WR 25
| WR 25 | ||
.jpg) 허블 우주 망원경이 촬영한 WR 25 인근 광학·IR 사진. WR 25는 사진 아래쪽 중앙 제일 밝은 별이다. | ||
| 명칭 | ||
|---|---|---|
| 다른 이름 | HD 93162, 2MASS J10441038-5943111,WR 25, ALS 1833, XMMU J104410.3-594311, CD-59 3282, PPM 339385, SAO 238408, [ESK2003] 28, Trumpler 16 177, GSC 08626-01989, UBV 9882, IRS 61CPD-59 2561, Hen 3-478, UBV M 40364 | |
| 관측 정보 (역기점 J2000) | ||
| 별자리 | 용골자리 | |
| 적경(α) | 10h 44m 10.337s[1] | |
| 적위(δ) | -59° 43′ 11.41″[1] | |
| 겉보기등급(m) | 8.80[2] | |
| 절대등급(M) | -12.25[3] | |
| 위치천문학 | ||
| 거리 | 10,500 광년(3,230 파섹)[4] | |
| 성질 | ||
| 광도 | 6,300,000 L☉[3]/? | |
| 나이 | 200만 년 | |
| 분광형 | O2.5If*/WN6[5] | |
| 추가 사항 | ||
| 질량 | 110 M☉[3]/? | |
| 표면온도 | 50,100 켈빈[3]/? | |
| 항성 목록 | ||
WR 25(HD 93162)는 격렬하게 항성이 태어나는 용골자리 성운 내에 있는 볼프-레이에별이자 쌍성계이다. 트럼플러 16 성단 안에 있으며 지구로부터 약 10,500 광년 떨어져 있다.
상세[편집]
쌍성계 중 주인별은 근처 이웃별인 용골자리 에타보다 훨씬 더 밝은데 이것이 짝별의 도움 없이 혼자만의 밝기인지는 확실하지 않다. 구체적 밝기는 태양의 630만 배이며 트럼플러 16 성단의 남쪽 끝부분을 밝히고 있다. 상기 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.[6]
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.[7] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전주기는 약 208일이다.[4]
아주 밝은 별임에도 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없으며, 엑스선이나 적외선으로 관측해야 보인다.[7][8]
이 별 주위에는 긴 호 및 끈 형태의 천체구조가 있으며 이들은 항성으로부터 멀어지고 있다.
참고 문헌[편집]
- ↑ 가 나 Roeser, S.; Bastian, U. (1988). “A new star catalogue of SAO type”. 《Astronomy and Astrophysics Supplement Series (ISSN 0365-0138)》 74: 449. Bibcode:1988A&AS...74..449R.
- ↑ Ducati, J. R. (2002). “VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system”. 《CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues》 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ↑ 가 나 다 라 Hamann, W. -R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). “The Galactic WN stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 457 (3): 1015. arXiv:astro-ph/0608078. Bibcode:2006A&A...457.1015H. doi:10.1051/0004-6361:20065052.
- ↑ 가 나 Gamen, R.; Gosset, E.; Morrell, N.; Niemela, V.; Sana, H.; Nazé, Y.; Rauw, G.; Barbá, R.; Solivella, G. (2006). “The first orbital solution for the massive colliding-wind binary HD 93162 (≡WR 25)”. 《Astronomy and Astrophysics》 460 (3): 777. doi:10.1051/0004-6361:20065618.
- ↑ Roman-Lopes, A.; Barba, R. H.; Morrell, N. I. (2011). “Two O2 If*/WN6 stars possibly ejected from the massive young Galactic cluster Westerlund 2”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 416: 501. Bibcode:2011MNRAS.416..501R. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19062.x.
- ↑ Crowther, P. A.; Dessart, L. (1998). “Quantitative spectroscopy of Wolf--Rayet stars in HD 97950 and R136a -- the cores of giant H II regions”. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 296 (3): 622. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01400.x.
- ↑ 가 나 Pandey, J. C.; Pandey, S. B.; Karmakar, S. (2014). “Phase-Resolvedxmm-Newtonandswiftobservations of Wr 25”. 《The Astrophysical Journal》 788: 84. doi:10.1088/0004-637X/788/1/84.
- ↑ Sanchawala, K.; Chen, W. P.; Lee, H. T.; Chu, Y. H.; Nakajima, Y.; Tamura, M.; Baba, D.; Sato, S. (2007). “An X‐Ray and Near‐Infrared Study of Young Stars in the Carina Nebula”. 《The Astrophysical Journal》 656: 462. doi:10.1086/510184.