HD 93250
HD 93250은 광도가 매우 높고 뜨거운 쌍성으로 용골자리의 용골자리 성운 내에 있다.
| HD 93250 | ||
 용골자리 성운. HD 93250은 사진 중앙부에서 약간 위쪽에 있다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 스미소니언 천문대 항성목록 | SAO 238423 | |
| 소천성표 | CD-58°3537, CPD−58°2661 | |
| 히파르코스 목록 | HIP 52558 | |
| 다른 이름 | 1E 104248-5918.0, XMMU J104444.8-593354, ALS 1859, 2E 2317, GC 14791, CGO 246, GCRV 25947, PPM 339400, Trumpler 16 180, Trumpler 14 101, TYC 8626-2075-1, CPC 20°3140, GOS G287.51-00.54 01, GSC 08626-02075[1] | |
| 관측 정보 (역기점 J2000) | ||
| 별자리 | 용골자리 | |
| 적경(α) | 10h 44m 45.026s[2] | |
| 적위(δ) | -59° 33′ 54.68″[2] | |
| 겉보기등급(m) | 7.41[3] | |
| 절대등급(M) | −6.14[4] | |
| 위치천문학 | ||
| 시선속도 | 11.6 km/s[5] | |
| 적경 고유운동 | −7.27 mas/yr[2] | |
| 적위 고유운동 | +2.45 mas/yr[2] | |
| 연주시차 | 0.53 ± 0.42 mas[2] | |
| 거리 | 7,665 광년(2,350 파섹)[6] | |
| 성질 | ||
| 광도 | 1,000,000 L☉[4] | |
| 나이 | 130만 년[4] | |
| 분광형 | O4 IV(fc)[7] | |
| U-B 색지수 | −0.85[3] | |
| B-V 색지수 | +0.17[3] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 83.3[4] (65[8]) M☉ | |
| 반지름 | 15.9 R☉[4] | |
| 표면온도 | 46,000 K[4] | |
| 표면 중력 (log g) | 3.96 cgs[4] | |
| 자전 속도 | 130 km/s[4] | |
| 항성 목록 | ||
위치 편집
HD 93250은 용골자리 성운 영역 내에서 매우 밝은 별들 중 하나로 용골자리 에타로부터 7.5 분각밖에 떨어져 있지 않다.[6] HD 93250은 성긴 산개성단 트럼플러 16의 구성원으로 간주되나, 더 작은 성단 트럼플러 14에 보다 가까이 있는 것으로 보인다.[9]
HD 93250은 HD 93268, HDE 303311 등 좀 더 어두운 별 일곱 개와 같은 영역에 있다. 이 밝은 별들이 별개의 성단인 콜린더 232의 중심부 항성들이라는 주장도 제기되어 왔으나 해당 영역에 이들보다 더 어두운 별들이 밀집되어 있지 않기 때문에 콜린더 232는 실존하는 성단이 아니며 HD 93250은 기존 성단의 외곽에 위치하는 항성일 가능성이 더 높아 보인다.[10]
트럼플러 16의 구성원이라는 점에서 HD 93250의 나이와 지구로부터 이 별까지의 거릿값은 일정범위 내로 제약을 받는다.[4]
스펙트럼 편집
HD 93250은 쌍성으로 알려져 있지만 구성원 둘의 개별적 스펙트럼은 분리되어 관측된 바 없다.(다만 둘의 스펙트럼은 서로 매우 비슷할 것으로 보인다.) HD 93250의 분광형은 O5,[11] O6/7,[12] O4,[13] O3[14] 등 다양하게 제시되어 왔으며 광도분류상으로도 주계열 혹은 거성으로 분류되기도 한다.[13][14] 은하계 O형 항성 분광계 조사(Galactic O-Star Spectroscopic Survey)는 이 별을 새로 도입한 'O4형 준거성'의 표준별로 사용하고 있다.[7]
쌍성계 편집
HD 93250은 용골자리 성운에서 가장 밝은 엑스선원이다.[6] 서로 가까이 있는, 뜨겁고 광도 높은 쌍성계 구성원들이 뿜는 항성풍이 서로 충돌하여 이 엑스선이 발생하는 것이라는 학설이 오래 전부터 제기되어 왔으나 이 가설을 입증할 분명한 시선속도 변화를 아직 잡아내지 못했다.[5]
2010년 VLT의 AMBER 간섭계는 HD 93250의 구성원들을 둘로 구별하여 관측하는 데 성공했다. 상대운동 혹은 시선속도상의 변화가 관측되지 않아 두 항성의 궤도 및 특성은 아직 불확실하다. 두 별 사이 거리는 1.5 밀리초각으로 대략 3.5 천문단위에 해당된다. 구성원 둘은 측정 가능한 색채상 차이가 나타나지 않기 때문에 둘 다 뜨거운 O형 항성에 상대별과의 질량차는 자기 질량의 10%를 넘지 않을 것 같다.[6]
특성 편집
지금까지 HD 93250의 물리적 특성은 이 별이 단독성이라는 가정하에서만 계산된 값들로 표면 온도는 50,000 켈빈, 광도는 태양의 100만 배 정도이다. HD 93250의 질량을 계산한 결과 분광 조사 모형과 항성진화 모형 사이에 불일치가 발생했는데 이 불일치는 쌍성계의 구성원 둘을 분석하여 해결할 수 있을 것이다.[8]
각주 편집
- ↑ “Basic data: HD 93250 -- Star”. 《SIMBAD》. 2020년 3월 15일에 확인함.
- ↑ 가 나 다 라 마 van Leeuwen, F. (2007). “Validation of the New Hipparcos Reduction”. 《Astronomy and Astrophysics》 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑ 가 나 다 Antokhin, I. I.; Rauw, G.; Vreux, J.-M.; Van Der Hucht, K. A.; Brown, J. C. (2008). “XMM-Newton X-ray study of early type stars in the Carina OB1 association”. 《Astronomy and Astrophysics》 477 (2): 593. arXiv:0711.3612. Bibcode:2008A&A...477..593A. doi:10.1051/0004-6361:20065711.
- ↑ 가 나 다 라 마 바 사 아 자 Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. (2004). “Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing”. 《Astronomy and Astrophysics》 415: 349. Bibcode:2004A&A...415..349R. doi:10.1051/0004-6361:20034594.
- ↑ 가 나 Rauw, G.; Nazé, Y.; Fernández Lajús, E.; Lanotte, A. A.; Solivella, G. R.; Sana, H.; Gosset, E. (2009). “Optical spectroscopy of X-Mega targets in the Carina nebula - VII. On the multiplicity of Tr16-112, HD93343 and HD93250”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 398 (3): 1582. arXiv:0906.2681. Bibcode:2009MNRAS.398.1582R. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15226.x.
- ↑ 가 나 다 라 Sana, H.; Le Bouquin, J.-B.; De Becker, M.; Berger, J.-P.; De Koter, A.; Mérand, A. (2011). “The Non-thermal Radio Emitter HD 93250 Resolved by Long Baseline Interferometry”. 《The Astrophysical Journal Letters》 740 (2): L43. arXiv:1110.0831. Bibcode:2011ApJ...740L..43S. doi:10.1088/2041-8205/740/2/L43.
- ↑ 가 나 Maíz Apellániz, J.; Sota, A.; Arias, J. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Simón-Díaz, S.; Negueruela, I.; Marco, A.; Leão, J. R. S.; Herrero, A.; Gamen, R. C.; Alfaro, E. J. (2016). “The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems”. 《The Astrophysical Journal Supplement Series》 224 (1): 4. arXiv:1602.01336. Bibcode:2016ApJS..224....4M. doi:10.3847/0067-0049/224/1/4.
- ↑ 가 나 Weidner, C.; Vink, J. S. (2010). “The masses, and the mass discrepancy of O-type stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
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- ↑ 가 나 Walborn, Nolan R.; Sota, Alfredo; Maíz Apellániz, Jesús; Alfaro, Emilio J.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Arias, Julia I.; Gamen, Roberto C. (2010). “Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra”. 《The Astrophysical Journal Letters》 711 (2): L143. arXiv:1002.3293. Bibcode:2010ApJ...711L.143W. doi:10.1088/2041-8205/711/2/L143.
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