WR 25

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WR 25
허블 우주 망원경이 촬영한 WR 25 인근 광학·IR 사진. WR 25는 사진 아래쪽 중앙 제일 밝은 별이다.
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]
성질
광도 6,300,000 L[3]/?
나이 200만 년
분광형 O2.5If*/WN6[4]
추가 사항
질량 110 M[3]/?
표면온도 50,100 켈빈[3]/?
항성 목록

겉보기등급순 · 절대등급순
거리순 · 질량순 · 반지름순

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.[5]

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.[6] 두 별은 타원 궤도를 그리면서 질량중심을 돌고 있으며 공전주기는 약 208일이다.[7]

아주 밝은 별임에도 이 별과 지구 사이에 성간구름이 있어 별에서 나오는 빛을 가리므로 맨눈으로는 볼 수 없으며, 엑스선이나 적외선으로 관측해야 보인다.[6][8]

이 별 주위에는 긴 호 및 끈 형태의 천체구조가 있으며 이들은 항성으로부터 멀어지고 있다.

참고문헌[편집]

  1. 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. 
  2. 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. 
  3. Hamann, W. -R.; Gräfener, G.; Liermann, A. (2006). “The Galactic WN stars”. 《Astronomy and Astrophysics》 457 (3): 1015. Bibcode:2006A&A...457.1015H. arXiv:astro-ph/0608078. doi:10.1051/0004-6361:20065052. 
  4. 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. 
  5. 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. 
  6. 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. 
  7. 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. 
  8. 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.