용골자리 HR

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1. 개요

용골자리 HR은 Hβ 방출로 처음 발견된 밝은 청색 변광성으로, 20세기 초에 변광성으로 밝혀졌다. 밝기와 스펙트럼의 변화를 보이며, S 도라두스 변광성과 유사한 특징을 보인다. 용골자리 HR은 시각적 밝기가 변동하며 20세기 후반에는 6.8등급에서 8.8등급으로 변화하는 등 광도 변화를 겪었다. 쌍성계로, 주성은 밝은 청색 변광성이며 동반성은 적색 초거성으로 추정된다. 또한 용골자리 에타와 유사한 성운을 가지고 있으며, IIb형 초신성 후보로도 간주된다.

2. 발견

HR 카리나(HR Carinae)는 20세기 초 H_β 방출 현상을 통해 처음으로 천문학계에 알려졌다.^[11] 초기에는 세키 분류 I형으로 분류되었으나, 이후 연구를 통해 Be 별^[12], 변광성^[13] 등으로 점차 그 특징이 밝혀졌다. 더 자세한 분광 분석 결과, 수소, 헬륨, 이온화된 철 등의 방출선과 P 시그니 프로파일을 보이는 특이한 스펙트럼을 가진 별임이 확인되었다.^[14]

1970년대에 이르러서는 AG 카리나와 같은 유사한 변광성들과 함께 연구되면서^[15]^[16] 불안정한 뜨거운 초거성인 S 도라두스 변광성 그룹으로 공식 분류되었다.^[17] HR 카리나는 밝기와 스펙트럼이 뚜렷하게 변하는 모습을 보여주어, 밝은 청색 변광성의 특징을 연구하는 데 중요한 대상이 되었다.^[18]^[19]

2. 1. 초기 분류

HR 카리나(HR Carinae)는 20세기 초에 H_β 방출 때문에 처음 발견되었다. 이 별은 현대의 A형 및 F형 별에 해당하는 세키 분류 I형으로 분류되었다.^[11] 1933년에는 Be 별로 분류되었고^[12], 1940년에는 변광성으로 밝혀졌다.^[13] 더 자세한 분광학적 연구를 통해 수소, 헬륨, 이온화된 철의 방출선과 일부 선에서 P 시그니 프로파일을 보이는 B2eq형 별로 밝혀졌다.^[14]

1970년까지 HR 카리나와 유사한 변광성인 AG 카리나는 불안정한 뜨거운 초거성인 P 시그니 변광성과 관련이 있는 것으로 인식되었다.^[15]^[16] 이 그룹은 다른 유형의 별과 공유하는 P 시그니 스펙트럼 특징과의 혼동을 피하기 위해 공식적으로 S 도라두스 변광성으로 인정받았다.^[17] HR 카리나는 밝기와 스펙트럼 변화를 분명히 보여주는 이 부류의 가장 잘 연구된 예 중 하나가 되었으며, 이는 밝은 청색 변광성으로 알려진 별들의 특징이 되었다.^[18]^[19]

2. 2. 상세 연구

용골자리 HR은 20세기 초 H_β 방출 현상으로 처음 발견되었다. 당시 세키 분류 기준으로 I형으로 분류되었는데, 이는 현대 분류의 A형 및 F형 별에 해당한다.^[11] 1933년에는 Be 별로 분류되었고,^[12] 1940년에는 변광성임이 밝혀졌다.^[13] 이후 더 자세한 분광학적 연구를 통해 수소, 헬륨, 이온화된 철의 방출선이 나타나고 일부 선에서 P 시그니 프로파일을 보이는 B2eq형 별이라는 사실이 확인되었다.^[14]

1970년대에 이르러 용골자리 HR과 유사한 변광성인 AG 카리나는 불안정한 뜨거운 초거성인 P 시그니 변광성과 관련이 있는 것으로 여겨졌다.^[15]^[16] 하지만 다른 유형의 별에서도 나타나는 P 시그니 스펙트럼 특징과의 혼동을 피하기 위해, 이 그룹은 공식적으로 S 도라두스 변광성으로 명명되었다.^[17] 용골자리 HR은 밝기와 스펙트럼이 뚜렷하게 변하는 모습을 보여주어 이 S 도라두스 변광성 중에서도 가장 활발히 연구된 사례 중 하나가 되었으며, 이러한 변화는 밝은 청색 변광성으로 알려진 별들의 특징적인 모습이다.^[18]^[19]

2. 3. 밝은 청색변광성으로 인정

HR 카리나(HR Carinae)는 20세기 초에 H_β 방출 때문에 처음 발견되었다. 이 별은 현대의 A형 및 F형 별에 해당하는 세키 분류 I형으로 분류되었다.^[11] 1933년에는 Be 별로 분류되었고^[12] 1940년에는 변광성임이 밝혀졌다.^[13] 더 자세한 분광학적 연구를 통해 수소, 헬륨, 이온화된 철의 방출선과 일부 선에서 P 시그니 프로파일을 보이는 B2eq형 별로 확인되었다.^[14]

1970년까지, HR 카리나와 유사한 변광성인 AG 카리나는 불안정한 뜨거운 초거성인 P 시그니 변광성과 관련이 있는 것으로 인식되었다.^[15]^[16] 이 그룹은 다른 유형의 별과 공유하는 P 시그니 스펙트럼 특징과의 혼동을 피하기 위해 공식적으로 S 도라두스 변광성으로 인정받았다.^[17] HR 카리나는 밝기와 스펙트럼 변화를 분명히 보여주는 이 부류의 가장 잘 연구된 예 중 하나가 되었으며, 이는 밝은 청색변광성으로 알려진 별들의 특징이 되었다.^[18]^[19]

3. 밝기 변화

용골자리 HR은 다른 밝은 청색 변광성과 유사하게 광도 변화와 상관관계가 있는 것으로 보이는 스펙트럼 변화를 겪는다. 시각적 밝기가 증가하고 온도가 떨어지는 여러 차례의 분출을 겪었지만, 볼로미터 광도는 대략 일정하게 유지된다.^[8]

3. 1. 분출

용골자리 HR은 다른 밝은 청색 변광성과 유사하게 광도 변화와 상관관계가 있는 것으로 보이는 스펙트럼 변화를 겪는다. 시각적 밝기가 증가하고 온도가 떨어지는 여러 차례의 분출을 겪었지만, 볼로미터 광도는 대략 일정하게 유지된다. 20세기 후반 수십 년 동안 시각적 밝기가 불규칙하지만 일관되게 증가하여 6.8등급의 기록적인 정점에 도달한 후, 2010년까지 8.8등급의 기록적인 최저점으로 곧바로 떨어졌다.^[8]

3. 2. 광도 변화 기록

용골자리 HR은 다른 밝은 청색 변광성과 유사하게 광도 변화와 상관관계가 있는 것으로 보이는 스펙트럼 변화를 겪는다. 시각적 밝기가 증가하고 온도가 떨어지는 여러 차례의 분출을 겪었지만, 볼로미터 광도는 대략 일정하게 유지된다. 20세기 후반 수십 년 동안 시각적 밝기가 불규칙하지만 일관되게 증가하여 6.8등급의 기록적인 정점에 도달한 후, 2010년까지 8.8등급의 기록적인 최저점으로 곧바로 떨어졌다.^[8]

4. 물리적 특징

용골자리 HR은 지구로부터 약 5400 파섹 거리에 있으며, 절대복사등급은 -9.4로 추정되어 우리 은하 내에서 매우 밝은 별 중 하나로 꼽힌다.^[23] 이 별은 밝은 청색 변광성(LBV)으로 분류되며, 태양 반지름의 약 350배에 달하는 크기를 가진 것으로 분석되었다.^[24]

LBV로서 용골자리 HR은 수 개월 주기로 팽창과 수축을 반복하며 밝기가 변하는데, 그 차이는 약 +1.5등급에 이른다.^[25] 이러한 변화 때문에 분광형 분류가 일정하지 않으며, 표면 온도 역시 활동 상태에 따라 크게 달라진다. 일반적으로 활동이 없을 때는 약 21,000,000의 높은 온도를 보이지만,^[20] 물질을 분출할 때는 8,000,000 이하로 낮아지기도 한다.^[20] 표면 온도를 약 10,000,000로 추정한 연구도 있다.^[24]

용골자리 HR은 여러 면에서 유명한 용골자리 에타와 유사한 특징을 공유한다. 두 별 모두 높은 광도를 가진 LBV이며, 자신이 방출한 물질에 둘러싸여 있다. 또한 쌍성계일 가능성이 제기되었으며,^[21] 분광형 B0의 주계열성이 짝별일 수 있다는 연구 결과도 있다.^[23]

별의 진화 연구에서는 용골자리 HR이 태양 질량의 20~25배 정도 되는 별의 마지막 단계를 보여주는 예시로 여겨지며, 미래에 IIb형 초신성으로 폭발할 가능성이 있는 후보로 지목된다.^[22]

4. 1. 정지 상태

HR 용골자리는 활동이 없을 때 온도가 약 21,000,000에 달하며, 이때의 스펙트럼은 초기 B형 초거성의 특징을 나타낸다.^[20] 그러나 별이 물질을 분출할 때는 온도가 8,000,000 이하로 내려간다.

이 별은 여러 면에서 용골자리 에타와 유사점을 보인다. 두 별 모두 광도가 높은 청색 변광성(LBV)이며, 자신이 방출한 물질로 이루어진 성운에 둘러싸여 있다. 또한, HR 용골자리 역시 용골자리 에타처럼 비슷한 간격, 주기, 구성 요소 크기 비율을 가진 쌍성계일 가능성이 제기되었다.^[21] 다만, 용골자리 에타 시스템이 HR 용골자리보다 더 크고 밝다는 차이점이 있다.

HR 용골자리는 태양 질량의 20~25배 정도 되는 별의 진화 마지막 단계를 예측하는 모델 연구에서 IIb형 초신성의 잠재적 후보로 지목되기도 했다. 이는 현재 HR 용골자리가 보이는 밝은 청색 변광성(LBV) 상태가 초신성 폭발 직전의 단계일 수 있음을 시사한다.^[22]

4. 2. 분출 시

HR 용골자리의 온도는 조용할 때는 약 21,000,000이며 스펙트럼은 초기 B형 초거성의 특징을 보이지만,^[20] 분출 시에는 8,000,000 이하로 냉각된다.

HR 용골자리는 용골자리 에타와 매우 유사하며, 두 별 모두 밝은 청색변광성이며 방출된 물질에 둘러싸여 있다. HR 용골자리 또한 용골자리 에타와 유사한 간격, 주기 및 구성 요소 크기 비율을 가진 쌍성계일 가능성이 높다.^[21] 그러나 용골자리 에타 시스템이 더 크고 더 밝다.

HR 용골자리는 태양 질량의 20~25배에 달하는 별의 운명을 모델링하는 과정에서 가능한 IIb형 초신성 후보로 확인되었다(밝은 청색변광성 상태는 예상되는 최종 단계).^[22]

4. 3. 광도 및 거리

용골자리 HR의 운동학적 자료를 통해 지구와 이 별 사이 거리는 약 5400 파섹이며 절대복사등급은 -9.4로 추정된다.^[23] 이 값이 정확하다면, 용골자리 HR은 우리 은하 내에서 발견된 별들 중 손에 꼽힐 정도로 광도가 높은 존재이다.^[23]

이 별은 밝은 청색 변광성(LBV)으로 분류되며, 수 개월 정도의 주기를 가지고 팽창과 수축을 반복한다. 이때 밝기의 극댓값과 극솟값 차이는 약 +1.5등급에 달한다.^[25] 이러한 심한 밝기 변화 때문에 천문학자들이 지정하는 용골자리 HR의 분광형은 발표자에 따라 달라지기도 한다.

별의 표면 온도는 상태에 따라 크게 변한다. 조용할 때는 약 21,000 K이며 초기 B형 초거성의 스펙트럼 특징을 보이지만,^[20] 물질을 분출할 때는 8,000 K 이하로 온도가 내려간다.^[20] 2001년 마차도(Machado) 연구진은 스펙트럼 분석을 통해 표면 온도를 10,000 K, 반지름을 태양의 약 350배로 추정했는데,^[24] 이는 발견된 LBV 중에서는 표면 온도가 상대적으로 낮은 편에 속한다.^[24]

용골자리 HR은 여러 면에서 용골자리 에타와 유사하다. 두 별 모두 광도가 매우 높은 청색 변광성이며, 자신이 방출한 물질로 이루어진 성운에 둘러싸여 있다. 또한 용골자리 HR 역시 용골자리 에타처럼 비슷한 간격, 주기, 구성 요소 크기 비율을 가진 쌍성계일 가능성이 제기되었다.^[21] 그러나 전체적으로는 용골자리 에타 시스템이 HR 용골자리보다 더 크고 더 밝다.^[21]

화이트(White) 연구진은 용골자리 HR에 분광형 B0의 주계열성이 짝별로 존재할 가능성을 제시하기도 했다.^[23]

4. 4. 크기

용골자리 HR의 운동학적 자료를 통해 지구와 이 별 사이 거리는 약 5400파섹이며 절대복사등급은 -9.4로 추정된다. 이 값이 정확하다면, 용골자리 HR은 우리 은하 내에서 발견된 별들 중 매우 밝은 편에 속한다.^[23]

2001년 Machado 연구진은 용골자리 HR의 스펙트럼 분석을 통해 표면 온도를 10,000,000, 반지름을 태양의 약 350배로 계산했다.^[24] 이는 발견된 LBV 중에서는 표면 온도가 상대적으로 낮은 편에 해당한다. 용골자리 HR의 온도는 활동이 잠잠할 때는 약 21,000,000에 달하며 초기 B형 초거성의 특징을 보이지만,^[20] 물질을 분출할 때는 8,000,000 이하로 온도가 내려간다.

LBV로서 용골자리 HR은 수 개월 정도의 주기를 가지고 팽창과 수축을 반복하며, 이때 밝기는 최대 +1.5등급까지 차이가 난다.^[25] 이러한 밝기 변화 때문에 용골자리 HR의 분광형은 연구자마다 다르게 분류되기도 한다. 화이트 연구진은 용골자리 HR에 분광형 B0의 주계열성이 짝별로 존재할 가능성을 제기했다.^[23]

용골자리 HR은 여러 면에서 용골자리 에타와 유사하다. 두 별 모두 광도가 높은 청색 변광성이며, 자신이 방출한 물질에 둘러싸여 있다. 또한, 용골자리 HR 역시 용골자리 에타와 비슷한 간격, 주기, 구성 요소 크기 비율을 가진 쌍성계일 가능성이 높다.^[21] 하지만 전체적으로 용골자리 에타 항성계가 HR 용골자리보다 더 크고 밝다.

별의 진화 모델 연구에서는 태양 질량의 20~25배 정도 되는 별이 마지막 단계에서 LBV 상태를 거쳐 IIb형 초신성으로 폭발할 가능성이 있으며, 용골자리 HR이 이러한 초신성 후보 중 하나로 여겨진다.^[22]

5. 쌍성계

AMBER와 PIONIER 간섭계 관측 결과, 용골자리 HR은 쌍성계인 것으로 확인되었다.^[7] 이 시스템은 주성인 LBV 별과 동반성으로 구성되어 있다.

5. 1. 동반성

AMBER와 PIONIER 간섭계 관측을 통해 용골자리 HR은 쌍성계임이 밝혀졌다. 궤도는 아직 완전히 밝혀지지 않았지만, 가장 가능성이 높은 궤도는 긴반지름 3.3 mas, 이심률 0.4, 공전 주기 12.5년이다. 가능한 궤도는 주기가 몇 년에 불과한 거의 원형 궤도부터 수백 년에 달하는 매우 큰 이심률 궤도까지 다양하며, 두 별이 가장 가까워질 때는 약 2 mas까지 접근한다.^[7]

동반성은 주성인 LBV 별보다 크지만 밝기는 훨씬 덜한 것으로 보인다. 이 동반성은 각지름 0.85±0.20 mas를 가지는 적색 초거성일 가능성이 가장 높다. 이는 반지름 약 500±150 R_☉에 해당하며, 질량은 9–20 M_☉, 온도는 3,600–4,000 K으로 추정된다. 참고로 주성의 지름도 직접 측정되었는데, 0.38±0.08 mas이며, 이는 5.4 kpc 거리에서 약 220±60 R_☉에 해당한다.^[7]

5. 2. 궤도

AMBER와 PIONIER 간섭계 관측을 통해 용골자리 HR은 쌍성계임이 밝혀졌다. 궤도는 아직 완전히 밝혀지지 않았지만, 가장 가능성이 높은 궤도는 긴반지름 3.3 mas, 이심률 0.4, 공전 주기 12.5년을 가진다. 가능한 궤도의 범위는 공전 주기가 몇 년에 불과한 거의 원형 궤도부터 수백 년에 달하는 매우 큰 이심률을 가진 궤도까지 다양하며, 두 별이 가장 가까워지는 거리는 약 2 mas이다.^[7]

동반성은 주성인 LBV 별보다 크지만 밝기는 훨씬 덜 밝은 것으로 보인다. 이 동반성은 각지름이 0.85 ± 0.20 mas인 적색 초거성일 가능성이 가장 높다. 이는 반지름 약 500 ± 150 태양 반지름에 해당하며, 질량은 9–20 태양 질량, 온도는 3,600–4,000 K 정도로 추정된다. 주성의 지름 또한 직접 측정되었는데, 각지름은 0.38 ± 0.08 mas이며, 이는 5.4 kpc 거리에서 220 ± 60 태양 반지름에 해당하는 크기이다.^[7]

6. 항성 주위 물질

용골자리 HR 주위에는 별 자신이 방출한 물질로 이루어진 성운이 존재한다. 그러나 중심 별이 매우 밝기 때문에 일반적인 광학 장비로는 이 성운을 관측하기 어렵다.^[26] 1995년 안토넬라 노타 연구팀의 연구에 따르면, 이 성운의 모습은 용골자리 에타의 성운과 상당히 유사한 특징을 보인다.^[27]^[23]

6. 1. 성운의 특징

용골자리 HR 주위에는 별이 뿜어낸 물질로 이루어진 성운이 존재하지만, 중심 별이 매우 밝아 광학 기구로는 관측하기 어렵다. 1995년 안토넬라 노타 연구진은 이 성운의 모양이 용골자리 에타의 성운과 매우 비슷하다고 밝혔다.

성운은 두 개의 극에서 가스 물질이 관측자 시점에서 남동쪽과 북서쪽 방향으로 각각 뿜어져 나와, 전체적으로 별 주위에 대칭적인 거품 덩어리 형태를 이룬다. 이 물질들은 별로부터 초당 100km라는 빠른 속도로 퍼져나가고 있다. 용골자리 HR은 매년 태양질량의 약 50만 분의 1에 해당하는 질량을 우주 공간으로 방출하는 것으로 추정된다.^[26] 연구진은 운동학적 자료를 통해 이 성운 구조가 형성된 지 약 5천 년 정도 되었다고 확인했다. 성운 물질의 화학적 조성을 분석한 결과, CNO 순환 과정을 통해 생성된 것으로 나타났다. 성운의 밀도는 별에 가까울수록 높아지고 바깥쪽으로 갈수록 낮아지는 경향을 보인다.^[27] 별 근처에는 밀도가 높은 구름으로 이루어진 작은 성운 구조가 바깥쪽 성운과는 별개로 형성되어 있다. 이 중심부 성운의 질량은 태양 질량의 약 0.3배이며, 나머지 바깥쪽 성운의 질량은 태양 질량의 약 0.5배 정도로 추정된다.^[23]

6. 2. 극 방향 분출

용골자리 HR 주위에는 자신이 뿜어낸 물질들이 성운 모양을 이루고 있다. 하지만 중심부의 별이 매우 밝기 때문에 광학 기구를 통해 성운을 관측하기는 어렵다. 1995년 안토넬라 노타 연구진은 용골자리 HR 주위 성운의 모양이 용골자리 에타의 그것과 매우 비슷하다고 밝혔다.

구체적으로, 두 개의 극에서 가스 물질들이 관측자의 시야 기준으로 남동쪽과 북서쪽 방향으로 각각 뿜어져 나온다. 이로 인해 전체적으로 대칭형의 거품 덩어리가 항성 주변에 달려 있는 형상을 하고 있다. 이 물질들은 항성으로부터 초속 100km라는 빠른 속도로 탈출하고 있다. 용골자리 HR은 대략 1년에 태양질량의 50만분의 1 정도 질량을 우주로 분출하는 것으로 추정된다.^[26]

운동학적 자료 분석을 통해 연구진은 이 성운 물질 구조가 형성된 지 약 5천 년밖에 되지 않았음을 확인했다. 화학적 조성을 분석한 결과, 이 물질들은 CNO 순환 과정을 통해 생성된 것으로 밝혀졌다. 성운의 밀도는 항성에 가까워질수록 높아지고, 바깥쪽으로 갈수록 낮아지는 경향을 보인다.^[27] 특히 항성 근처에는 밀도 높은 구름으로 구성된 작은 성운 구조가 바깥쪽 성운과는 별개로 형성되어 있다. 이 중심부 성운의 질량은 태양질량의 약 0.3배이며, 나머지 바깥쪽 성운의 질량은 태양질량의 약 0.5배 정도로 추정된다.^[23]

6. 3. 질량 손실

용골자리 HR 주위에는 자신이 뿜어낸 물질들이 성운 모양을 이루고 있으나, 중심부의 별이 너무 밝기 때문에 이를 광학적 기구를 통해 관측하기는 어렵다. 그러나 1995년 안토넬라 노타 연구진은 용골자리 HR의 주위에 형성되어 있는 성운의 모양은 용골자리 에타의 그것과 매우 비슷하다고 밝혔다.

구체적으로 두 개의 극에서 가스 물질들이 관측자의 시야에서 볼 때 남동쪽과 북서쪽 방향으로 각각 뿜어져 나와, 전체적으로 대칭형의 거품 덩어리가 항성 주변에 달려 있는 형상을 하고 있다. 이 물질들은 항성으로부터 초속 100km라는 빠른 속도로 탈출하고 있다. 대략 용골자리 HR은 1년에 태양질량의 50만분의 1 정도 질량을 우주로 분출하고 있다.^[26] 운동학적 자료들을 통해 연구진은 이 성운 물질 구조가 형성된 지 5천 년밖에 되지 않았음을 확인했다. 화학적 조성을 통해 물질들은 CNO 순환을 통해 생성된 것으로 드러났다. 구름의 밀도는 항성에 가까워질수록 높아지고, 바깥쪽으로 멀어질수록 낮아진다.^[27] 여기서 항성 근처에는 밀도 높은 구름으로 구성된 작은 성운 구조가 바깥쪽과는 별개로 형성되어 있다. 이 중심부 성운의 질량은 태양질량의 0.3배이며 나머지 바깥 성운의 질량은 태양질량의 0.5배 정도이다.^[23]

6. 4. 성운의 기원 및 구성

용골자리 HR 주위에는 별 자신이 뿜어낸 물질들이 성운 모양을 이루고 있다. 하지만 중심부의 별이 매우 밝기 때문에 광학 기구를 통해 성운을 직접 관측하기는 어렵다. 1995년 안토넬라 노타 연구진은 용골자리 HR 주위에 형성된 성운의 모양이 용골자리 에타의 성운과 매우 비슷하다고 밝혔다.

구체적으로, 두 개의 극에서 가스 물질들이 관측자의 시점에서 볼 때 남동쪽과 북서쪽 방향으로 각각 뿜어져 나와, 전체적으로 대칭적인 거품 덩어리가 항성 주변에 매달려 있는 듯한 형상을 하고 있다. 이 물질들은 항성으로부터 초당 100km라는 빠른 속도로 퍼져나가고 있다. 용골자리 HR은 대략 1년에 태양질량의 50만분의 1에 해당하는 질량을 우주 공간으로 분출하는 것으로 추정된다.^[26] 운동학적 자료 분석을 통해 연구진은 이 성운 구조가 형성된 지 약 5천 년밖에 되지 않았음을 확인했다. 성운 물질의 화학적 조성을 분석한 결과, CNO 순환 과정을 통해 생성된 물질들로 이루어져 있음이 밝혀졌다. 성운의 밀도는 항성에 가까워질수록 높아지고, 바깥쪽으로 멀어질수록 낮아지는 경향을 보인다.^[27] 항성 근처에는 밀도가 높은 구름으로 구성된 작은 성운 구조가 바깥쪽 성운과는 별개로 형성되어 있다. 이 중심부 성운의 질량은 태양 질량의 약 0.3배이며, 나머지 바깥쪽 성운의 질량은 태양 질량의 약 0.5배 정도로 추정된다.^[23]

참조

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_[2] 논문 UBV photometry of OB+ stars in the southern Milky Way
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_[4] DR2
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_[7] 논문 The LBV HR Car has a partner: Discovery of a companion with the VLTI
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_[11] 논문 Objects having peculiar spectra https://zenodo.org/r[...]
_[12] 논문 Catalogue and Bibliography of Stars of Classes B and a whose Spectra have Bright Hydrogen Lines
_[13] 논문 A New Variable Star with Be Spectrum
_[14] 논문 Six Peculiar Hα-EMISSION Stars
_[15] 논문 Photometric and Spectroscopic Observations of AG and HR Carinae
_[16] 논문 Note on the Spectrum and Luminosity of AG and HR Carinae
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_[19] 논문 Luminous blue variables at quiescence: The zone of avoidance in the Hertzsprung-Russell diagram
_[20] 논문 High Resolution Coronographic Imaging and Spectropolarimetry of the HR Carinae Nebula
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_[27] 저널인용 The Bipolar HR Carinae Nebula: Dynamics and Chemical Abundances http://www.journals.[...]

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