Скупчення П'ять близнят () — це щільне зоряне скупчення масивних молодих зір поблизу Галактичного центру (GC). Назва походить від п'яти значних джерел інфрачервоного випромінення, розташованих у скупченні. Разом зі скупченням Арки воно є одним із двох скупчень, розташованих поблизу центру Галактики. Внаслідок сильного міжзоряного поглинання у його оточенні скупчення П'ять близнят не спостерігається у видимому світлі, але його можна досліджувати у рентгенівському, радіо- та інфрачервоних хвилях.

Скупчення П'ять близнят є менш компактним ніж розташоване неподалік скупчення Арки, з меншою кількістю дуже масивних та яскравих зір. Однак в ньому розташовані дві рідкісні яскраві блакитні змінні — зоря Пістолет та менш відома FMM 362, і третя лише у декількох парсеках від нього.  Скупчення також містить декілька червоних надгігантів, що може вказувати на його більший вік, бл. 4 мільйонів років.

Відкриття та найменування 

Скупчення П'ять близнят спочатку було ідентифіковано 1983 року як два інфрачервоні джерела у спостереженні центру Галактики на 2,5 мікрона. Ці два джерела отримали номери 3 та 4, а пізніше перед номерами акронім GCS від англійського «джерело центру Галактики». При більшому розширенні GCS-3 виявилось чотирма джерелами, які отримали номери I—IV, і разом з GCS-4 сформували компактну п'ятірку незвичайно яскравих малих об'єктів. Було висунуто припущення, що це молоді яскраві зорі, оточені пиловими оболонками, а тому сильно зміщені у червоні довжини хвиль.

У 1990 році у скупченні П'ять близнят було детально і на різних хвилях досліджено 15 джерел випромінення, які пізніше отримали позначки Q або GMM (за авторами дослідження Глассом, Монеті та Морвудом) з номерами. Початкові п'ять зір отримали номери  Q1, Q2, Q3, Q4 та Q9, і до них додані Q5 та Q6 як належні до одного скупчення. На той час їх все ще вважали протозорями, червоними від навколишнього пилу.

У 1994 році у спектрах декількох з цих зір ідентифікували широкі лінії випромінення гелію, а декілька демонстрували і вузькі лінії випромінення водню. Це суперечило гіпотезі про протозорі та вказувало, що об'єкти є більш зрілими зорями. Невдовзі після цього дві з зір із лініями випромінення були класифіковані як зорі Вольфа — Рає, а третя — як яскрава блакитна змінна, яку вважали однією з найяскравіших у нашій Галактиці. Також була ідентифікована невелика кількість червоних гігантів, що далі звузило ймовірний вік скупчення.

У 1999 році було проведено дослідження майже 600 зір скупчення, за результатами якого встановлено, що у скупченні П'ять близнят більше зір Вольфа — Рає, ніж у будь-якому іншому відомому скупченні, а також виявлено другу яскраву блакитну змінну. Зорі з цього дослідження мають нумерацію з літерами qF, або деколи FMM за всіма трьома його авторами (але не QMM). Дослідження скупчення 2008 року використовувало для зір скупчення номери з LHO, та уточнило статус незвичайних почервонілих зір Вольфа — Рає як підтип WC зір Вольфа — Рає (тобто з вуглецевими лініями), оточений пиловою хмарою, яка за гіпотезою утворилася від зіткнення зоряних вітрів зорі Вольфа — Рає та її менш розвиненого компаньйона класу OB.

Скупчення також було внесено до каталогу як «зоряне» джерело першої величини на хвилі 4,2 мікрона під час дослідження «Air Force Geophysics Lab» та отримало номер 2004 (AFGL 2004).

Характеристики

Скупчення П'ять близнят можна побачити (в інфрачервоному випроміненні) у 12 кутових хвилинах на північний захід від об'єкта Стрілець A*. Зорі скупчення та пов'язані з ними об'єкти, такі як туманність Пістолет мають значні променеві швидкості, можливі лише за рахунок орбіти поблизу галактичного центру, тому вважається, що це скупчення фізично пов'язано з центром Галактики. Вважається, що галактичний центр розташований у 8000 парсеках від скупчення, тому прогнозована відстань від Скупчення П'ять близнят до Стрілець A* становить 30 парсеків.

Вік скупчення П'ять близнят оцінюється за ймовірним віком його зір, і за результатами розташування зір скупчення на еволюційних ізохронах, становить бл. 4 мільйонів років. Однак вважається, що яскраві блакитні змінні вибухають надновими в межах трьох мільйонів років, що не узгоджується з визначеним віком. Запропоновані гіпотези, що вік скупчення може становити 3,3—3,6 мільйона років, або що формування зір у скупченні було повільним і тривало мільйон або більше років. Ще одна гіпотеза каже, що надмасивні зорі у скупченні сформувалися або омолодилися внаслідок взаємодії у подвійних зоряних системах.

Маси зоряних скупчень визначаються інтегруванням зоряної функції маси. І хоча побачити можливо лише найбільш масивні зорі скупчення, функцію маси можна зменшити на нижчі значення. Маса цього скупчення була визначена на рівні бл. 10 000 M☉.

Зорі скупчення До скупчення П'ять близнят входить ряд масивних та розвинених зір, у тому числі 21 зоря Вольфа — Рає, 2 яскраві блакитні змінні (три, якщо включати розташовану поруч втікачку V4998 Стрільця) та ряд червоних надгігантів. Також до скупчення належать туманності, іонізовані гарячими зорями, найбільш відома з яких туманність Пістолет, розташована між зорею Пістолет та центром скупчення.

+ Яскраві зорі (у інфрачервоному діапазоні K) GCS Q/GMM LHO qF/FMM Інші назви Спектральний клас Зоряна величина (KS) Світність (світностей Сонця) Температура (K) 3-IV 1 75 243 WR 102da WC9?d 7,9 ~150 000 ~45 000 3-II 2 42 231 WR 102dc WC9d + OB 6,7 ~150 000 ~45 000 4 3 19 211 WR 102ha WC8/9d + OB 7,2 ~200 000 ~50 000 3-I 4 84 251 WR 102dd WC9d 7,8 ~150 000 ~45 000 5 115 270N V4646 Стрільця M2 I 8,6 (var?) 24 000 3 600 6 79 250 WC9d 9,3 ~150 000 ~45 000 7 7 192 M6 I 7,6 47 000 3 274 8 67 240 WR 102hb WN9h 9,6 2 600 000 25,100 3-III 9 102 258 WR 102db WC9?d 9,2 ~200 000 ~45 000 10 71 241 WR 102ea WN9h 8,8 2 500 000 25 100 11 47 235N WR 102f WC8 10,4 ~200 000 ~60 000 12 77 278 O6-8 I eq? 9,6 ~1 200 000 ~35 000 13 100 257 O6-8 I fe 9,4 ~1 400 000 ~35 000 14 146 307A O6-8 I f? 8,7 ~2 500 000 ~35 000 15 110 270S O6-8 I f (Of/WN?) 10,6 1 600 000 25 100 134 зоря Пістолет яскрава блакитна змінна 7,3 1 600 000 11 800 362 V4650 Стрільця яскрава блакитна змінна 7,1 1 800 000 11 300 99 256 WR 102i WN9h 10,5 1 500 000 31 600 158 320 WR 102d WN9h 10,5 1 200 000 35 100 V4998 Стрільця яскрава блакитна змінна 7,5 1 600 000 — 4 000 000 12 000

Примітки

Посилання IRAS 17430-2848, на SIMBAD Каталог RAFGL на SIMBAD