HD 93250

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.

2. 위치

이 별은 성긴 산개성단인 트럼플러 16의 구성원으로 간주되지만, 실제로는 더 작고 밀집된 성단 트럼플러 14에 더 가까이 있는 것으로 보인다.

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, 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.

만약 HD 93250이 트럼플러 16의 구성원이라면, 이 별의 나이와 지구로부터의 거리는 트럼플러 16 성단의 특성에 의해 일정 범위 내로 제약을 받게 된다.

3. 스펙트럼

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, O6/7, O4, O3 등 다양하게 제시되어 왔으며 광도분류상으로도 주계열 혹은 거성으로 분류되기도 한다. 은하계 O형 항성 분광계 조사(Galactic O-Star Spectroscopic Survey)는 이 별을 새로 도입한 'O4형 준거성'의 표준별로 사용하고 있다.

4. 쌍성계

HD 93250은 용골자리 성운에서 가장 밝은 엑스선원이다. 오래전부터 이 엑스선이 서로 가까이 있는 뜨겁고 광도 높은 쌍성계 구성원들이 내뿜는 항성풍이 서로 충돌하여 발생하는 것이라는 학설(충돌 항성풍 모델)이 제기되어 왔다. 그러나 이 가설을 입증할 만한 분명한 시선 속도 변화는 아직 관측되지 않았다. 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.

2010년, VLT의 AMBER 간섭계를 이용한 관측을 통해 HD 93250이 두 개의 별로 분해되었다. 하지만 상대적인 움직임이나 시선 속도 변화는 감지되지 않아 두 항성의 궤도 및 특성은 여전히 불확실하다. 두 별 사이의 투영된 분리 거리는 1.5 밀리각초 (mas)로, 이는 대략 3.5 천문단위 (AU)에 해당한다. 두 구성원은 측정 가능한 색채상 차이를 보이지 않으며, 이로 보아 둘 다 뜨거운 O형 항성이고 서로 질량 차이가 10% 이내일 것으로 추정된다.

5. 특성

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.