{{위키데이터 속성 추적}}
{{성단 정보
| 이름 = 다섯쌍둥이 성단
| 그림 = [[파일:Uncovering the secrets of the Quintuplet Cluster.jpg|280px]]
| 그림설명 = 다섯쌍둥이 성단의 적외선 이미지
'''출처''': ESA/Hubble & NASA
| 역기점 = J2000.
| 별자리 = 궁수자리
| 적경 = {{RA|17|46|13.9}}<ref name=beichman>{{저널 인용|bibcode=1988iras....1.....B|title=Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement|journal=Infrared Astronomical Satellite (IRAS) Catalogs and Atlases. Volume 1: Explanatory Supplement|volume=1|last1=Beichman|first1=C. A.|last2=Neugebauer|first2=G.|last3=Habing|first3=H. J.|last4=Clegg|first4=P. E.|last5=Chester|first5=Thomas J.|year=1988}}</ref>
| 적위 = {{DEC|−28|49|48}}<ref name=beichman/>
| 거리 = 26,000[[광년]](8,000[[파섹]])<ref name=mauerhan/>
| 겉보기등급 =
| 나이 = 4.8 million years<ref name=schneider>{{저널 인용|bibcode=2014ApJ...780..117S|title=Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions|journal=The Astrophysical Journal|volume=780|issue=2|pages=117|last1=Schneider|first1=F. R. N.|last2=Izzard|first2=R. G.|last3=De Mink|first3=S. E.|author3-link=Selma de Mink|last4=Langer|first4=N.|last5=Stolte|first5=A.|last6=De Koter|first6=A.|last7=Gvaramadze|first7=V. V.|last8=Hußmann|first8=B.|last9=Liermann|first9=A.|last10=Sana|first10=H.|year=2014|doi=10.1088/0004-637X/780/2/117|arxiv = 1312.0607 |s2cid=28410959 }}</ref>
| 크기 = 50" (2 파섹)<ref name=figer/>
| 질량 = 10,000<ref name=figer/> {{태양질량}}
| 특징 =  [[은하 중심]] 근처의 무겁고 젊은 별들로 이루어진 밀집된 성단, 광학적으로 가려져 있다.
}}

'''다섯쌍둥이 성단'''은 [[은하 중심]]에서 약 100광년 떨어져 있는 무겁고 젊은 별들로 이루어진 밀집된 성단으로 이름은 안에 5개의 눈에 띄는 적외선원이 있다는 것에서 유래되었다. 이 성단은 [[아치스 성단]]과 함께 은하 중심 가까이에 있는 두 성단 중 하나로 근처의 먼지로 인해 심하게 [[소광]]되어 광학 관측은 불가능하며 [[X선천문학|X선]], [[전파천문학|전파]] 및 [[적외선천문학|적외선]] 대역에서 연구되어야 한다.

다섯쌍둥이 성단은 근처의 아치스 성단보다 덜 밀집되어 있고 가장 [[질량이 큰 항성 목록|무겁고]] [[광도 순 항성 목록|밝은]] 별이 적지만 매우 희귀한 두 개의 [[밝은 청색 변광성]]인 [[피스톨별]]과 잘 알려지지 않은 [[궁수자리 V4650|qF 362]] (일명 V4650 Sgr) 그리고 불과 몇 파섹 거리에 있는 [[궁수자리 V4998]]을 포함한다는 차이가 있다.<ref name=mauerhan/> 또한 이 성단에는 다수의 적색초거성도 포함되어 있는데 이 모든 것은 이 성단이 약 400만 살의 약간 더 진화된 성단임을 시사한다.<ref name=hr/>

== 발견과 명명 ==
[[파일:Quintuplet cluster.jpg|섬네일|upright=1.0|left|중앙 바로 아래의 4개의 밝은 붉은 별의 사다리꼴과 그 왼쪽의 1개의 별이 원래의 다섯쌍둥이다. (HST/NICMOS 이미지)]] 다섯쌍둥이는 원래 1983년에 은하 중심에 대한 2.5 미크론 파장대 조사에서 한 쌍의 적외선원으로 식별되었다.<ref name=kobayashi>{{저널 인용|bibcode=1983PASJ...35..101K|title=Infrared polarization in the direction to the galactic center|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=35|pages=101|last1=Kobayashi|first1=Y.|last2=Okuda|first2=H.|last3=Sato|first3=S.|last4=Jugaku|first4=J.|last5=Dyck|first5=H. M.|year=1983}}</ref> 이 두 방출원에 3과 4의 번호가 지정되었고 나중에 Galactic Center Source의 약어 GCS로 언급되었으며 GCS-3은 나중에 I~IV로 표시된 4개의 광원으로 분해되어 GCS-4와 함께 유난히 밝은 작은 물체로 구성된 다섯쌍둥이를 형성했다. 방출원들은 먼지 껍질로 둘러싸여 극도로 붉어진 젊고 뜨겁고 빛나는 별로 추정되었다.<ref name=okuda>{{저널 인용|bibcode=1989IAUS..136..281O|title=An IR Quintuplet Near the Galactic Center|journal=The Center of the Galaxy: Proceedings of the 136th Symposium of the International Astronomical Union|volume=136|pages=281|last1=Okuda|first1=H.|last2=Shibai|first2=H.|last3=Nakagawa|first3=T.|last4=Matsuhara|first4=H.|last5=Kobayashi|first5=Y.|last6=Hayashi|first6=M.|last7=Kaifu|first7=N.|last8=Nagata|first8=T.|last9=Gatley|first9=I.|last10=Geballe|first10=T.|year=1989}}</ref>

1990년에 다섯쌍둥이 영역의 총 15개 방출원이 여러 파장대에서 더 자세히 연구되었으며 나중에 Q 또는 GMM(저자 Glass, Moneti, Moorwood의 이름을 딴 것) 번호로 참조되었다. 원래 별 5개는 Q1, Q2, Q3, Q4, Q9라는 숫자로 식별되었으며 추가 방출원 Q5와 Q6은 동일한 성단의 일부로 식별되었고 별들은 여전히 주변의 먼지로 인해 붉어지는 원시별들로 여겨졌다.<ref name=gmm>{{저널 인용|bibcode=1990MNRAS.242P..55G|title=Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=242|pages=55P–58P|last1=Glass|first1=I. S.|last2=Moneti|first2=A.|last3=Moorwood|first3=A. F. M.|year=1990|doi=10.1093/mnras/242.1.55p|doi-access=free}}</ref>

1994년에 몇몇 별들이 스펙트럼에서 넓은 [[헬륨]] 방출선을 갖는 것으로 확인되었으며 일부는 좁은 [[수소]] 방출선을 나타냈는데 이는 원시별에게는 완전히 예상되지 않은 일이었으며 오히려 그 물체가 훨씬 더 진화된 별임을 시사했다.<ref name=moneti>{{저널 인용|bibcode=1994MNRAS.268..194M|title=Spectroscopy and Further Imaging of IRAS Sources Near the Galactic Centre|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=268|pages=194–202|last1=Moneti|first1=A.|last2=Glass|first2=I. S.|last3=Moorwood|first3=A. F. M.|year=1994|doi=10.1093/mnras/268.1.194|doi-access=free}}</ref>  얼마 지나지 않아 두 개의 방출선 별은 볼프-레이에별로 분류되었고 세 번째 별은 은하계에서 가장 빛나는 별 중 하나로 생각되는 밝은 청색변광성으로 분류되었다. 소수의 적색초거성도 확인되었고 성단의 연령 범위가 좁아졌다.<ref name=fmm95>{{저널 인용|bibcode=1995ApJ...447L..29F|title=Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center|journal=Astrophysical Journal Letters |volume=447|pages=L29–L32|last1=Figer|first1=Donald F.|last2=McLean|first2=Ian S.|last3=Morris|first3=Mark|year=1995|doi=10.1086/309551|doi-access=free}}</ref>

1999년의 성단에 있는 거의 600개에 달하는 별에 대한 연구에 따르면 다섯쌍둥이 성단에는 알려진 어떤 성단보다 더 많은 볼프-레이에별과 두 번째의 밝은 청색변광성이 포함되어 있는 것으로 나타났으며 이 조사의 숫자는 qF로 표시되거나 때로는 세 명의 저자 모두의 이름을 따서 FMM으로 표시되었다(하지만 QMM은 아니다).<ref name=figer/>  성단에 대한 2008년 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.<ref>{{저널 인용|doi=10.1086/168447|title=An infrared quintuplet near the Galactic center|journal=The Astrophysical Journal|volume=351|pages=89|year=1990|last1=Okuda|first1=Haruyuki|last2=Shibai|first2=Hiroshi|last3=Nakagawa|first3=Takao|last4=Matsuhara|first4=Hideo|last5=Kobayashi|first5=Yukiyasu|last6=Kaifu|first6=Norio|last7=Nagata|first7=Tetsuya|last8=Gatley|first8=I.|last9=Geballe|first9=T. R.|bibcode=1990ApJ...351...89O|doi-access=free}}</ref><ref>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:20000192|title=Mid-infrared imaging and spectroscopy of the enigmatic cocoon stars in the Quintuplet Cluster|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=366|pages=106–120|year=2001|last1=Moneti|first1=A.|last2=Stolovy|first2=S.|last3=Blommaert|first3=J. A. D. L.|last4=Figer|first4=D. F.|last5=Najarro|first5=F.|bibcode=2001A&A...366..106M|arxiv = astro-ph/0010558 |s2cid=9973563 }}</ref>

또한 이 성단은 공군 지구물리학 연구소 조사에서 4.2미크론의 1 등급 "항성" 발생원으로 분류되었으며 번호는 2004 (AFGL 2004)의 번호를 부여받았다.<ref name=afgl>{{저널 인용|bibcode=1983ApJS...53..413G|title=The stellar component of the galaxy as seen by the AFGL infrared sky survey|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=53|pages=413|last1=Gullixson|first1=C.|last2=Gehrz|first2=R. D.|last3=Hackwell|first3=J. A.|last4=Grasdalen|first4=G. L.|last5=Castelaz|first5=M.|year=1983|doi=10.1086/190897|doi-access=free}}</ref><ref name=nagata>{{저널 인용|bibcode=1990ApJ...351...83N|title=AFGL 2004 - an infrared quintuplet near the Galactic center|journal=Astrophysical Journal|volume=351|pages=83|last1=Nagata|first1=Tetsuya|last2=Woodward|first2=Charles E.|last3=Shure|first3=Mark|last4=Pipher|first4=Judith L.|last5=Okuda|first5=Haruyuki|year=1990|doi=10.1086/168446}}</ref>

== 특징 ==
[[파일:Ssc2006-02b.jpg|섬네일|upright=1.2|left|은하 중심의 중적외선 이미지, 다섯쌍둥이 성단의 별들이 상단 이미지 왼쪽 가운데와 하단 두번째 이미지에 가장 밝은 방출원으로 나타나 있다.]]
[[파일:Quintuplet cluster region (1002.3379).jpg|섬네일|upright=1.2|right|다섯쌍둥이 성단의 가장 밝은 별들의 이미지, [[궁수자리 V4998]], [[피스톨별]] 그리고 [[qF362|궁수자리 v4650]]]]

다섯쌍둥이 성단은 적외선 파장대에서 [[궁수자리 A*]]의 북서쪽으로 12분 거리에 보인다. 성단의 별과 [[피스톨성운]]과 같은 관련 물체는 은하 중심에 가까운 궤도를 돌고 있을 가능성이 큰 방사형 속도를 가지므로 성단은 은하 중심과 물리적으로 연관되어 있는 것으로 생각된다.<ref name=figer/> 은하 중심은 약 8,000파섹 떨어져 있는 것으로 간주되므로 다섯쌍둥이 성단은 궁수자리 A*에서 30파섹 떨어져 있을 것이다.<ref name=lang>{{저널 인용|doi=10.1086/301092|title=Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster|journal=The Astronomical Journal|volume=118|issue=5|pages=2327–2330|year=1999|last1=Lang|first1=Cornelia C.|last2=Figer|first2=Don F.|last3=Goss|first3=W. M.|last4=Morris|first4=Mark|bibcode=1999AJ....118.2327L|arxiv = astro-ph/9907176 |s2cid=12515939 }}</ref>

다섯쌍둥이 성단의 나이는 구성원들의 예상 나이로 추정할 수 있고 성단의 별을 [[항성 진화|진화론]]적 등시성으로 매핑할 경우 약 400만 살의 나이가 도출된다.<ref name="schneider">{{저널 인용|bibcode=2014ApJ...780..117S|title=Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions|journal=The Astrophysical Journal|volume=780|issue=2|pages=117|last1=Schneider|first1=F. R. N.|last2=Izzard|first2=R. G.|last3=De Mink|first3=S. E.|author3-link=Selma de Mink|last4=Langer|first4=N.|last5=Stolte|first5=A.|last6=De Koter|first6=A.|last7=Gvaramadze|first7=V. V.|last8=Hußmann|first8=B.|last9=Liermann|first9=A.|last10=Sana|first10=H.|year=2014|doi=10.1088/0004-637X/780/2/117|arxiv = 1312.0607 |s2cid=28410959 }}</ref><ref name=figer/>  그러나 2개(또는 3개)의 LBV와 같은 별은 300만 년 이내에 [[초신성]]폭발을 일으킬 것으로 예상되는데 이는 명백한 문제므로 나이는 330만~360만년 정도로 낮거나 별 형성이 100만년 이상 엇갈리게 이루어졌다고 제안되었다.<ref name=hr/> 또 다른 제안은 남아 있는 매우 무거운 별이 쌍성 상호 작용에 의해 형성되거나 젊어졌다는 것이다.<ref name=schneider/>

성단의 별들의 질량은 항성 [[초기질량함수|질량 함수]]를 [[적분]]하여 측정할 수 있다. 가장 무거운 성단 구성원만 감지될 수 있지만 질량 함수는 더 낮은 수준으로 추정될 수 있으며 성단의 질량은 약 10,000 {{태양질량}}로 계산된다.<ref name=figer/>

==구성원==

다섯쌍둥이 성단은 [[볼프–레이에별]] 21개, [[밝은 청색변광성]] 2개(근처의 폭주성 [[궁수자리 V4998]] 포함 시 3개), 다수의 [[적색초거성]]을 포함하여 무겁고 다소 진화된 수많은 별을 포함하고 있다. 또한 뜨거운 별에 의해 이온화된 성운이 존재하는데 가장 유명한 것은 [[피스톨별]]과 다섯쌍둥이 성단 사이의 [[피스톨성운]]이다.<ref name=liermann/>

{| class="wikitable sortable"
|+ 눈에 띄는 별 (K 밴드 적외선 영역에서)
|-
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"| GCS<ref name="kobayashi">{{저널 인용|bibcode=1983PASJ...35..101K|title=Infrared polarization in the direction to the galactic center|journal=Publications of the Astronomical Society of Japan|volume=35|pages=101|last1=Kobayashi|first1=Y.|last2=Okuda|first2=H.|last3=Sato|first3=S.|last4=Jugaku|first4=J.|last5=Dyck|first5=H. M.|year=1983}}</ref>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"| Q/GMM<ref name="gmm">{{저널 인용|bibcode=1990MNRAS.242P..55G|title=Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=242|pages=55P–58P|last1=Glass|first1=I. S.|last2=Moneti|first2=A.|last3=Moorwood|first3=A. F. M.|year=1990|doi=10.1093/mnras/242.1.55p|doi-access=free}}</ref>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"| LHO<ref name=liermann>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361:200810371|title=The Quintuplet cluster|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=494|issue=3|pages=1137–1166|year=2009|last1=Liermann|first1=A.|last2=Hamann|first2=W.-R.|last3=Oskinova|first3=L. M.|bibcode=2009A&A...494.1137L|arxiv = 0809.5199 |s2cid=260300 }}</ref>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:60px;"| qF/FMM<ref name=figer>{{저널 인용|doi=10.1086/306931|title=Massive Stars in the Quintuplet Cluster|journal=The Astrophysical Journal|volume=514|pages=202–220|year=1999|last1=Figer|first1=Donald F.|last2=McLean|first2=Ian S.|last3=Morris|first3=Mark|bibcode=1999ApJ...514..202F|arxiv = astro-ph/9903281 |s2cid=15816020 }}</ref>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:80px;"| 다른 이름
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| 분광형<ref name=liermann/>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| 겉보기등급 (K<sub>S</sub>)<ref name=liermann/>
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| 광도({{solar luminosity}})
!  style="vertical-align:top; background:#efefef; width:100px;"| 표면온도 (K)
|-
| 3-IV || 1 || 75 || 243 || [[WR 102da]] || WC9?d || style="text-align:right;"| 7.9 || style="text-align:right;"| ~150,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~45,000<ref name=sander>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201117830|title=The Galactic WC stars|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=540|pages=A144|year=2012|last1=Sander|first1=A.|last2=Hamann|first2=W.-R.|last3=Todt|first3=H.|bibcode=2012A&A...540A.144S|arxiv = 1201.6354 |s2cid=119182468 }}</ref>
|-
| 3-II || 2 || 42 || 231 || [[WR 102dc]] || WC9d + OB || style="text-align:right;"| 6.7 || style="text-align:right;"| ~150,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~45,000<ref name=sander/>
|-
| 4 || 3 || 19 || 211 || [[WR 102ha]] || WC8/9d + OB || style="text-align:right;"| 7.2 || style="text-align:right;"| ~200,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~50,000<ref name=sander/>
|-
| 3-I || 4 || 84 || 251 || [[WR 102dd]] || WC9d || style="text-align:right;"| 7.8 || style="text-align:right;"| ~150,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~45,000<ref name=sander/>
|-
||| 5 || 115 || 270N || [[궁수자리 V4646]] || M2 I || style="text-align:right;"| 8.6 (var?) || style="text-align:right;"| 24,000<ref name=hr/> || style="text-align:right;"| 3,600<ref name=hr/>
|-
||| 6 || 79 || 250 || || WC9d || style="text-align:right;"| 9.3 || style="text-align:right;"| ~150,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~45,000<ref name=sander/>
|-
||| 7 || 7 || 192 || || M6 I || style="text-align:right;"| 7.6 || style="text-align:right;"| 47,000<ref name=hr>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/201117534|title=The Quintuplet cluster|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=540|pages=A14|year=2012|last1=Liermann|first1=A.|last2=Hamann|first2=W.-R.|last3=Oskinova|first3=L. M.|bibcode=2012A&A...540A..14L|arxiv = 1203.2435 |s2cid=118741449 }}</ref> || style="text-align:right;"| 3,274<ref name=hr/>
|-
||| 8 || 67 || 240 || [[WR 102hb]] || WN9h<ref name=hr/> || style="text-align:right;"| 9.6 || style="text-align:right;"| 2,600,000<ref name=wn>{{저널 인용|doi=10.1051/0004-6361/200912612|title=The Quintuplet cluster|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=524|pages=A82|year=2010|last1=Liermann|first1=A.|last2=Hamann|first2=W.-R.|last3=Oskinova|first3=L. M.|last4=Todt|first4=H.|last5=Butler|first5=K.|bibcode=2010A&A...524A..82L|arxiv = 1011.5796 |s2cid=30091594 }}</ref> || style="text-align:right;"| 25,100<ref name=wn/>
|-
| 3-III || 9 || 102 || 258 || [[WR 102db]] || WC9?d || style="text-align:right;"| 9.2 || style="text-align:right;"| ~200,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~45,000<ref name=sander/>
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||| 11 || 47 || 235N || [[WR 102f]] || WC8 || style="text-align:right;"| 10.4 || style="text-align:right;"| ~200,000<ref name=sander/> || style="text-align:right;"| ~60,000<ref name=sander/>
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== 각주 ==
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== 외부 링크 ==
* {{cite simbad|title=IRAS 17430-2848}}
* [[SIMBAD]]의 [http://webviz.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?RAFGL%202004 Revised AFGL (RAFGL) Catalogue]

[[분류:산개성단]]
[[분류:궁수자리]]