持っているため、星団は物理的に銀河中心と関連していると考えられる。^[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である。^[15]

五つ子星の年齢は、その構成星の年齢から推定できる。星団の星を進化の 等時線にマッピングすると、年齢は約 400 万年となる。^{[4] [3]} しかし、2 つ (または 3 つ) の LBV のような星は300 万年以内に超新星として爆発すると予想されており、これは明らかな問題である。年齢は 330 万～360 万年と低いか、星形成が 100 万年以上にわたって段階的に行われたという説もある。^[5]残りの非常に質量の大きい星は連星相互作用によって形成または若返ったという説もある。^[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る。最も質量の大きい星団メンバーしか検出できないが、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 _☉と計算されている。^[3]

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（そのうち3個は近くの暴走星であるいて座V4998を含む）、および多数の赤色超巨星など、大質量でやや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、最も顕著なのはピストル星と五つ子星の中心核の間にあるピストル星雲です。 ^[16]

• 「IRAS 17430-2848」。シンバッド。ストラスブール天文学センター。
• SIMBADの改訂版 AFGL (RAFGL) カタログ