맨위로가기

다섯쌍둥이 성단

"오늘의AI위키"는 AI 기술로 일관성 있고 체계적인 최신 지식을 제공하는 혁신 플랫폼입니다.
"오늘의AI위키"의 AI를 통해 더욱 풍부하고 폭넓은 지식 경험을 누리세요.
목차

1. 개요

다섯쌍둥이 성단은 우리 은하 중심 근처에 위치한 젊고 무거운 별들로 구성된 성단이다. 1983년 적외선 관측을 통해 처음 발견되었으며, 다섯 개의 밝은 별이 '다섯쌍둥이'로 불리며, 이후 더 많은 별들이 확인되었다. 이 성단은 약 400만 년의 나이로 추정되며, 21개의 볼프-레이에별, 2~3개의 밝은 청색변광성, 다수의 적색초거성을 포함하고 있다. 다섯쌍둥이 성단은 피스톨 성운과 관련되어 있으며, 은하 중심에서 약 30파섹 떨어진 곳에 위치한다.

2. 발견과 명명

중앙 바로 아래의 4개의 밝은 붉은 별의 사다리꼴과 그 왼쪽의 1개의 별이 원래의 다섯쌍둥이다. (HST/NICMOS 이미지)


다섯쌍둥이 성단은 1983년 은하 중심에 대한 2.5 미크론 파장대 조사에서 한 쌍의 적외선원으로 처음 식별되었다.[25] 이 광원들은 3번과 4번으로 번호가 지정되었고, 나중에 은하 중심 광원(Galactic Center Source)의 약어인 GCS로 불렸다. GCS-3은 이후 I~IV로 표시된 4개의 광원으로 분해되었고, GCS-4와 함께 유난히 밝은 작은 물체를 이루어 다섯쌍둥이를 형성했다. 이 광원들은 먼지 껍질로 둘러싸여 극도로 붉어진 젊고 뜨겁고 빛나는 별로 추정되었다.[26]

1990년, 다섯쌍둥이 영역의 총 15개 광원이 여러 파장대에서 더 자세히 연구되었으며, 이후 Q 또는 GMM(저자 Glass, Moneti, Moorwood의 이름을 딴 것) 번호로 참조되었다. 원래 별 5개는 Q1, Q2, Q3, Q4, Q9로 식별되었고, 추가 광원 Q5와 Q6도 같은 성단의 일부로 확인되었다. 이 별들은 여전히 주변의 먼지로 인해 붉어지는 원시별로 여겨졌다.[27]

1994년, 몇몇 별들의 스펙트럼에서 넓은 헬륨 방출선이 확인되었고, 일부는 좁은 수소 방출선을 보였다. 이는 원시별에게는 완전히 예상되지 않은 일이었으며, 오히려 이 천체가 훨씬 더 진화된 별임을 시사했다.[28] 얼마 지나지 않아 두 개의 방출선 별은 볼프-레이에별로 분류되었고, 세 번째 별은 은하계에서 가장 빛나는 별 중 하나로 여겨지는 밝은 청색변광성으로 분류되었다. 소수의 적색초거성도 확인되었고, 성단의 연령 범위가 좁혀졌다.[29]

1999년, 성단 내 거의 600개에 달하는 별에 대한 연구에 따르면 다섯쌍둥이 성단에는 알려진 어떤 성단보다 더 많은 볼프-레이에별과 두 번째의 밝은 청색변광성이 포함되어 있는 것으로 나타났다. 이 조사의 번호는 qF로 표시되거나 때로는 세 명의 저자 모두의 이름을 따서 FMM(QMM은 아님)으로 표시되었다.[39] 2008년 성단 연구에서는 LHO 번호를 사용했으며, WR 구성원과 덜 진화된 OB 동반성 사이의 항성풍 충돌로 형성된 것으로 추정되는 먼지로 둘러싸인 WC 별로서 특이하게 붉어진 볼프-레이에별의 상태를 명확히 했다.[30][31]

또한 이 성단은 공군 지구물리학 연구소 조사에서 4.2미크론의 1 등급 "항성" 발생원으로 분류되었으며, 번호 2004 (AFGL 2004)의 번호를 부여받았다.[32][33]

3. 성단 특징

다섯쌍둥이 성단은 적외선 파장대에서 궁수자리 A*의 북서쪽으로 12분 거리에 위치해 있다. 이 성단은 은하 중심과 물리적으로 연관되어 있는 것으로 추정되는데, 그 이유는 성단의 별들과 피스톨성운과 같은 관련 천체들이 은하 중심에 가까운 궤도를 돌고 있을 가능성이 큰 방사형 속도를 가지고 있기 때문이다.[39] 은하 중심까지의 거리는 약 8,000 파섹으로 간주되므로, 다섯쌍둥이 성단은 궁수자리 A*에서 약 30 파섹 떨어져 있는 셈이다.[34]

다섯쌍둥이 성단의 나이는 구성원 별들의 예상 나이를 통해 추정할 수 있다. 성단의 별들을 항성 진화 이론에 따른 등시성 곡선에 맞춰보면 약 400만 년이라는 나이가 도출된다.[35][39] 그러나, 2개(또는 3개)의 밝은 청색변광성(LBV)과 같은 별들은 300만 년 이내에 초신성 폭발을 일으킬 것으로 예상되어, 실제 나이는 330만~360만 년 정도로 더 어리거나, 별 형성이 100만 년 이상에 걸쳐 단계적으로 이루어졌을 가능성이 제기되었다.[41] 또 다른 가설은 남아 있는 매우 무거운 별들이 쌍성 간의 상호작용을 통해 형성되거나 더 젊어졌다는 것이다.[24]

성단의 질량은 항성 초기질량함수를 적분하여 측정할 수 있다. 가장 무거운 성단 구성원만 관측 가능하지만, 질량 함수를 낮은 수준까지 추정하면 성단의 질량은 대략 로 계산된다.[39]

다섯쌍둥이 성단은 1983년 은하 중심부의 2.5 미크론 조사에서 처음으로 적외선원 쌍으로 확인되었다.[3] 이 두 광원은 각각 3번과 4번으로 번호가 매겨졌고, 이후 GCS(Galactic Centre Source, 은하 중심 광원)라는 약칭으로 불렸다. GCS-3은 이후 I-IV로 표시된 4개의 광원으로 분해되었으며, 이들은 GCS-4와 함께 유난히 밝은 작은 천체들로 구성된 5중성계를 형성했다. 이들은 먼지 껍질에 둘러싸인 젊고 뜨겁고 밝은 별들로 추정되었으며, 극도로 붉은색을 띠는 것으로 여겨졌다.[4]

1990년에는 다섯쌍둥이 성단 지역의 총 15개 광원에 대한 더 자세한 연구가 여러 파장에서 이루어졌으며, 이들은 이후 Q 또는 GMM(저자 Glass, Moneti, and Moorwood의 이름을 따서) 번호로 불렸다. 원래의 5개 별은 Q1, Q2, Q3, Q4, Q9로 식별되었고, 추가 광원 Q5와 Q6은 동일한 성단의 일부로 확인되었다. [5] 1994년에는 여러 별들의 스펙트럼에서 넓은 헬륨 방출선이 확인되었고, 일부는 좁은 수소 방출선을 보였다. 이는 원시별에게서는 전혀 예상치 못한 현상으로, 이 천체들이 훨씬 더 진화한 별들임을 시사했다.[6]

그 직후, 두 개의 방출선 별은 볼프-레이에별로 분류되었고, 세 번째 별은 은하에서 가장 밝은 별 중 하나로 여겨지는 밝은 청색변광성으로 분류되었다. 또한 소수의 적색초거성이 확인되면서 성단의 예상 연령이 좁혀졌다.[7] 1999년, 성단 내 거의 600개의 별을 연구한 결과, 다섯쌍둥이 성단은 알려진 어떤 성단보다 더 많은 볼프-레이에별을 포함하고 있으며, 두 번째 밝은 청색변광성도 포함하고 있다는 사실이 밝혀졌다.[14] 2008년 성단 연구에서는 성단의 구성원에 LHO 번호를 사용했으며, 특이하게 붉은색을 띠는 볼프-레이에별의 상태를 WR 성분과 덜 진화된 OB 동반성 사이의 충돌하는 바람에서 형성된 것으로 추정되는 먼지로 둘러싸인 WC별로 명확히 했다.[8][9] 이 성단은 공군 지구물리 연구소 조사에서 4.2미크론의 1등급 "별" 광원으로 분류되었으며, 번호 2004(AFGL 2004)가 부여되었다.[10][11]

3. 1. 구성원

다섯쌍둥이 성단은 볼프–레이에별 21개, 밝은 청색변광성 2개(근처의 폭주성 궁수자리 V4998 포함 시 3개), 다수의 적색초거성을 포함하여 무겁고 다소 진화된 수많은 별을 포함하고 있다.[38] 또한 뜨거운 별에 의해 이온화된 성운이 존재하는데 가장 유명한 것은 피스톨별과 다섯쌍둥이 성단 사이의 피스톨성운이다.[38]

K 밴드 적외선 영역에서 눈에 띄는 별
GCS[36]Q/GMM[37]LHO[38]qF/FMM[39]다른 이름분광형[38]겉보기등급 (KS)[38]광도표면온도 (K)
3-IV175243WR 102daWC9?d7.9~150,000[40]~45,000[40]
3-II242231WR 102dcWC9d + OB6.7~150,000[40]~45,000[40]
4319211WR 102haWC8/9d + OB7.2~200,000[40]~50,000[40]
3-I484251WR 102ddWC9d7.8~150,000[40]~45,000[40]
5115270N궁수자리 V4646M2 I8.6 (var?)24,000[41]3,600[41]
679250WC9d9.3~150,000[40]~45,000[40]
77192M6 I7.647,000[41]3,274[41]
867240WR 102hbWN9h[41]9.62,600,000[42]25,100[42]
3-III9102258WR 102dbWC9?d9.2~200,000[40]~45,000[40]
1071241WR 102eaWN9h[41]8.82,500,000[42]25,100[42]
1147235NWR 102fWC810.4~200,000[40]~60,000[40]
1277278O6-8 I eq?9.6~1,200,000[41]~35,000[41]
13100257O6-8 I fe9.4~1,400,000[41]~35,000[41]
14146307AO6-8 I f?8.7~2,500,000[41]~35,000[41]
15110270SWR 102dfO6-8 I f (Of/WN?)10.61,600,000[42]25,100[42]
134피스톨별LBV7.3[43]3,300,000[44][45]11,800[46]
362궁수자리 V4650LBV7.1[43]1,800,000[46]11,300[46]
99256WR 102iWN9h[42]10.51,500,000[42]31,600[42]
158320WR 102dWN9h[42]10.51,200,000[42]35,100[42]
궁수자리 V4998LBV7.5[43]1,600,000 - 4,000,000[47]12,000


4. 항성 목록

다섯쌍둥이 성단은 볼프–레이에별 21개, 밝은 청색변광성 2개(근처의 폭주성 궁수자리 V4998 포함 시 3개), 다수의 적색초거성을 포함하여 무겁고 다소 진화된 수많은 별을 포함하고 있다. 또한 뜨거운 별에 의해 이온화된 성운이 존재하는데 가장 유명한 것은 피스톨별과 다섯쌍둥이 성단 사이의 피스톨성운이다.[38]

} || style="text-align:right;"| ~45,000

|-

| 3-II || 2 || 42 || 231 || WR 102dc || WC9d + OB || style="text-align:right;"| 6.7 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~45,000

|-

| 4 || 3 || 19 || 211 || WR 102ha || WC8/9d + OB || style="text-align:right;"| 7.2 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~50,000

|-

| 3-I || 4 || 84 || 251 || WR 102dd || WC9d || style="text-align:right;"| 7.8 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~45,000

|-

||| 5 || 115 || 270N || 궁수자리 V4646 || M2 I || style="text-align:right;"| 8.6 (var?) || style="text-align:right;"| 24,000 || style="text-align:right;"| 3,600

|-

||| 6 || 79 || 250 || || WC9d || style="text-align:right;"| 9.3 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~45,000

|-

||| 7 || 7 || 192 || || M6 I || style="text-align:right;"| 7.6 || style="text-align:right;"| 47,000 || style="text-align:right;"| 3,274

|-

||| 8 || 67 || 240 || WR 102hb || WN9h[41] || style="text-align:right;"| 9.6 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 25,100

|-

| 3-III || 9 || 102 || 258 || WR 102db || WC9?d || style="text-align:right;"| 9.2 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~45,000

|-

||| 10 || 71 || 241 || WR 102ea || WN9h[41] || style="text-align:right;"| 8.8 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 25,100

|-

||| 11 || 47 || 235N || WR 102f || WC8 || style="text-align:right;"| 10.4 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~60,000

|-

||| 12 || 77 || 278 || || O6-8 I eq? || style="text-align:right;"| 9.6 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~35,000

|-

||| 13 || 100 || 257 || || O6-8 I fe || style="text-align:right;"| 9.4 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~35,000

|-

||| 14 || 146 || 307A || || O6-8 I f? || style="text-align:right;"| 8.7 || style="text-align:right;"| ~ || style="text-align:right;"| ~35,000

|-

||| 15 || 110 || 270S || WR 102df|| O6-8 I f (Of/WN?) || style="text-align:right;"| 10.6 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 25,100

|-

||| || || 134 || 피스톨별|| LBV|| style="text-align:right;" | 7.3[43] || style="text-align:right;"| [44][45] || style="text-align:right;" | 11,800

|-

||| || || 362 || 궁수자리 V4650|| LBV|| style="text-align:right;" | 7.1[43] || style="text-align:right;"| [46] || style="text-align:right;"| 11,300

|-

||| || 99 || 256 || WR 102i || WN9h[42] || style="text-align:right;"| 10.5 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 31,600

|-

||| || 158 || 320 || WR 102d || WN9h[42] || style="text-align:right;"| 10.5 || style="text-align:right;"| || style="text-align:right;"| 35,100

|-

||| || || || 궁수자리 V4998|| LBV|| style="text-align:right;" | 7.5[43] || style="text-align:right;"| - [47] || style="text-align:right;"| 12,000

|}

참조

[1] 논문 Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement
[2] 논문 Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions
[3] 논문 Infrared polarization in the direction to the galactic center
[4] 논문 An IR Quintuplet Near the Galactic Center
[5] 논문 Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 – 0.05
[6] 논문 Spectroscopy and Further Imaging of IRAS Sources Near the Galactic Centre
[7] 논문 Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center
[8] 논문 An infrared quintuplet near the Galactic center
[9] 논문 Mid-infrared imaging and spectroscopy of the enigmatic cocoon stars in the Quintuplet Cluster
[10] 논문 The stellar component of the galaxy as seen by the AFGL infrared sky survey
[11] 논문 AFGL 2004 – an infrared quintuplet near the Galactic center
[12] 논문 Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster
[13] 논문 The Quintuplet cluster
[14] 논문 Massive Stars in the Quintuplet Cluster
[15] 논문 The Galactic WC stars
[16] 논문 The Quintuplet cluster
[17] 논문 The Quintuplet cluster
[18] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[19] 논문 Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center
[20] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[21] 논문 Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster
[22] 논문 The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables
[23] 논문 Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement
[24] 논문 Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions
[25] 논문 Infrared polarization in the direction to the galactic center
[26] 논문 An IR Quintuplet Near the Galactic Center
[27] 논문 Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05
[28] 논문 Spectroscopy and Further Imaging of IRAS Sources Near the Galactic Centre https://archive.org/[...]
[29] 논문 Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center
[30] 논문 An infrared quintuplet near the Galactic center
[31] 논문 Mid-infrared imaging and spectroscopy of the enigmatic cocoon stars in the Quintuplet Cluster
[32] 논문 The stellar component of the galaxy as seen by the AFGL infrared sky survey
[33] 논문 AFGL 2004 - an infrared quintuplet near the Galactic center
[34] 논문 Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster
[35] 논문 Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions
[36] 논문 Infrared polarization in the direction to the galactic center
[37] 논문 Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05
[38] 논문 The Quintuplet cluster
[39] 논문 Massive Stars in the Quintuplet Cluster
[40] 논문 The Galactic WC stars
[41] 논문 The Quintuplet cluster
[42] 논문 The Quintuplet cluster
[43] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[44] 논문 Nature Versus Nurture: Luminous Blue Variable Nebulae in and Near Massive Stellar Clusters at the Galactic Center
[45] 논문 Discovery of a Luminous Blue Variable with an Ejection Nebula Near the Quintuplet Cluster
[46] 논문 Metallicity in the Galactic Center: The Quintuplet Cluster
[47] 논문 The first X-ray survey of Galactic luminous blue variables


본 사이트는 AI가 위키백과와 뉴스 기사,정부 간행물,학술 논문등을 바탕으로 정보를 가공하여 제공하는 백과사전형 서비스입니다.
모든 문서는 AI에 의해 자동 생성되며, CC BY-SA 4.0 라이선스에 따라 이용할 수 있습니다.
하지만, 위키백과나 뉴스 기사 자체에 오류, 부정확한 정보, 또는 가짜 뉴스가 포함될 수 있으며, AI는 이러한 내용을 완벽하게 걸러내지 못할 수 있습니다.
따라서 제공되는 정보에 일부 오류나 편향이 있을 수 있으므로, 중요한 정보는 반드시 다른 출처를 통해 교차 검증하시기 바랍니다.

문의하기 : help@durumis.com

K 밴드 적외선 영역에서 눈에 띄는 별
GCS[36]Q/GMM[37]LHO[38]qF/FMM[39]다른 이름분광형[38]겉보기등급 (KS)[38]광도표면온도 (K)
3-IV175243WR 102daWC9?d7.9~{{cvt|150|K|}