HD 93250
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1. 개요
HD 93250은 용골자리 성운 내에 위치한 매우 밝은 별로, 쌍성계로 알려져 있다. 트럼플러 16 성단에 속해 있는 것으로 여겨지나, 트럼플러 14에 더 가까울 수 있다. HD 93250은 엑스선원이며, 구성원들의 항성풍 충돌로 인해 엑스선이 발생한다는 가설이 있다. VLT 간섭계를 통해 구성원 둘을 구별하여 관측하는 데 성공했으며, 두 별 사이의 거리는 약 3.5 천문단위이다. 표면 온도는 약 50,000 켈빈, 광도는 태양의 100만 배 정도이다.
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| HD 93250 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 용골자리 |
| 분광형 | O4 IV(fc) |
| 겉보기 등급 | 7.41 |
| B-V 색 지수 | +0.17 |
| U-B 색 지수 | −0.85 |
| 위치 정보 | |
| 고유 운동 (적경) | −7.116 mas/yr |
| 고유 운동 (적위) | +3.081 mas/yr |
| 연주 시차 | 0.4115 mas |
| 거리 | 2,350 파섹 (7,665 광년) |
| 시선 속도 | |
| 시선 속도 | 11.6 km/s |
| 물리적 특징 | |
| 절대 등급 | −6.14 |
| 반지름 | 15.9 R☉ |
| 광도 | 1,000,000 L☉ |
| 표면 온도 | 46,000 K |
| 표면 중력 | 3.96 |
| 자전 속도 | 130 km/s |
| 나이 | 130만 년 |
| 질량 (주성분 A) | 49 M☉ |
| 궤도 요소 | |
| 공전 주기 | 194.31 ± 0.39 일 |
| 이심률 | 0.217 ± 0.011 |
| 긴반지름 | 1.224 ± 0.028 mas |
| 궤도 경사 | 22° |
| 근일점 인수 | 171° |
| 승교점 경도 | 59° |
| 식별 정보 | |
| 히파르코스 (Hipparcos) | HIP 52558 |
| 소천성표 (천체 목록) | CD-58°3537, CPD-58°2661 |
| 스미소니언 천체 물리학 관측소 (SAO) | SAO 238423 |
| 기타 명칭 | Einstein Observatory|1E 104248-5918.0 XMM-Newton|XMMU J104444.8-593354 ALS 1859 Einstein Observatory|2E 2317 Boss General Catalogue|GC 14791 Catalogue of Galactic O Stars|CGO 246 GCRV 25947 PPM Star Catalogue|PPM 339400 Trumpler 16 180 Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog|SAO 238423 Trumpler 14 101 Tycho Catalogue|TYC 8626-2075-1 Cape Photographic Catalogue|CPC 20°3140 Galactic O star catalogue|GOS G287.51-00.54 01 Durchmusterung|CPD −58°2661 Guide Star Catalog|GSC 08626-02075 |
| 참고 자료 | |
| SIMBAD | HD+93250 |
2. 위치
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,[10] O6/7,[11] O4,[12] O3[13] 등 다양하게 제시되어 왔으며 광도분류상으로도 주계열 혹은 거성으로 분류되기도 한다.[12][13] 은하계 O형 항성 분광계 조사(Galactic O-Star Spectroscopic Survey)는 이 별을 새로 도입한 'O4형 준거성'의 표준별로 사용하고 있다.[2]
HD 93250은 용골자리 성운에서 가장 밝은 엑스선원이다.[19][7] 오래전부터 이 엑스선이 서로 가까이 있는 뜨겁고 광도 높은 쌍성계 구성원들이 내뿜는 항성풍이 서로 충돌하여 발생하는 것이라는 학설(충돌 항성풍 모델)이 제기되어 왔다.[18][3] 그러나 이 가설을 입증할 만한 분명한 시선 속도 변화는 아직 관측되지 않았다.[18][3] 한 궤도 계산에 따르면, 궤도 기울기가 작기 때문에 궤도 운동으로 인한 시선 속도 변화가 두 별의 별 스펙트럼 유형을 고려할 때 감지하기에는 너무 작을 수 있다고 한다.[6]
지금까지 HD 93250의 물리적 특성은 이 별이 단독성이라는 가정하에서만 계산되었다. 표면 온도는 약 50,000 K이며, 광도는 태양 광도의 약 100만 배이다. HD 93250의 질량을 계산한 결과 분광 조사 모형과 항성진화 모형 사이에 불일치가 발생했는데, 이 불일치는 쌍성계의 구성원 둘을 분석하여 해결할 수 있을 것이다.[21][14]
[1]
논문
XMM-Newton X-ray study of early type stars in the Carina OB1 association
HD 93250은 용골자리 성운 영역 내에서 매우 밝은 별들 중 하나로, 유명한 용골자리 에타로부터 약 7.5 분각 거리에 위치한다.[19] 이 별은 성긴 산개성단인 트럼플러 16의 구성원으로 간주되지만,[20] 실제로는 더 작고 밀집된 성단 트럼플러 14에 더 가까이 있는 것으로 보인다.[23]
HD 93250은 HD 93268, HDE 303311과 같은 몇몇 다른 밝은 별들과 같은 영역에 자리 잡고 있다. 이 밝은 별들이 '콜린더 232'라는 별개의 성단의 중심부를 형성한다는 주장이 제기되기도 했으나,[24] 해당 영역에는 상대적으로 어두운 별들이 밀집되어 있지 않다. 따라서 콜린더 232는 실존하는 성단이 아니며, HD 93250은 트럼플러 16이나 트럼플러 14와 같은 기존 성단의 외곽에 위치하는 항성일 가능성이 더 높은 것으로 여겨진다.[24]
만약 HD 93250이 트럼플러 16의 구성원이라면, 이 별의 나이와 지구로부터의 거리는 트럼플러 16 성단의 특성에 의해 일정 범위 내로 제약을 받게 된다.[20]
3. 스펙트럼
4. 쌍성계
2010년, VLT의 AMBER 간섭계를 이용한 관측을 통해 HD 93250이 두 개의 별로 분해되었다.[19][7] 하지만 상대적인 움직임이나 시선 속도 변화는 감지되지 않아 두 항성의 궤도 및 특성은 여전히 불확실하다.[19][7] 두 별 사이의 투영된 분리 거리는 1.5 밀리각초 (mas)로, 이는 대략 3.5 천문단위 (AU)에 해당한다.[19][7] 두 구성원은 측정 가능한 색채상 차이를 보이지 않으며, 이로 보아 둘 다 뜨거운 O형 항성이고 서로 질량 차이가 10% 이내일 것으로 추정된다.[19][7]
5. 특성
참조
[2]
논문
The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems
[3]
논문
Optical spectroscopy of X-Mega targets in the Carina nebula - VII. On the multiplicity of Tr16-112, HD93343 and HD93250
[4]
간행물
[5]
논문
Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing
[6]
논문
Resolved astrometric orbits of ten O-type binaries
[7]
논문
The Non-thermal Radio Emitter HD 93250 Resolved by Long Baseline Interferometry
[8]
논문
A census of the Carina Nebula - I. Cumulative energy input from massive stars
[9]
논문
Imaging study of NGC 3372, the Carina nebula - I. UBVRIJHK photometry of Tr 14, Tr 15, Tr 16 and Car I
[10]
논문
Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory—VII
[11]
서적
University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90° to -53.0°
[12]
논문
Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra
[13]
논문
Radial Velocities of Galactic O-type Stars. I. Short-term Constant Velocity Stars
[14]
논문
The masses, and the mass discrepancy of O-type stars
[15]
논문
Validation of the New Hipparcos Reduction
2007
[16]
논문
XMM-Newton X-ray study of early type stars in the Carina OB1 association
[17]
논문
The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems
[18]
논문
Optical spectroscopy of X-Mega targets in the Carina nebula - VII. On the multiplicity of Tr16-112, HD93343 and HD93250
[19]
논문
The Non-thermal Radio Emitter HD 93250 Resolved by Long Baseline Interferometry
[20]
논문
Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing
[21]
논문
The masses, and the mass discrepancy of O-type stars
[22]
웹인용
Basic data: HD 93250 -- Star
http://simbad.u-stra[...]
2020-03-15
[23]
논문
A census of the Carina Nebula - I. Cumulative energy input from massive stars
[24]
논문
Imaging study of NGC 3372, the Carina nebula - I. UBVRIJHK photometry of Tr 14, Tr 15, Tr 16 and Car I
[25]
논문
Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory—VII
[26]
논문
University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0
[27]
논문
Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra
[28]
논문
Radial Velocities of Galactic O-type Stars. I. Short-term Constant Velocity Stars
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