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]
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]
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