Grupo de quintillizos

El Cúmulo Quintuplete es un denso cúmulo de estrellas jóvenes y masivas situado a unos 100 años luz del Centro Galáctico (CG). Su nombre proviene del hecho de que alberga cinco fuentes infrarrojas prominentes. Junto con el Cúmulo de Arches, es uno de los dos cúmulos ubicados en la región inmediata del CG. Debido a la fuerte extinción causada por el polvo en sus proximidades, es invisible a la observación óptica y debe estudiarse en las bandas de rayos X , radio e infrarrojo . Se clasifica como un cúmulo infrarrojo.

El Quintuplete es menos compacto que el cercano Cúmulo de Arches , con menos estrellas masivas y luminosas, pero tiene la particularidad de albergar dos variables azules luminosas extremadamente raras : la Estrella Pistola y la menos conocida qF 362 (también conocida como V4650 Sgr), y una tercera, V4998 Sagittarii , a solo unos pársecs de distancia. ^{[ 2 ]} También contiene varias supergigantes rojas, lo que sugiere un cúmulo ligeramente más evolucionado, de unos 4 millones de años de antigüedad. ^{[ 5 ]}

El Quintuplete fue identificado originalmente en 1983 como un par de fuentes infrarrojas en un estudio de 2,5 micras del centro galáctico. ^{[ 6 ]} Estas dos fuentes fueron numeradas 3 y 4, y posteriormente se las denominó con el acrónimo GCS, por Fuente del Centro Galáctico. GCS-3 se resolvió más tarde en cuatro fuentes, etiquetadas I-IV, que junto con GCS-4 formaron un quintuplete compacto de objetos pequeños inusualmente brillantes. Se supuso que eran estrellas jóvenes, calientes y luminosas rodeadas de envolturas de polvo y, por lo tanto, extremadamente enrojecidas. ^{[ 7 ]}

En 1990, se estudiaron con mayor detalle un total de 15 fuentes en la región del Quintuplete en varias longitudes de onda, posteriormente denominadas números Q o GMM (en honor a los autores Glass, Moneti y Moorwood). Las cinco estrellas originales se identificaron como Q1, Q2, Q3, Q4 y Q9, y se identificaron fuentes adicionales, Q5 y ​​Q6, como parte del mismo cúmulo. Se las seguía considerando protoestrellas enrojecidas por el polvo circundante. ^{[ 8 ]}

En 1994, se identificaron varias estrellas con amplias líneas de emisión de helio en sus espectros, y algunas mostraron estrechas líneas de emisión de hidrógeno . Esto fue completamente inesperado para protoestrellas, sugiriendo en cambio que los objetos eran estrellas mucho más evolucionadas. ^{[ 9 ]} Poco después, dos estrellas con líneas de emisión fueron clasificadas como estrellas Wolf-Rayet, y una tercera como una Variable Azul Luminosa que se creía que era una de las estrellas más luminosas de la galaxia. También se identificó un pequeño número de supergigantes rojas, lo que redujo la edad probable del cúmulo. ^{[ 10 ]}

En 1999, un estudio de casi 600 estrellas en el cúmulo mostró que el Quintuplete contenía más estrellas Wolf-Rayet que cualquier otro cúmulo conocido, así como una segunda Variable Azul Luminosa. Los números de este estudio se denominan qF, o a veces FMM por los tres autores (pero no QMM). ^{[ 3 ]} Un estudio de 2008 del cúmulo utilizó números LHO para los miembros y aclaró el estatus de las inusuales estrellas Wolf-Rayet enrojecidas como estrellas WC rodeadas de polvo que se presume se formó a partir de vientos colisionantes entre el componente WR y una compañera OB menos evolucionada. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

El cúmulo también fue catalogado como una fuente "estelar" de primera magnitud a 4,2 micras en el estudio del Laboratorio de Geofísica de la Fuerza Aérea y se le asignó el número 2004 (AFGL 2004). ^{[ 13 ] [ 14 ]}

El Quintuplete se observa (en el infrarrojo) a 12 minutos de arco al noroeste de Sagitario A* (Sgr A*). Las estrellas del cúmulo y los objetos asociados, como la Nebulosa de la Pistola, tienen grandes velocidades radiales que probablemente se deban a órbitas cercanas al centro galáctico , por lo que se cree que el cúmulo está físicamente asociado con el centro galáctico. ^{[ 3 ]} Se considera que el centro galáctico está a unos 8 kpc de distancia, por lo que la distancia proyectada del Quintuplete en el cielo es de 30 pc desde Sagitario A*. ^{[ 15 ]}

La edad del quintuplete se puede estimar a partir de las edades probables de sus estrellas miembros. Al mapear las estrellas del cúmulo a isócronas evolutivas , se obtienen edades de alrededor de 4 millones de años. ^{[ 4 ] [ 3 ]} Sin embargo, se espera que estrellas como las dos (o tres) LBV exploten como supernovas dentro de tres millones de años, un problema evidente. Se ha sugerido que la edad podría ser tan baja como 3,3–3,6 millones de años o que la formación estelar se produjo de forma escalonada durante un millón de años o más. ^{[ 5 ]} Otra propuesta es que las estrellas restantes de alta masa se formaron o rejuvenecieron mediante interacciones binarias. ^{[ 4 ]}

Las masas de los cúmulos estelares se pueden medir integrando la función de masa estelar . Aunque solo se pueden detectar los miembros más masivos del cúmulo, la función de masa se puede estimar a niveles inferiores y se calcula que la masa del cúmulo es de alrededor de 10 000 M☉ _. ^{[ 3 ]} 

La nebulosa que rodea al Quintuplete se llama G0.18-0.04, pero también se la conoce como "la Hoz", debido a su forma de hoz. El Quintuplete es la principal fuente ionizante de esta nebulosa HII . La hoz se detecta tanto en imágenes de radio como de infrarrojo medio . ^{[ 16 ] [ 17 ]} La nebulosa fue fotografiada con el Hubble, ^{[ 18 ]} MeerKAT ^{[ 19 ]} y posteriormente en parte por el JWST . ^{[ 20 ]} La estrella Wolf-Rayet WR 102c se encuentra dentro de la Hoz.

El Quintuplete contiene varias estrellas masivas y algo evolucionadas, incluyendo 21 estrellas Wolf-Rayet , 2 variables azules luminosas (tres de ellas, incluyendo la cercana V4998 Sagittarii , que se encuentra en fase de fuga ) y varias supergigantes rojas . También hay una nebulosidad asociada ionizada por las estrellas calientes, en particular la Nebulosa de la Pistola entre la Estrella de la Pistola y el núcleo del Quintuplete. ^{[ 21 ]}

• «IRAS 17430-2848» . SIMBAD . Centre de données astronomiques de Estrasburgo .
• El catálogo revisado de AFGL (RAFGL) se archivó el 11 de febrero de 2012 en Wayback Machine en SIMBAD.