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Diferencia entre revisiones de «Cúmulo Quíntuple»

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El '''cúmulo estelar quíntuple''' es un cúmulo denso de estrellas jóvenes y masivas ubicado a 26,000 años luz de la tierra y a solo 100 años luz del [[centro galáctico]], a pesar de tener más de 10 estrellas se le llama quíntuple por el hecho de poseer 5 fuentes infrarrojas prominentes, es junto con el [[Cúmulo Arches|cúmulo de Arches]] los cúmulos estelares mas masivos de la galaxia, debido la gran cantidad de [[polvo estelar]] en las cercanías, su observación es muy difícil, incluso para los telescopios más potentes, sin embargo es posible avistarlo fácilmente por medio de los [[rayos x]], radio y en bandas infrarrojas.
El '''cúmulo estelar quíntuple''' es un cúmulo denso de estrellas jóvenes y masivas ubicado a 26,000 años luz de la tierra y a solo 100 años luz del [[centro galáctico]], se le llama quíntuple por el poseer 5 fuentes infrarrojas prominentes, es junto con el [[Cúmulo Arches|cúmulo de Arches]] los cúmulos estelares más densos y masivos de la galaxia, debido la gran cantidad de [[polvo estelar]] en las cercanías, su observación es muy difícil, incluso para los telescopios más potentes, sin embargo es posible observarlo fácilmente por medio de los [[rayos x]], [[Ondas de radio|radio]] y en [[Radiación infrarroja|bandas infrarrojas]].


El cúmulo quíntuple es menos denso, con menos estrellas masivas y luminosas que el cercano cúmulo arches, pero tiene el privilegio de albergar dos de las extremadamente raras [[Variable luminosa azul|variables luminosas azules]], la [[Estrella Pistola|estrella pistola]] y la no tan conocida [[qF 362]], también alberga una serie se [[Supergigante roja|supegigantes rojas]].
El cúmulo quíntuple es menos denso, con menos estrellas masivas y luminosas que el cercano cúmulo Arches, pero tiene el privilegio de albergar dos de las extremadamente raras [[Variable luminosa azul|variables luminosas azules]], la [[Estrella Pistola|estrella pistola]] y la no tan conocida [[qF 362]],<ref>{{Cita web |url=https://www.nasa.gov/image-feature/goddard/hubble-uncovering-the-secrets-of-the-quintuplet-cluster/ |título=Hubble Uncovering the Secrets of the Quintuplet Cluster |idioma=inglés |editorial=''NASA'' |fechaacceso=10 de noviembre de 2018}}</ref> también alberga una serie se [[Supergigante roja|supegigantes rojas]].<ref>{{Cita web |url=https://www.nasa.gov/image-feature/goddard/hubble-uncovering-the-secrets-of-the-quintuplet-cluster/ |título=Quintuplet Cluster - Constellations: A Guide to the Night Sky |idioma=inglés |editorial=''Constellation Guide'' |fecha=14 de agosto de 2017 |fechaacceso=10 de noviembre de 2018}}</ref>


Según estimaciones el cúmulo estelar tiene una edad aproximada de 4.8 millones de años, lo que lo hace un cúmulo estelar bastante joven.<ref>{{Cita publicación|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988iras....1.....B|título=Infrared astronomical satellite (IRAS) catalogs and atlases. Volume 1: Explanatory supplement|apellidos=A.|nombre=Beichman, C.|apellidos2=G.|nombre2=Neugebauer,|fecha=1988|volumen=1|fechaacceso=2018-09-11|idioma=en|apellidos3=J.|nombre3=Habing, H.|apellidos4=E.|nombre4=Clegg, P.|apellidos5=J.|nombre5=Chester, Thomas}}</ref>
Según estimaciones el cúmulo estelar tiene una edad aproximada de 4.8 millones de años, lo que lo hace un cúmulo estelar bastante joven.


== Descubrimiento ==
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==Propiedades==
El '''cúmulo estelar quíntuple''' fue identificado inicialmente como un par de fuentes infrarrojas en 1983, más tarde fueron denominadas 3 y 4 y se les puso el acrónimo de GCS para Galactic Center Source.
El cúmulo fue identificado en 1983 como un par de fuentes infrarrojas, que más tarde fueron denominadas 3 y 4, y se les agregó el acrónimo GCS o fuente del [[centro galáctico]].{{Harvnp|Kobayashi|Okuda|Sato|1983|p=101}}


GCS-3 fue resuelto mas tarde en otras 4 fuentes etiquetadas  como I-IV, II-IV, III-IV que en conjunto con GCS-4 formaron un cumulo quíntuple compactado en pequeños objetos inusualmente brillantes, que más tarde fueron identificadas como estrellas jóvenes, luminosas y calientes rodeada de polvo estelar.
GCS-3 fue resuelto más tarde en otras 4 fuentes etiquetadas  como I-IV, II-IV, III-IV y IV-IV que en conjunto con GCS-4 formaron el cúmulo quíntuple compactado en pequeños objetos inusualmente brillantes, que más tarde fueron identificadas como estrellas jóvenes, luminosas y calientes rodeada de polvo estelar.{{Harvnp|Okuda|Shibai|Nakagawa|1989|p=281}} Para el año de 1990 ya se habían identificado por lo menos 15 fuentes más en la región del cúmulo. Las estrellas originales se identificaron como Q1, Q2, Q3, Q4 y Q9, con Q5 y Q6 como fuentes adicionales identificadas como parte del mismo cúmulo. Todavía se consideraban protoestrellas enrojecidas por el polvo circundante.{{Harvnp|Glass|Moneti|Moorwood|1990|p=55P}}


En 1994, se identificaron varias estrellas con grandes líneas de emisión de helio en sus espectros, y otras con líneas estrechas de emisiones de hidrógeno. Estas características no son esperadas en protoestrellas y se sugirió que los objetos eran estrellas mucho más evolucionadas.{{Harvnp|Moneti|Glass|Moorwood|1994|p=194–202}} Poco después, dos estrellas de la línea de emisión fueron clasificadas como estrellas Wolf Rayet, y una tercera como una Variable Azul Luminosa, que se pensaba era una de las estrellas más luminosas de la galaxia. Se identificó además un pequeño número de supergigantes rojas, lo que reduce la edad probable del cúmulo.{{Harvnp|Figer|McLean|Morris|1995|p=L29}}
Para el año de 1950 ya se habían identificado por lo menos 15 fuentes más en la región del cumulo. Las estrellas originales se identificaron como Q1, Q2, Q3, Q4 y Q9  con Q5 y ​​Q6 como fuentes adicionales.


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== Propiedades ==
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El cúmulo es observable desde el infrarrojo a 12 [[Minuto de arco|minutos de arco]] al noroeste de [[Sagitario A*]]. Las estrellas del cúmulo y la [[nebulosa Pistola]] tienen velocidades radiales grandes y es probable que se encuentren en [[órbita]] cerca del centro galáctico, a una distancia estimada de 8 [[Pársec|kpc]] y a 30 pc desde Sagitario A*.{{Harvnp|Lang|Figer|Goss|1999|p=2327–2330}}


La edad del cúmulo se estima a partir de las probables edades de las estrellas que lo componen. El mapeo de las estrellas del cúmulo da edades de alrededor de 4 millones de años.{{Harvnp|Schneider|Izzard|De Mink|Langer|2014|p=117}}{{Harvnp|Figer|McLean|Morris|1999|p=202–220}} Sin embargo, se espera que estrellas como las dos (o tres) exploten como [[supernovas]] en 3 millones de años. Se ha sugerido edades entre los 3.3 y 3.6 millones de años. Otra propuesta es que las estrellas altamente masivas restantes se formaron o rejuvenecieron por interacciones binarias.{{Harvnp|Schneider|Izzard|De Mink|Langer|2014|p=117}} La masa de los cúmulos estelares se puede medir integrando la función de masa estelar. Aunque solo se pueden detectar los miembros del grupo más masivos, la función se puede estimar en niveles más bajos, la masa del cúmulo se calcula en alrededor de 10,000 [[Masa solar|M☉]].{{Harvnp|Figer|McLean|Morris|1999|p=202–220}}
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==Estrellas principales==


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== Estrellas principales ==
El cúmulo contiene varias estrellas entre las cuales 21 son del tipo [[Estrella de Wolf-Rayet|Wolf-Rayet]], 2 [[Variable luminosa azul|variables luminosas azules]] y varias [[Supergigante roja|supergigantes rojas]]. También contiene nebulosidad ionizada por estrellas calientes, ubicada entre la Nebulosa Pistola y el centro del cúmulo.{{Harvnp|Liermann|Hamann|Oskinova|2009|p=1137–1166}}
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==Referencias==
== Referencias ==
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== Bibliografía ==
*{{cita publicación |apellidos=Kobayashi |nombre=Y. |apellidos2=Okuda |nombre2=H. |apellidos3=Sato |nombre3=S. |enlaceautor= |año=1983 |título=Infrared polarization in the direction to the galactic center |publicación= |volumen=35 |número= |páginas=101 |ubicación= |editorial=Astronomical Society of Japan |bibcode=1983PASJ...35..101K |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Glass |nombre=I. S. |apellidos2=Moneti |nombre2=A. |apellidos3=Moorwood |nombre3=A. F. M. |enlaceautor= |año=1990 |título=Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05 |publicación= |volumen=242 |número= |páginas=55P |ubicación= |editorial=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |bibcode=1990MNRAS.242P..55G |doi=10.1093/mnras/242.1.55p |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Okuda |nombre=H. |apellidos2=Shibai |nombre2=H. |apellidos3=Nakagawa |nombre3=T. |enlaceautor= |año=1989 |título=An IR Quintuplet Near the Galactic Center |publicación= |volumen=136 |número= |páginas=281 |ubicación= |editorial=Symposium of the International Astronomical Union |bibcode=1989IAUS..136..281O |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Glass |nombre=I. S. |apellidos2=Moneti |nombre2=A. |apellidos3=Moorwood |nombre3=A. F. M. |enlaceautor= |año=1990 |título=Infrared images and photometry of the cluster near G 0.15 - 0.05 |publicación= |volumen=242 |número= |páginas=55P |ubicación= |editorial=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |bibcode=1990MNRAS.242P..55G |doi=10.1093/mnras/242.1.55p |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |bibcode=1995ApJ...447L..29F|título=Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center|editorial=Astrophysical Journal Letters |volumen=447|páginas=L29|apellidos=Figer|nombre=Donald F.|apellidos2=McLean|nombre2=Ian S.|apellidos3=Morris|nombre3=Mark|año=1995|doi=10.1086/309551}}
*{{cita publicación |apellidos=Figer |nombre=Donald F. |apellidos2=McLean |nombre2=Ian S. |apellidos3=Morris |nombre3=Mark |enlaceautor= |año=1995 |título=Two New Wolf-Rayet Stars and a Luminous Blue Variable Star in the Quintuplet (AFGL 2004) near the Galactic Center |publicación= |volumen=447 |número= |páginas=L29 |ubicación= |editorial=Astrophysical Journal Letters |bibcode=1995ApJ...447L..29F |doi=10.1086/309551 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Figer |nombre=Donald F. |apellidos2=McLean |nombre2=Ian S. |apellidos3=Morris |nombre3=Mark |enlaceautor= |año=1999 |título=Massive Stars in the Quintuplet Cluster |publicación= |volumen=514 |número= |páginas=202–220 |ubicación= |editorial=The Astrophysical Journal |bibcode=1999ApJ...514..202F |doi=10.1086/306931 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Lang |nombre=Cornelia C. |apellidos2=Figer |nombre2=Don F. |apellidos3=Goss |nombre3=W. M. |enlaceautor= |año=1999 |título=Radio Detections of Stellar Winds from the Pistol Star and Other Stars in the Galactic Center Quintuplet Cluster |publicación= |volumen=118 |número=5 |páginas=2327–2330 |ubicación= |editorial=The Astronomical Journal |bibcode=1999AJ....118.2327L |doi=10.1086/301092 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Schneider |nombre=F. R. N. |apellidos2=Izzard |nombre2=R. G. |apellidos3=De Mink |nombre3=S. E. |apellidos4=Langer |nombre4=N. |enlaceautor= |año=2014 |título=Ages of Young Star Clusters, Massive Blue Stragglers, and the Upper Mass Limit of Stars: Analyzing Age-dependent Stellar Mass Functions |publicación= |volumen=780 |número=2 |páginas=117 |ubicación= |editorial=The Astrophysical Journal |bibcode=2014ApJ...780..117S |doi=10.1088/0004-637X/780/2/117 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Figer |nombre=Donald F. |apellidos2=McLean |nombre2=Ian S.. |apellidos3=Morris |nombre3=Mark |enlaceautor= |año=1999 |título=Massive Stars in the Quintuplet Cluster |publicación= |volumen=514 |número= |páginas=202–220 |ubicación= |editorial=The Astrophysical Journal |bibcode=1999ApJ...514..202F |doi=10.1086/306931 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}
*{{cita publicación |apellidos=Liermann |nombre=A. |apellidos2=Hamann |nombre2=W.-R. |apellidos3=Oskinova |nombre3=L. M. |enlaceautor= |año=2009 |título=The Quintuplet cluster |publicación= |volumen=494 |número=3 |páginas=1137–1166 |ubicación= |editorial=Astronomy and Astrophysics |bibcode=2009A&A...494.1137L |doi=10.1051/0004-6361:200810371 |fechaacceso=30 de octubre de 2018}}

== Enlaces externos ==
{{Traducido ref|en|Quintuplet cluster|oldid=859550126}}

{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Cúmulos estelares]]
[[Categoría:Cúmulos abiertos]]
[[Categoría:Constelación de Sagitario]]

Revisión actual - 21:44 18 mar 2023

Cúmulo Quíntuple
Datos de observación
(Época J2000.0)
Tipo Cúmulo abierto
Ascensión recta 17h 46 m 13,9 s
Declinación -28° 49′ 48′′
Distancia 26092.5 al (7999 pársec)
Magnitud aparente (V) + 9,2
Tamaño aparente (V) 50 minutos de arco
Constelación Sagitario
Características físicas
Masa (± 9,000 M☉)
Edad estimada ± 4.8 Gyr
Otras características Cúmulo estelar con estrellas luminosas, calientes y masivas.
Otras designaciones
IRAS 17430-2848, G000.16-00.06
[editar datos en Wikidata]

El cúmulo estelar quíntuple es un cúmulo denso de estrellas jóvenes y masivas ubicado a 26,000 años luz de la tierra y a solo 100 años luz del centro galáctico, se le llama quíntuple por el poseer 5 fuentes infrarrojas prominentes, es junto con el cúmulo de Arches los cúmulos estelares más densos y masivos de la galaxia, debido la gran cantidad de polvo estelar en las cercanías, su observación es muy difícil, incluso para los telescopios más potentes, sin embargo es posible observarlo fácilmente por medio de los rayos x, radio y en bandas infrarrojas.

El cúmulo quíntuple es menos denso, con menos estrellas masivas y luminosas que el cercano cúmulo Arches, pero tiene el privilegio de albergar dos de las extremadamente raras variables luminosas azules, la estrella pistola y la no tan conocida qF 362,[1]​ también alberga una serie se supegigantes rojas.[2]​

Según estimaciones el cúmulo estelar tiene una edad aproximada de 4.8 millones de años, lo que lo hace un cúmulo estelar bastante joven.

Descubrimiento

[editar]

El cúmulo fue identificado en 1983 como un par de fuentes infrarrojas, que más tarde fueron denominadas 3 y 4, y se les agregó el acrónimo GCS o fuente del centro galáctico.[3]​

GCS-3 fue resuelto más tarde en otras 4 fuentes etiquetadas  como I-IV, II-IV, III-IV y IV-IV que en conjunto con GCS-4 formaron el cúmulo quíntuple compactado en pequeños objetos inusualmente brillantes, que más tarde fueron identificadas como estrellas jóvenes, luminosas y calientes rodeada de polvo estelar.[4]​ Para el año de 1990 ya se habían identificado por lo menos 15 fuentes más en la región del cúmulo. Las estrellas originales se identificaron como Q1, Q2, Q3, Q4 y Q9, con Q5 y Q6 como fuentes adicionales identificadas como parte del mismo cúmulo. Todavía se consideraban protoestrellas enrojecidas por el polvo circundante.[5]​

En 1994, se identificaron varias estrellas con grandes líneas de emisión de helio en sus espectros, y otras con líneas estrechas de emisiones de hidrógeno. Estas características no son esperadas en protoestrellas y se sugirió que los objetos eran estrellas mucho más evolucionadas.[6]​ Poco después, dos estrellas de la línea de emisión fueron clasificadas como estrellas Wolf Rayet, y una tercera como una Variable Azul Luminosa, que se pensaba era una de las estrellas más luminosas de la galaxia. Se identificó además un pequeño número de supergigantes rojas, lo que reduce la edad probable del cúmulo.[7]​

Propiedades

[editar]

El cúmulo es observable desde el infrarrojo a 12 minutos de arco al noroeste de Sagitario A*. Las estrellas del cúmulo y la nebulosa Pistola tienen velocidades radiales grandes y es probable que se encuentren en órbita cerca del centro galáctico, a una distancia estimada de 8 kpc y a 30 pc desde Sagitario A*.[8]​

La edad del cúmulo se estima a partir de las probables edades de las estrellas que lo componen. El mapeo de las estrellas del cúmulo da edades de alrededor de 4 millones de años.[9]​[10]​ Sin embargo, se espera que estrellas como las dos (o tres) exploten como supernovas en 3 millones de años. Se ha sugerido edades entre los 3.3 y 3.6 millones de años. Otra propuesta es que las estrellas altamente masivas restantes se formaron o rejuvenecieron por interacciones binarias.[9]​ La masa de los cúmulos estelares se puede medir integrando la función de masa estelar. Aunque solo se pueden detectar los miembros del grupo más masivos, la función se puede estimar en niveles más bajos, la masa del cúmulo se calcula en alrededor de 10,000 M☉.[10]​

Estrellas principales

[editar]

El cúmulo contiene varias estrellas entre las cuales 21 son del tipo Wolf-Rayet, 2 variables luminosas azules y varias supergigantes rojas. También contiene nebulosidad ionizada por estrellas calientes, ubicada entre la Nebulosa Pistola y el centro del cúmulo.[11]​

Clase Otras designaciones Tipo espectral Magnitud aparente Luminosidad Temperatura (k)
3-I WR 102dd WC9d +7.8 ~ 150,000 ~ 45,000
3-II WR 102dc WC9d + OB +6.7 ~ 150,000 ~ 45,000
3-III WR 102db WC9? D +9.2 ~ 200,000 ~ 45,000
3-IV WR 102da WC9? D +7.9 ~ 150,000 ~ 45,000
4 WR 102ha WC8 / 9d + OB +7.2 ~ 200,000 ~ 50,000
V4646 Sgr M2 I +8.6 24,000 3,600
WC9d +9.3 ~ 150,000 ~ 45,000
M6 I +7.2 47,000 3,274
WR 102hb WN9h +9.6 2,600,000 25,100
WR 102ea WN9h +8.8 2,500,000 25,100
WR 102f WC8 +10.4 ~ 200,000 ~ 60,000
O6-8 I eq +9.6 ~ 1,200,000 ~ 35,000
O6-8 I fe +9.4 ~ 1.400.000 ~ 35,000
O6-8 I f +8.7 ~ 2,500,000 ~ 35,000
O6-8 I f (Of / WN) +10.6 1,600,000 25,100
Estrella Pistola LBV +7.3 1,600,000 11,800
V4650 Sgr LBV +7.1 1,800,000 11,300
WR 102i WN9h +10.5 1,500,000 31,600
WR 102d WN9h +10.5 1,200,000 35,100
V4998 Sgr LBV +7.5 1,600,000 12,00

Referencias

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  1. ↑ «Hubble Uncovering the Secrets of the Quintuplet Cluster» (en inglés). NASA. Consultado el 10 de noviembre de 2018. 
  2. ↑ «Quintuplet Cluster - Constellations: A Guide to the Night Sky» (en inglés). Constellation Guide. 14 de agosto de 2017. Consultado el 10 de noviembre de 2018. 
  3. ↑ Kobayashi, Okuda y Sato, 1983, p. 101.
  4. ↑ Okuda, Shibai y Nakagawa, 1989, p. 281.
  5. ↑ Glass, Moneti y Moorwood, 1990, p. 55P.
  6. ↑ Moneti, Glass y Moorwood, 1994, p. 194–202.
  7. ↑ Figer, McLean y Morris, 1995, p. L29.
  8. ↑ Lang, Figer y Goss, 1999, p. 2327–2330.
  9. ↑ a b Schneider et al., 2014, p. 117.
  10. ↑ a b Figer, McLean y Morris, 1999, p. 202–220.
  11. ↑ Liermann, Hamann y Oskinova, 2009, p. 1137–1166.

Bibliografía

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Enlaces externos

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