{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
| 이름 = HD 93250
| 그림 = NGC 3372d.jpg
| 그림설명 = [[용골자리 성운]]. HD 93250은 사진 중앙부에서 약간 위쪽에 있다.
| 역기점 = J2000
| 적경 = {{RA|10|44|45.026}}<ref name=hipparcos>{{저널 인용| first=F. | last=van Leeuwen | title=Validation of the New Hipparcos Reduction | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=474 | issue=2 | pages=653–64 | date=2007 | bibcode=2007A&A...474..653V | doi=10.1051/0004-6361:20078357 | arxiv=0708.1752}}</ref>
| 적위 = {{Dec|-59|33|54.68}}<ref name=hipparcos/>
| 겉보기등급 = 7.41<ref name=antokhin>{{저널 인용|bibcode= 2008A&A...477..593A|title= XMM-Newton X-ray study of early type stars in the Carina OB1 association|journal= Astronomy and Astrophysics|volume= 477|issue= 2|pages= 593|last1= Antokhin|first1= I. I.|last2= Rauw|first2= G.|last3= Vreux|first3= J.-M.|last4= Van Der Hucht|first4= K. A.|last5= Brown|first5= J. C.|year= 2008|doi= 10.1051/0004-6361:20065711|arxiv = 0711.3612 }}</ref>
| 별자리 = [[용골자리]]
| 분광형 = O4 IV(fc)<ref name=gosss>{{저널 인용|bibcode=2016ApJS..224....4M|arxiv=1602.01336|title=The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=224|issue=1|pages=4|last1=Maíz Apellániz|first1=J.|last2=Sota|first2=A.|last3=Arias|first3=J. I.|last4=Barbá|first4=R. H.|last5=Walborn|first5=N. R.|last6=Simón-Díaz|first6=S.|last7=Negueruela|first7=I.|last8=Marco|first8=A.|last9=Leão|first9=J. R. S.|last10=Herrero|first10=A.|last11=Gamen|first11=R. C.|last12=Alfaro|first12=E. J.|year=2016|doi=10.3847/0067-0049/224/1/4}}</ref>
| BV = +0.17<ref name=antokhin/>
| UB = &minus;0.85<ref name=antokhin/>
| 시선속도 = 11.6 km/s<ref name=rauw>{{저널 인용|bibcode=2009MNRAS.398.1582R|arxiv=0906.2681|title=Optical spectroscopy of X-Mega targets in the Carina nebula - VII. On the multiplicity of Tr16-112, HD93343 and HD93250|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=398|issue=3|pages=1582|last1=Rauw|first1=G.|last2=Nazé|first2=Y.|last3=Fernández Lajús|first3=E.|last4=Lanotte|first4=A. A.|last5=Solivella|first5=G. R.|last6=Sana|first6=H.|last7=Gosset|first7=E.|year=2009|doi=10.1111/j.1365-2966.2009.15226.x}}</ref>
| 적경고유운동 = &minus;7.27 mas/yr<ref name=hipparcos/>
| 적위고유운동 = +2.45 mas/yr<ref name=hipparcos/>
| 연주시차 = 0.53 ± 0.42 mas<ref name=hipparcos/>
| 거리 = 7,665 광년(2,350 파섹)<ref name=sana2011>{{저널 인용|bibcode=2011ApJ...740L..43S|arxiv=1110.0831|title=The Non-thermal Radio Emitter HD 93250 Resolved by Long Baseline Interferometry|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=740|issue=2|pages=L43|last1=Sana|first1=H.|last2=Le Bouquin|first2=J.-B.|last3=De Becker|first3=M.|last4=Berger|first4=J.-P.|last5=De Koter|first5=A.|last6=Mérand|first6=A.|year=2011|doi=10.1088/2041-8205/740/2/L43}}</ref>
| 절대등급 = &minus;6.14<ref name=repolust>{{저널 인용|bibcode=2004A&A...415..349R|title=Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=415|pages=349|last1=Repolust|first1=T.|last2=Puls|first2=J.|last3=Herrero|first3=A.|year=2004|doi=10.1051/0004-6361:20034594}}</ref>
| 질량 = 83.3<ref name=repolust/> (65<ref name=weidner>{{저널 인용|bibcode=2010A&A...524A..98W|arxiv=1010.2204|title=The masses, and the mass discrepancy of O-type stars|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=524|pages=A98|last1=Weidner|first1=C.|last2=Vink|first2=J. S.|year=2010|doi=10.1051/0004-6361/201014491}}</ref>) {{태양질량|link=on}}
| 반지름 = 15.9 {{태양반경|link=on}}<ref name=repolust/>
| 광도 = 1,000,000 {{태양광도|link=on}}<ref name=repolust/>
| 표면온도 = 46,000 [[켈빈|K]]<ref name=repolust/>
| 표면 중력 = 3.96 cgs<ref name=repolust/>
| 자전 속도=130 km/s<ref name=repolust/>
| 나이 = 130만 년<ref name=repolust/>
| 히파르코스 = HIP&nbsp;52558
| 소천성표 = CD-58°3537, CPD&minus;58°2661
| 스미소니언 = SAO&nbsp;238423
| 다른 이름 = 1E&nbsp;104248-5918.0, XMMU&nbsp;J104444.8-593354, ALS 1859, 2E&nbsp;2317, GC&nbsp;14791, CGO&nbsp;246, GCRV&nbsp;25947, PPM&nbsp;339400, Trumpler 16&nbsp;180, Trumpler 14&nbsp;101, TYC&nbsp;8626-2075-1, CPC&nbsp;20°3140, GOS&nbsp;G287.51-00.54 01, GSC&nbsp;08626-02075<ref>{{웹 인용 |제목 = Basic data: HD 93250 -- Star | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+93250&submit=SIMBAD+search |웹사이트=SIMBAD |확인날짜=2020-03-15}}</ref>
}}

'''HD 93250'''은 [[광도 (천문학)|광도]]가 매우 높고 뜨거운 [[쌍성]]으로 [[용골자리]]의 [[용골자리 성운]] 내에 있다.

==위치==
[[파일:Carina Nebula by ESO.jpg|섬네일|left|HD 93250이 속해 있는 용골자리 성운.]]
HD 93250은 [[용골자리 성운]] 영역 내에서 매우 밝은 별들 중 하나로 [[용골자리 에타]]로부터 7.5 [[분 (각도)|분각]]밖에 떨어져 있지 않다.<ref name=sana2011/> HD 93250은 성긴 [[산개성단]] [[트럼플러 16]]의 구성원으로 간주되나, 더 작은 성단 [[트럼플러 14]]에 보다 가까이 있는 것으로 보인다.<ref name=smith>{{저널 인용|bibcode=2006MNRAS.367..763S|title=A census of the Carina Nebula - I. Cumulative energy input from massive stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=367|issue=2|pages=763–772|last1=Smith|first1=Nathan|year=2006|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x|arxiv = astro-ph/0601060 }}</ref>

HD 93250은 HD 93268, HDE 303311 등 좀 더 어두운 별 일곱 개와 같은 영역에 있다. 이 밝은 별들이 별개의 성단인 콜린더 232의 중심부 항성들이라는 주장도 제기되어 왔으나 해당 영역에 이들보다 더 어두운 별들이 밀집되어 있지 않기 때문에 콜린더 232는 실존하는 성단이 아니며 HD 93250은 기존 성단의 외곽에 위치하는 항성일 가능성이 더 높아 보인다.<ref name=mauricio>{{저널 인용|bibcode=2003MNRAS.339...44T|title=Imaging study of NGC 3372, the Carina nebula - I. UBVRIJHK photometry of Tr 14, Tr 15, Tr 16 and Car I|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=339|issue=1|pages=44–62|last1=Tapia|first1=Mauricio|last2=Roth|first2=Miguel|last3=Vázquez|first3=Rubén A.|last4=Feinstein|first4=Alejandro|year=2003|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06186.x}}</ref>

트럼플러 16의 구성원이라는 점에서 HD 93250의 나이와 지구로부터 이 별까지의 거릿값은 일정범위 내로 제약을 받는다.<ref name=repolust/>

==스펙트럼==
HD 93250은 [[쌍성]]으로 알려져 있지만 구성원 둘의 개별적 [[스펙트럼]]은 분리되어 관측된 바 없다.(다만 둘의 스펙트럼은 서로 매우 비슷할 것으로 보인다.) HD 93250의 분광형은 O5,<ref name=thackeray>{{저널 인용|bibcode=1973MmRAS..77..199T|title=Radial velocities of southern B stars determined at the Radcliffe Observatory—VII|journal=Memoirs of the Royal Astronomical Society|volume=77|pages=199|last1=Thackeray|first1=A. D.|last2=Tritton|first2=S. B.|last3=Walker|first3=E. N.|year=1973}}</ref> O6/7,<ref name=houk>{{저널 인용|bibcode=1975mcts.book.....H|title=University of Michigan Catalogue of two-dimensional spectral types for the HD stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0|journal=University of Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD Stars. Volume I. Declinations -90_ to -53_ƒ0|last1=Houk|first1=N.|last2=Cowley|first2=A. P.|year=1975}}</ref> O4,<ref name=walborn>{{저널 인용|bibcode=2010ApJ...711L.143W|title=Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=711|issue=2|pages=L143|last1=Walborn|first1=Nolan R.|last2=Sota|first2=Alfredo|last3=Maíz Apellániz|first3=Jesús|last4=Alfaro|first4=Emilio J.|last5=Morrell|first5=Nidia I.|last6=Barbá|first6=Rodolfo H.|last7=Arias|first7=Julia I.|last8=Gamen|first8=Roberto C.|year=2010|doi=10.1088/2041-8205/711/2/L143|arxiv = 1002.3293 }}</ref> O3<ref name="williams">{{저널 인용|title=Radial Velocities of Galactic O-type Stars. I. Short-term Constant Velocity Stars|journal=The Astronomical Journal|last1=Williams|first1=S. J.|last2=Gies|first2=D. R.|year=2011|volume=142|issue=5|pages=146|bibcode=2011AJ....142..146W|doi=10.1088/0004-6256/142/5/146|last3=Hillwig|first3=T. C.|last4=McSwain|first4=M. V.|last5=Huang|first5=W.}}</ref> 등 다양하게 제시되어 왔으며 [[광도분류]]상으로도 [[주계열]] 혹은 [[거성]]으로 분류되기도 한다.<ref name=walborn/><ref name=williams/> 은하계 O형 항성 분광계 조사(Galactic O-Star Spectroscopic Survey)는 이 별을 새로 도입한 'O4형 [[준거성]]'의 표준별로 사용하고 있다.<ref name=gosss/>

==쌍성계==
HD 93250은 용골자리 성운에서 가장 밝은 [[엑스선|엑스선원]]이다.<ref name=sana2011/> 서로 가까이 있는, 뜨겁고 광도 높은 쌍성계 구성원들이 뿜는 [[항성풍]]이 서로 충돌하여 이 엑스선이 발생하는 것이라는 학설이 오래 전부터 제기되어 왔으나 이 가설을 입증할 분명한 시선속도 변화를 아직 잡아내지 못했다.<ref name=rauw/>

2010년 [[VLT (망원경)|VLT]]의 AMBER 간섭계는 HD 93250의 구성원들을 둘로 구별하여 관측하는 데 성공했다. 상대운동 혹은 시선속도상의 변화가 관측되지 않아 두 항성의 궤도 및 특성은 아직 불확실하다. 두 별 사이 거리는 1.5 밀리초각으로 대략 3.5 [[천문단위]]에 해당된다. 구성원 둘은 측정 가능한 색채상 차이가 나타나지 않기 때문에 둘 다 뜨거운 O형 항성에 상대별과의 질량차는 자기 질량의 10%를 넘지 않을 것 같다.<ref name=sana2011/>

==특성==
지금까지 HD 93250의 물리적 특성은 이 별이 단독성이라는 가정하에서만 계산된 값들로 표면 온도는 50,000 켈빈, 광도는 태양의 100만 배 정도이다. HD 93250의 질량을 계산한 결과 분광 조사 모형과 [[항성진화]] 모형 사이에 불일치가 발생했는데 이 불일치는 쌍성계의 구성원 둘을 분석하여 해결할 수 있을 것이다.<ref name=weidner/>

== 같이 보기 ==
* [[질량이 큰 항성 목록]]
== 각주 ==
{{각주}}

{{Sky|10|44|45.026|-|59|33|54.68}}
[[분류:O형 준거성]]
[[분류:용골자리]]
[[분류:용골자리 성운]]
[[분류:분광쌍성]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|093250]]
[[분류:히파르코스 천체|052558]]