{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
| 이름 = 피스미스 24-1
| 로마자이름 = Pismis 24-1
| 그림 = EmissionNebula NGC6357.jpg
| 그림설명 = 피스미스 24-1은 사진 중앙에서 위에 있는 별들 중 가장 밝은 것이다.
| 역기점 = J2000
| 별자리 = [[전갈자리]]
| 적경 = '''NE''': {{RA|17|24|43.497}}<ref name=fang>{{저널 인용| last1 = Fang | first1 = M. | last2 = Van Boekel | first2 = R. | last3 = King | first3 = R. R. | last4 = Henning | first4 = T. | last5 = Bouwman | first5 = J. | last6 = Doi | first6 = Y. | last7 = Okamoto | first7 = Y. K. | last8 = Roccatagliata | first8 = V. | last9 = Sicilia-Aguilar | first9 = A. | title = Star formation and disk properties in Pismis 24 | doi = 10.1051/0004-6361/201015914 | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 539 | pages = A119 | year = 2012 | pmid =  | pmc = |arxiv = 1201.0833 |bibcode = 2012A&A...539A.119F }}</ref><br>'''SW''': {{RA|17|24|43.481}}<ref name=fang/>
| 적위 = '''NE''': {{Dec|–34|11|56.86}}<ref name=fang/><br>'''SW''': {{Dec|–34|11|57.21}}<ref name=fang/>
| 겉보기등급 = '''NE''': 11.00<ref name=skiff>{{저널 인용|bibcode= 2014yCat....1.2023S|title= VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2014)|journal= VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014)|volume= 1|author1= Skiff|first1= B. A.|year= 2014}}</ref><br>'''SW''': 11.10<ref name=skiff/>
| 분광형 = '''NE''': O3.5If*<ref name=maiz/><br>'''SW''': O4III(f<sup>+</sup>)<ref name=maiz/>
| 시선속도 = &minus;2.0 km/s<ref>{{저널 인용|bibcode=1972MNRAS.158...85C|title=Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory - VI. Stars in H II regions|url=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1972_158_1/page/85|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=158|pages=85–98|author1=Crampton|first1=D.|year=1972|doi=10.1093/mnras/158.1.85}}</ref>
| 적경고유운동 = &minus;0.1 mas/yr<ref name=tycho2>{{저널 인용|bibcode=2000A&A...355L..27H|title=The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=355|pages=L27|author1=Høg|first1=E.|last2=Fabricius|first2=C.|last3=Makarov|first3=V. V.|last4=Urban|first4=S.|last5=Corbin|first5=T.|last6=Wycoff|first6=G.|last7=Bastian|first7=U.|last8=Schwekendiek|first8=P.|last9=Wicenec|first9=A.|year=2000|doi=10.1888/0333750888/2862}}</ref>
| 적위고유운동 = &minus;1.3 mas/yr<ref name=tycho2/>
| 거리 = 6,500 광년(2,000 파섹)<ref name=lima>{{저널 인용|arxiv=1406.2413|bibcode=2014A&A...568A..16L|title=Probing embedded star clusters in the HII complex NGC 6357 with VVV|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=568|pages=A16|author1=Lima|first1=E. F.|last2=Bica|first2=E.|last3=Bonatto|first3=C.|last4=Saito|first4=R. K.|year=2014|doi=10.1051/0004-6361/201323050}}</ref>
| 절대등급 = '''전체''': &minus;7.50<ref name=maiz>{{저널 인용|arxiv=astro-ph/0612012|bibcode=2007ApJ...660.1480M|title=Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved|journal=The Astrophysical Journal|volume=660|issue=2|pages=1480–1485|author1=Maíz Apellániz|first1=J.|last2=Walborn|first2=Nolan R.|last3=Morrell|first3=N. I.|author-link3=|last4=Niemela|first4=V. S.|last5=Nelan|first5=E. P.|year=2007|doi=10.1086/513098}}</ref><br>'''NE''': &minus;6.41<ref name=barr/><br>'''SW''': &minus;6.28<ref name=barr>{{저널 인용|arxiv=1306.5482|bibcode=2013A&A...557A..13B|title=Eclipsing high-mass binaries. I. Light curves and system parameters for CPD - 51° 8946, PISMIS 24-1, and HD 319702|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=557|pages=A13|author1=Barr Domínguez|first1=A.|last2=Chini|first2=R.|last3=Pozo Nuñez|first3=F.|last4=Haas|first4=M.|last5=Hackstein|first5=M.|last6=Drass|first6=H.|last7=Lemke|first7=R.|last8=Murphy|first8=M.|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321642}}</ref>
| 질량 = '''NE''': 74 {{태양질량|link=on}}<ref name=fang/><br>'''SW''': 66 {{태양질량|link=on}}<ref name=fang/>
| 반지름 = '''NE''': 18 {{태양반경|link=on}}<br>'''SW''': 17 {{태양반경|link=on}}
| 광도 = '''NE''': 776,000 {{태양광도|link=on}}<ref name=fang/><br>'''SW''': 646,000 {{태양광도|link=on}}<ref name=fang/>
| 표면온도 = '''NE''': 42,500/41,500 [[켈빈|K]]<ref name=barr/><br>'''SW''': ~40,000 [[켈빈|K]]<ref name=fang/>
| 소천성표 = CD&minus;34°11671
| 헨리 = '''NE''': HD&nbsp;319718A<br>'''SW''': HD&nbsp;319718B
| 다른 이름 = '''전체''': 2MASS&nbsp;J17244349-3411570, CCDM&nbsp;J17247-3412A<br>'''NE''': [[피스미스 24]]-1NE<br>'''SW''': [[피스미스 24]]-1SW
}}

'''피스미스 24-1'''({{llang|en|Pismis 24-1}}) 또는 '''HD 319718'''은 [[성운]] [[NGC 6357]] 내 [[산개성단]] [[피스미스 24]]에서 가장 밝은 천체로 지구로부터 약 6500 광년 떨어져 있다. 관측사상 가장 질량이 큰 별로 인정된 적도 있었으나 후속연구 결과 최소 항성 세 개로 이루어진 [[다중성계]]로 밝혀졌다. 그럼에도 구성원 각각의 질량은 우리가 알고 있는 항성들 중 광도와 질량 면에서 최상위 그룹에 속한다.

== 발견 ==
피스미스 24-1이 성표에 최초로 등록되었을 때 받은 명칭은 HD 319718이었으며 이후 피스미스 24-1과 좀 더 어두운 피스미스 24-16으로 분리되어 기록되었다. 주변을 두르고 있는 [[HII 영역|H<sub>II</sub> 영역]] [[NGC 6357]]은 눈에 잘 띄나 그 안에 있는 산개성단 피스미스 24는 밝기가 10 등급에 불과하여 [[1959년]]이 되어서야 발견되었다.<ref name=pismis>{{저널 인용|bibcode=1959BOTT....2r..37P|title=New Southern Star Clusters (Spanish Title: Nuevos Cumulos Estelares en regiones del sur)|journal=Boletín de los Observatorios de Tonantzintla y Tacubaya |issue=18|volume=2|pages=37|author1=Pišmiš|first1=P.|year=1959}}</ref>

1973년 피스미스 24를 15개 부분으로 나누었는데 그중 12개가 [[산개성단|성단]]을 구성하는 [[항성]]들로 간주되었다. 이들 중 가장 밝은 항성에 피스미스 24-1 번호를 매겼고 이 천체가 조심스럽게 [[초거성]]일 것으로 결론내렸다.<ref name=moffat>{{저널 인용|bibcode=1973A&AS...10..135M|title=Southern open stars clusters. III. UBV-Hbeta photometry of 28 clusters between galactic longitudes 297d and 353d|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement Series|volume=10|pages=135|author1=Moffat|first1=A. F. J.|last2=Vogt|first2=N.|year=1973}}</ref> 이후 피스미스 24-1은 [[분광쌍성]]인 O3.5형 초거성과, 이로부터 500 천문단위 떨어져 있는 O4형 [[거성]]으로 구성되어 있음이 드러났다.<ref name=maiz/>

== 항성계 ==
피스미스 24-1은 시각적으로 두 구성원으로 분리되어 보이므로 방위에 따라 보통 '''NE'''(북동쪽 방향)와 '''SW'''(남서쪽 방향)로 각각 표기한다. 피스미스 24-1NE는 SW보다 광도가 더 높고 표면온도도 더 뜨거우나 [[분광쌍성]]임이 밝혀졌다.<ref name=barr/> 주어진 계 구성원들의 분광형이 맞다고 가정하면 NE의 구성원 각각의 광도가 보다 차가운 단독 거성 SW보다 낮다는 결론이 나온다. 이런 모순된 결과의 원인은 피스미스 24-1NE의 구성원들이 상호작용하여 분광형에 혼란을 주고 있거나 혹은 SW 역시 [[근접쌍성]]이기 때문일 수 있다.<ref name=maiz/>

피스미스 24-1은 2.4 일 주기로 [[식쌍성]]의 특성을 미약하게 보여준다. NE의 구성원 중 하나가 식 현상을 일으키는 원인으로 추정되나 아직 광도곡선을 구성원별로 분리하지는 못했다. NE의 광도곡선은 대칭형으로 원형에 가깝기 때문에 두 구성원은 질량과 [[유효온도]]가 매우 비슷하다고 추정된다.<ref name=barr/>

《이중성 및 다중성 구성원 목록》에는 피스미스 24-1이 5.5 초각, 16.4 초각 거리에 어두운 동반성 둘을 더 거느리고 있는 것으로 나온다.<ref name=ccdm>{{저널 인용|bibcode=1994CoORB.115....1D|title=Catalogue des composantes d'etoiles doubles et multiples (CCDM) premiere edition - Catalogue of the components of double and multiple stars (CCDM) first edition|journal=Com. de l'Observ. Royal de Belgique|volume=115|pages=1|author1=Dommanget|first1=J.|last2=Nys|first2=O.|year=1994}}</ref> 이는 24-1이 1.5 분각 범위에 별들이 뭉쳐 있는 산개성단의 일원임을 생각하면 그리 놀라운 사실은 아니다.<ref name=lima/>

== 특성 ==
[[파일:Pismis 24.jpg|섬네일|left|upright=1.1|피스미스 24를 포함하고 있는 NGC 6357의 사진.]]
피스미스 24-1NE의 구성원 둘을 분리하여 관측하는 것은 불가능해 보이나 이들이 일으키는 식 현상으로 볼 때 둘의 표면 온도는 42000 켈빈으로 거의 같다. 둘을 합친 광도는 태양의 약 80만 배에 이르므로 구성원 각자의 광도는 태양의 40만 배 아래일 것이다. NE 전체의 분광형은 O3.5 If<sup>*</sup>로 [[주계열]]을 지나 팽창해 있고 [[스펙트럼]]에 높은 수준으로 [[이온화]]된 방출선들이 강하게 나타남을 알 수 있다. 구성원들의 스펙트럼상 특징들을 분리할 수 없는 것으로 보아 둘의 스펙트럼은 유사한 것으로 보인다. NE를 한 덩어리로 볼 경우 태양질량의 74 배가 나오나 구성원 각각의 질량은 이보다 작을 것이다. 피스미스 24-1 근처에서 나오는 강력한 [[엑스선]] 복사는 두 거성에서 나오는 [[항성풍]]이 충돌하여 만들어진 것으로 추정된다.<ref name=barr/>

피스미스 24-1SW는 분광형 O4 III(f<sup>+</sup>)의 거성으로 확실히 단독성이다. 표면온도는 4만 켈빈 근처이며 스펙트럼에 이온화된 [[질소]], [[실리콘]], [[헬륨]]의 [[방출 스펙트럼|방출선]]들이 나타남을 알 수 있다. SW의 광도는 태양의 약 65만 배, 반지름은 태양의 17 배, 질량은 태양의 66 배이다. 스펙트럼상으로는 [[거성]]으로 분류되지만 아주 뜨거운 이 O형 항성들은 아직도 중심핵에서 수소를 태워 역동적인 대류 및 강력한 항성풍을 만들어내고 있다.<ref name=barr/>

천문학자들은 피스미스 24-1을 최초로 모형화했을 때 이 별을 태양 질량의 300 배 이상인 단독성으로 생각했고 이 값은 [[진스 불안정성|이론상 가능한 항성의 최대 질량]]을 넘는 것이었다. 이 값은 24-1이 [[이중성]]으로, 다시 [[삼중성]]으로, 그리고 항성 대기에 대한 최신 모형이 개발되면서 점점 낮아졌다. 가장 최근의 질량 예상값들은 특별한 설명 없이도 [[항성 형성|항성 생성]] 모형의 이론적 예측치 범위 내에 충분히 들어온다.<ref name=maiz/>

== 외부 링크 ==
* {{언어링크|en}} [http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap061219.html Massive Stars in Open Cluster Pismis 24 ], 2006-12-19.

== 각주 ==
{{각주}}

{{Sky|17|24|43.5|-|34|11|57}}

[[분류:전갈자리]]
[[분류:O형 거성]]
[[분류:O형 초거성]]
[[분류:식쌍성]]
[[분류:분광쌍성]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|319718]]