WR 25
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1. 개요
WR 25는 밝고 광범위한 방출선으로 특징지어지는 스펙트럼을 가진 울프-레이에별로, 수소선을 포함하며 WN별과 O형 초거성 사이의 중간 상태로 분류된다. 이 별은 쌍성계로, 주인별은 태양 밝기의 수백만 배에 달하는 밝기를 가지지만, 짝별의 기여로 인해 정확한 밝기는 불확실하다. 두 별의 항성풍이 충돌하여 강한 엑스선을 방출하며, 약 208일의 공전 주기를 가진다. WR 25는 지구와의 성간 구름으로 인해 가시광선으로는 관측이 어렵고, 엑스선이나 적외선으로 관측되며, 카리나 OB1 성단의 일부인 Trumpler 16 성단에 위치한다.
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| WR 25 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 용골자리 |
| 겉보기 등급 | 8.80 |
| 분광형 | O2.5If*/WN6 + OB |
| 위치 정보 | |
| 거리 | 10,500 광년 (3,230 파섹) |
| 물리적 특징 | |
| 절대 등급 | -12.25 |
| 질량 | 110 |
| 크기 | 33 |
| 광도 | 6,300,000 |
| 표면 온도 | 50,100 켈빈 |
| 나이 | 200만 년 |
| 궤도 요소 | |
| 공전 주기 | 207.85 일 |
| 이심률 | 0.50 |
| 긴반지름 | 156 태양 반지름 |
| K1 | 44 |
| 시선 속도 | -34.6 |
| 고유 운동 (적경) | -6.918 |
| 고유 운동 (적위) | 2.764 |
| 시차 | 0.4450 |
| 시차 오차 | 0.0203 |
| 항성 정보 | |
| 구성 요소 1 | WR |
| 질량 | 98 |
| 반지름 | 20.24 |
| 볼로미터 광도 | 2,400,000 |
| 온도 | 50,100 |
| 식별 정보 | |
| 기타 이름 | HD 93162 2MASS J10441038-5943111 WR 25 XMMU J104410.3-594311 CD-59°3282 PPM 339385 SAO 238408 Trumpler 16 177 GSC 08626-01989 UBV 9882 Hen 3-478 |
| SIMBAD | HD 93162 |
2. 스펙트럼
WR 25는 19세기에 밝기와 광범위한 방출선이 나타나는 스펙트럼 때문에 울프-레이에별로 인식되었다.[7] 이 스펙트럼은 수소선을 포함하며, 전형적인 WN (울프-레이에) 별과 O형 초거성 사이의 중간 상태이다. 초기 보고에서는 이 별이 이중성, 예를 들어 WN7 별과 O7 별의 조합이라는 주장도 있었다.[8] 또한 WN7 + abs[9] (알 수 없는 기원의 흡수선이 있는 울프-레이에 별을 의미)와 WN6ha로 묘사되기도 했다.[10] 이후 뜨거운 슬래시 별에 대한 특정 분류가 도입되면서 O2.5If*/WN6의 스펙트럼 형으로 지정되었다. 이는 질소의 존재, 많은 방출선의 본질적인 약점, 그리고 일부 헬륨과 수소 흡수선의 존재를 나타낸다. 이 분류는 WN6ha 스펙트럼 형보다 약한 방출과 강한 흡수의 미세한 변화를 보인다.[11] 동반성의 스펙트럼 기여는 명확하게 감지되지 않는다.[14]
2. 1. 스펙트럼 특징
WR 25는 19세기에 밝기와 광범위한 방출선이 나타나는 스펙트럼 때문에 울프-레이에별로 인식되었다.[7] 이 스펙트럼은 수소선을 포함하며, 전형적인 WN (울프-레이에) 별과 O형 초거성 사이의 중간 상태이다. 초기 보고에서는 이 별이 이중성, 예를 들어 WN7 별과 O7 별의 조합이라는 주장도 있었다.[8] 또한 WN7 + abs[9] (알 수 없는 기원의 흡수선이 있는 울프-레이에 별을 의미)와 WN6ha로 묘사되기도 했다.[10] 이후 뜨거운 슬래시 별에 대한 특정 분류가 도입되면서 WR 25는 O2.5If*/WN6의 스펙트럼 형으로 지정되었다. 이는 질소의 존재, 많은 방출선의 본질적인 약점, 그리고 일부 헬륨과 수소 흡수선의 존재를 나타낸다. 이 분류는 WN6ha 스펙트럼 형보다 약한 방출과 강한 흡수의 미세한 변화를 보인다.[11] 동반성의 스펙트럼 기여는 명확하게 감지되지 않는다.[14]2. 2. 스펙트럼형 변화
WR 25는 19세기에 밝기와 광범위한 방출선이 나타나는 스펙트럼 때문에 울프-레이에별로 인식되었다.[7] 이 스펙트럼은 수소선을 포함하며, 전형적인 WN (울프-레이에) 별과 O형 초거성 사이의 중간 상태이다. 초기 보고에서는 이 별이 이중성, 예를 들어 WN7 별과 O7 별의 조합이라는 주장도 제기되었다.[8] 또한 WN7 + abs[9] (알 수 없는 기원의 흡수선이 있는 울프-레이에 별을 의미)와 WN6ha로 묘사되기도 했다.[10] 이후 뜨거운 슬래시 별에 대한 특정 분류가 도입되면서 WR 25는 O2.5If*/WN6의 스펙트럼 형으로 지정되었다. 이는 질소의 존재, 많은 방출선의 본질적인 약점, 그리고 일부 헬륨과 수소 흡수선의 존재를 인정하는 것이다. 이 분류는 WN6ha 스펙트럼 형보다 약한 방출과 강한 흡수의 미세한 변화를 나타낸다.[11] 동반성의 스펙트럼 기여는 명확하게 감지될 수 없다.[14]3. 물리적 특성
WR 25는 매우 밝은 별이지만, 지구와의 사이에 있는 성간구름 때문에 별빛이 가려져 맨눈으로는 보이지 않는다. 따라서 엑스선이나 적외선으로 관측해야 한다.[23][25] 이 별 주위에는 긴 호와 끈 형태의 천체 구조가 있으며, 이들은 항성으로부터 멀어지고 있다.
WR 25는 우리은하에서 가장 큰 별 연관 중 하나인 카리나 OB1의 일부인 트럼플러 16 성단의 서쪽 경계에 있다.[16] 극도의 광도 때문에 별 주변 환경에 큰 영향을 미치며, 신의 손가락 성운을 포함하여 별에서 멀어지는 가늘고 긴 호와 필라멘트에서 그 모습을 볼 수 있다.[17]
3. 1. 밝기 및 광도
쌍성계 중 주인별은 근처 이웃별인 용골자리 에타보다 훨씬 더 밝은데, 이 밝기가 짝별의 도움 없이 혼자만의 밝기인지는 확실하지 않다. 구체적 밝기는 태양의 배이며 트럼플러 16 성단의 남쪽 끝부분을 밝히고 있다. 이 수치를 도출하는 데 사용한 모형은 쌍성계에 적용하기에는 적합하지 않으며, 논문 저자는 '쌍성계 중 짝별이 전체 밝기에서 차지하는 비율은 15 퍼센트 이상이다.'라고 밝혔다. 따라서 주인별의 밝기는 매우 불확실하다. 예전 이온화 플럭스에 기초하여 측정했던 측정치는 태양밝기의 배였다.[22]짝별은 젊고 뜨거우며 무거운 별로, WR+O 또는 WR+WR 등 다른 볼프-레이에별 쌍성계 짝별들의 모습과 흡사하다. 양쪽 별에서 나오는 항성풍은 서로 충돌하여 강렬한 엑스선을 만들어낸다.[23] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전 주기는 약 208일이다.[24]
아주 밝은 별임에도 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없으며, 엑스선이나 적외선으로 관측해야 보인다.[23][25]
WR 25 시스템의 주성은 태양보다 약 배 더 밝으며, Trumpler 16 성단의 가장 남쪽 끝을 비춘다. 별의 매개변수를 도출하는 데 사용된 모델은 동반성이 시스템 광도의 15% 이상을 차지하기 때문에 이중성 시스템에는 적합하지 않으며, 따라서 광도는 매우 불확실하다. 이온화 플럭스 측정을 기반으로 한 이전 추정치는 태양의 약 배에 달하는 값을 산출했으며, 다른 물리적 데이터에 대한 추정치도 그에 따라 낮았다.[12]
동반성은 다른 알려진 WR+O 또는 WR+WR 이중성과 유사한 젊고 뜨거운 거대 질량성으로 추정된다. O4 초거성으로 보고되었지만, 후속 측정에서도 정확한 분광형에 대한 불확실성이 여전히 남아 있다. 두 개의 뜨겁고 밝은 별 사이의 충돌하는 별풍은 208일의 공전 주기가 감지되기 오래 전에 이중성 상태에 대한 의심을 불러일으킨 강한 X선을 생성한다.[13][14]
WR 25는 매우 밝지만 성운의 먼지로 인한 심한 소광과 방출되는 복사선의 상당 부분이 자외선에 있기 때문에 육안으로는 보이지 않는다. 1,970 파섹 떨어진 곳에서 절대 등급 -6.98로, 장애물이 없다면 실제 8.80 대신 별의 겉보기 등급 4.49로 육안으로 볼 수 있다. X선 및 적외선으로 관측되었다.[13][15]
3. 2. 짝별의 특성
쌍성계 중 주인별은 근처 이웃별인 용골자리 에타보다 훨씬 더 밝은데, 이 밝기가 짝별의 도움 없이 혼자만의 밝기인지는 확실하지 않다. 구체적 밝기는 태양의 630만 배이며 트럼플러 16 성단의 남쪽 끝부분을 밝히고 있다. 이 수치를 도출하는 데 사용한 모형은 쌍성계에 적용하기에는 적합하지 않으며, 논문 저자는 '쌍성계 중 짝별이 전체 밝기에서 차지하는 비율은 15 퍼센트 이상이다.'라고 밝혔다. 따라서 주인별의 밝기는 매우 불확실하다. 예전 이온화 플럭스에 기초하여 측정했던 측정치는 태양 밝기의 150만 배였다.[22]짝별은 젊고 뜨거우며 무거운 별로, WR+O 또는 WR+WR 등 다른 볼프-레이에별 쌍성계 짝별들의 모습과 흡사하다. 양쪽 별에서 나오는 항성풍은 서로 충돌하여 강렬한 엑스선을 만들어낸다.[23] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전주기는 약 208일이다.[24]
아주 밝은 별임에도 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없으며, 엑스선이나 적외선으로 관측해야 보인다.[23][25]
3. 3. 항성풍과 엑스선
짝별은 젊고 뜨거우며 무거운 별로, WR+O 또는 WR+WR 등 다른 볼프-레이에별 쌍성계 짝별들의 모습과 흡사하다. 양쪽 별에서 나오는 항성풍은 서로 충돌하여 강렬한 엑스선을 만들어낸다.[23] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전주기는 약 208일이다.[24]WR 25는 매우 밝지만 성운의 먼지로 인한 심한 소광과 방출되는 복사선의 상당 부분이 자외선에 있기 때문에 육안으로는 보이지 않는다. 1,970 파섹 떨어진 곳에서 절대 등급 -6.98로, 장애물이 없다면 실제 8.80 대신 별의 겉보기 등급 4.49로 육안으로 볼 수 있다. 엑스선 및 적외선으로 관측되었다.[13][15]
3. 4. 성간 소광
WR 25는 매우 밝지만, 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 소광하여 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없다. 따라서 엑스선이나 적외선으로 관측해야 한다.[23][25]WR 25는 성운의 먼지로 인한 심한 소광과 방출되는 복사선의 상당 부분이 자외선에 있기 때문에 육안으로는 보이지 않는다. 1,970 파섹 거리에서 절대 등급은 -6.98로, 장애물이 없다면 겉보기 등급은 8.80 대신 4.49로 육안으로 볼 수 있다.[13][15]
3. 5. 주변 환경
쌍성계 중 주인별은 근처 이웃별인 용골자리 에타보다 훨씬 더 밝은데, 이 밝기가 짝별의 도움 없이 혼자만의 밝기인지는 확실하지 않다. 구체적 밝기는 태양의 630만 배이며 트럼플러 16 성단의 남쪽 끝부분을 밝히고 있다. 그러나 이 수치를 도출하는 데 사용한 모형은 쌍성계에 적용하기에는 적합하지 않으며, 논문 저자는 '쌍성계 중 짝별이 전체 밝기에서 차지하는 비율은 15 퍼센트 이상이다.'라고 밝혔다. 따라서 주인별의 밝기는 매우 불확실하다. 예전 이온화 플럭스에 기초하여 측정했던 측정치는 태양밝기의 150만 배였다.[22]짝별은 젊고 뜨거우며 무거운 별로, WR+O 또는 WR+WR 등 다른 볼프-레이에별 쌍성계 짝별들의 모습과 흡사하다. 양쪽 별에서 나오는 항성풍은 서로 충돌하여 강렬한 엑스선을 만들어낸다.[23] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전주기는 약 208일이다.[24]
아주 밝은 별임에도 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없으며, 엑스선이나 적외선으로 관측해야 보인다.[23][25]
이 별 주위에는 긴 호 및 끈 형태의 천체구조가 있으며 이들은 항성으로부터 멀어지고 있다.
WR 25는 우리은하에서 가장 큰 별 연관 중 하나인 카리나 OB1의 일부인 트럼플러 16 성단의 서쪽 경계에 위치해 있다.[16] 극도의 광도 때문에 별 주변 환경에 큰 영향을 미치며, 신의 손가락 성운을 포함하여 별에서 멀어지는 가늘고 긴 호와 필라멘트에서 볼 수 있다.[17]
4. 위치
WR 25는 우리은하에서 가장 큰 별 연관 중 하나인 카리나 OB1의 일부인 트럼플러 16 성단의 서쪽 경계에 위치해 있다.[16] 극도의 광도 때문에 별 주변 환경에 큰 영향을 미치며, 신의 손가락 성운을 포함하여 별에서 멀어지는 가늘고 긴 호와 필라멘트에서 볼 수 있다.[17]
매우 밝지만 성운의 먼지로 인한 심한 소광과 방출되는 복사선의 상당 부분이 자외선에 있기 때문에 육안으로는 보이지 않는다. 1,970 파섹 떨어진 곳에서 절대 등급 -6.98로, 장애물이 없다면 실제 8.80 대신 별의 겉보기 등급 4.49로 육안으로 볼 수 있다. X선 및 적외선으로 관측되었다.[13][15]
참조
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논문
A new star catalogue of SAO type
1988
[2]
논문
VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system
2002
[3]
논문
The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars
[4]
간행물
Gaia EDR3
Gaia
[5]
논문
Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – I. Distances and absolute magnitudes
[6]
논문
The Galactic WN stars revisited. Impact of Gaia distances on fundamental stellar parameters
[7]
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The Wolf-Rayet stars
[8]
논문
A revised spectral classification system and a new catalogue for galactic Wolf-Rayet stars
[9]
논문
Tailored analyses of 24 Galactic WN stars
[10]
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The relationship between the WR classification and stellar models. II. The WN stars without hydrogen
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[12]
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Quantitative spectroscopy of Wolf--Rayet stars in HD 97950 and R136a -- the cores of giant H II regions
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Phase-Resolvedxmm-Newtonandswiftobservations of Wr 25
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The first orbital solution for the massive colliding-wind binary HD 93162 (≡WR 25)
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서적
Eta Carinae and the Supernova Impostors
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