남십자자리 CD
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1. 개요
남십자자리 CD는 두 개의 거대하고 밝은 별로 이루어진 항성계로, 약 6일 6시간 주기로 서로 공전한다. 이 항성계는 뜨겁고 푸른 O형 주계열성과 훨씬 더 뜨거운 울프-레이에 별로 구성되어 있다. CD Cru는 Hogg 15 산개성단의 구성원일 가능성이 있으며, 이 경우 가장 밝은 구성원이 된다. 이 두 별은 밝고 무거우며, 울프-레이에 별의 반지름은 태양의 5배, O형 항성의 반지름은 태양의 12배이다.
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2. 항성계
남십자자리 CD는 서로 공전하는 두 개의 거대하고 밝은 별로 이루어진 항성계이다. 이들은 6일 6시간마다 서로를 가리며 공전한다. 구성원 중 하나는 분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성이고, 다른 하나는 분광형 WN6의 훨씬 더 뜨거운 울프-레이에 별이다. 어떤 별이 주성인지는 명확하지 않다.[1]
2. 1. 구성원
남십자자리 CD는 서로를 가리며 6일 6시간마다 공전하는 두 개의 거대하고 매우 밝은 별로 구성되어 있다. 하나는 분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성으로 태양 질량의 57배이고, 다른 하나는 분광형 WN6의 훨씬 더 뜨거운 울프-레이에 별로 태양 질량의 48배이다. 울프-레이에 별이 스펙트럼을 지배하지만 덜 밝기 때문에 어떤 별이 주성으로 간주되는지는 다르다. 명확성을 위해 구성 요소는 WR과 O로 지칭된다.3. Hogg 15
Hogg 15는 작고 희미한 산개성단으로, 약 4.2 kpc 떨어져 있는 것으로 추정된다. CD Cru는 이 성단의 구성원일 가능성이 있으며, 이 경우 1등급 이상으로 가장 밝은 구성원이 된다. 이 성단은 중심부 2분각 응축 지점 밖에 위치하지만, 구성원 별들이 발견된 바깥 경계선 안쪽에 위치한다.[10]
더 밝고 가까운 성단인 NGC 4609는 10분각 거리에 있으며, 두 성단 모두 어두운 콜색 성운의 중심 근처에 있다. 두 성단은 실제로 콜색 성운보다 더 멀리 떨어져 있어, 그 배경이 아닌 그것을 통과해서 보인다. 3.5 등급의 별 사이 소광을 겪고 있다.[3] 두 성단 사이에는 5등급의 BZ Crucis가 위치하며, 훨씬 가까운 전경에 있는 천체이다.
3. 1. 특징
Hogg 15는 작고 희미한 산개성단으로, 약 4.2 kpc 떨어져 있는 것으로 추정된다. CD Cru는 이 성단의 구성원일 가능성이 높으며, 이 경우 1등급 이상으로 가장 밝은 구성원이 될 것이다. 이 성단은 중심부 2분각 응축 지점 밖에 위치하지만, 구성원 별들이 발견된 바깥 경계선 안쪽에 위치한다.[10] 이 성단의 나이는 800만 년으로 추정된다.[10]더 밝고 가까운 성단인 NGC 4609는 10분각 거리에 위치하며, 두 성단 모두 어두운 콜색 성운의 중심 근처에 있다. 두 성단은 실제로 콜색 성운보다 더 멀리 떨어져 있어, 그 배경이 아닌 그것을 통과해서 보인다. 3.5 등급의 별 사이 소광을 겪고 있다.[3] 두 성단 사이에는 5등급의 BZ Crucis가 위치하며, 훨씬 가까운 전경에 있는 천체이다.
4. 물리적 성질
남십자자리 CD는 서로를 가리키며 6일 6시간마다 공전하는 두 개의 거대하고 매우 밝은 별로 구성되어 있다. 하나는 분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성이고, 다른 하나는 분광형 WN6의 훨씬 더 뜨거운 울프-레이에 별이다. 울프-레이에 별이 스펙트럼을 지배하지만 덜 밝기 때문에 어떤 별이 주성으로 간주되는지는 불분명하다. 명확성을 위해 구성 요소는 WR과 O로 지칭된다.[1]
두 별은 약 태양 반지름의 68배 정도 떨어져 있지만, 크기가 작기 때문에 잘 분리되어 있다.[1]
4. 1. 볼프-레이에 별 (반성)
남십자자리 CD는 서로를 가리키며 6일 6시간마다 공전하는 두 개의 거대하고 매우 밝은 별로 구성되어 있다. 하나는 분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성으로 태양 질량의 57배이고, 다른 하나는 분광형 WN6의 훨씬 더 뜨거운 볼프-레이에 별로 태양 질량의 48배이다. 볼프-레이에 별이 스펙트럼을 지배하지만 덜 밝기 때문에 어떤 별이 주성으로 간주되는지는 다르다. 명확성을 위해 구성 요소는 WR과 O로 지칭된다.[1]볼프-레이에 별(WR별)의 반지름은 태양의 5배이지만, 높은 온도로 인해 밝기는 100,000배 이상이다. 공전 운동을 통해 질량은 태양 질량의 42.6배로 결정된다.[1]
O형 별은 반지름이 태양의 12배로 더 크고, 밝기는 태양의 880,000배이며, 질량은 태양 질량의 51배로 더 무겁다. 두 별은 약 태양 반지름의 68배 정도 떨어져 있지만, 크기가 작기 때문에 잘 분리되어 있다.[1]
4. 2. O형 주계열성 (주성)
분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성으로 태양 질량의 57배이다.[1] 반지름은 태양의 12배, 밝기는 태양의 880,000배, 질량은 태양 질량의 51배이다.[1] 울프-레이에 별이 스펙트럼을 지배하지만 이 별보다 덜 밝기 때문에 어떤 별이 주성으로 간주되는지는 다르다.[1]4. 3. 상호작용
남십자자리 CD는 서로를 가리며 6일 6시간마다 공전하는 두 개의 거대하고 매우 밝은 별로 구성되어 있다. 하나는 분광형 O5V의 뜨겁고 푸른 O형 주계열성으로 태양 질량의 57배이고, 다른 하나는 분광형 WN6의 훨씬 더 뜨거운 울프-레이에 별로 태양 질량의 48배이다. 울프-레이에 별이 스펙트럼을 지배하지만 덜 밝기 때문에 어떤 별이 주성으로 간주되는지는 다르다. 명확성을 위해 구성 요소는 WR과 O로 지칭된다.[1]참조
[1]
논문
Validation of the new Hipparcos reduction
[2]
논문
VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system
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논문
X-ray emission characteristics of two Wolf-Rayet binaries: V444 Cyg and CD Cru
[4]
논문
VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)
[5]
논문
SB9: The ninth catalogue of spectroscopic binary orbits
[6]
DR2
6055101523064612864
[7]
논문
A revision of the fundamental parameters of the open cluster Hogg 15 and the projected star WR 47
http://www.lume.ufrg[...]
[8]
논문
Colliding winds in five WR+O systems of the Southern hemisphere
[9]
논문
Photometric and polarimetric variability and mass-loss rate of the massive binary Wolf-Rayet star HDE 311884 (WN6 + 05: V)
[10]
논문
The Wolf-Rayet star HDE 311884 in the open cluster HOGG 15
[11]
웹인용
CD Crucis
http://simbad.u-stra[...]
Centre de Données astronomiques de Strasbourg
2015-05-07
[12]
간행물
X-ray emission characteristics of two WR binaries : V444 Cyg and CD Cru
http://arxiv.org/abs[...]
Cornell University Library
2009-11-08
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