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HD 93250

HD 93250 es una estrella binaria azul caliente muy luminosa en la Nebulosa Carina en la constelación de Carina .

Ubicación

HD 93250 está marcado arriba del centro en este mosaico de la región de la Nebulosa Carina.

HD 93250 es una de las estrellas más brillantes de la región de la Nebulosa Carina . Está a sólo 7,5 minutos de arco del famoso Eta Carinae 2.350 [7] y se considera que HD 93250 es miembro del mismo cúmulo abierto y suelto Trumpler 16 , aunque parece más cercano al más compacto Trumpler 14 . [8]

HD 93250 se encuentra en una región de la Nebulosa Carina con varias estrellas brillantes, por ejemplo HD 93268 y HDE 303311, pero relativamente pocas estrellas débiles. Se ha propuesto que estas estrellas brillantes son el núcleo de un cúmulo separado llamado Collinder 232, pero la falta de concentración de estrellas más débiles en el área hace que sea más probable que Collinder 232 no sea un cúmulo real y que HD 93250 sea solo un cúmulo periférico. miembro de uno de los grupos más obvios. [9]

La membresía de Trumpler 16 limita la distancia y la edad probable de HD 93250. [5]

Espectro

Aunque se sabe que HD 93250 es una estrella binaria, nunca se han observado espectros individuales de los dos componentes, pero se cree que son muy similares. El tipo espectral de HD 93250 se ha indicado de diversas formas como O5, [10] O6/7, [11] O4, [12] y O3. [13] A veces se ha clasificado como estrella de secuencia principal y a veces como estrella gigante . [12] [13] El Estudio espectroscópico Galáctico O-Star la ha utilizado como estrella estándar para el recién creado tipo espectral subgigante O4 . [3]

Binario

HD 93250 es la fuente de rayos X más brillante de la Nebulosa Carina. [7] Durante mucho tiempo se ha sospechado que esto se debe a la colisión de vientos en un par cercano de estrellas luminosas calientes, pero las investigaciones no han logrado mostrar ninguna variación significativa de la velocidad radial que respalde esto. [4] Una órbita calculada sugiere que una pequeña inclinación significa que los cambios de velocidad radial debidos al movimiento orbital serán demasiado pequeños para resolverse dado el tipo de espectro de las dos estrellas. [6]

En 2010, la interferometría AMBER resolvió HD 93250 en dos estrellas separadas. No se pudieron detectar movimientos relativos ni variaciones de velocidad radial, por lo que la órbita y las propiedades de las dos estrellas aún son inciertas. La separación proyectada de las estrellas es de 1,5 mas , aproximadamente 3,5 unidades astronómicas . Las dos estrellas no muestran ninguna diferencia de color mensurable y es probable que ambas sean estrellas O calientes con masas dentro del 10% entre sí. [7]

Propiedades

Las propiedades físicas de HD 93250 sólo se han calculado asumiendo que se trata de una sola estrella. La temperatura ronda los 50.000 K y su luminosidad alrededor de 1.000.000  L ☉ Los cálculos de masa han mostrado discrepancias entre los modelos espectroscópicos y los modelos evolutivos, que pueden resolverse mediante el análisis de dos estrellas separadas en el sistema. [14]

Ver también

Referencias

  1. ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Código Bib : 2023A y A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID  244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  2. ^ abc Antokhin, II; Rauw, G.; Vreux, J.-M.; Van Der Hucht, KA; Marrón, JC (2008). "Estudio de rayos X XMM-Newton de estrellas de tipo temprano en la asociación Carina OB1". Astronomía y Astrofísica . 477 (2): 593. arXiv : 0711.3612 . Código Bib : 2008A y A...477..593A. doi :10.1051/0004-6361:20065711. S2CID  82888037.
  3. ^ ab Maíz Apellániz, J.; Sota, A.; Arias, JI; Barba, RH; Walborn, NR; Simón-Díaz, S.; Negueruela, I.; Marco, A.; León, JRS; Herrero, A.; Gamen, RC; Alfaro, EJ (2016). "El estudio espectroscópico galáctico O-Star (GOSSS). III. 142 sistemas adicionales de tipo O". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 224 (1): 4. arXiv : 1602.01336 . Código Bib : 2016ApJS..224....4M. doi : 10.3847/0067-0049/224/1/4 . S2CID  55658165.
  4. ^ ab Rauw, G.; Naze, Y.; Fernández Lajús, E.; Lanotte, AA; Solivella, GR; Saná, H.; Gosset, E. (2009). "Espectroscopia óptica de objetivos X-Mega en la nebulosa Carina - VII. Sobre la multiplicidad de Tr16-112, HD93343 y HD93250". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 398 (3): 1582-1592. arXiv : 0906.2681 . Código bibliográfico : 2009MNRAS.398.1582R. doi :10.1111/j.1365-2966.2009.15226.x. S2CID  13890955.
  5. ^ abc Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. (2004). "Parámetros estelares y de viento de las estrellas O galácticas. La influencia del bloqueo / cobertura de líneas". Astronomía y Astrofísica . 415 : 349. Código Bib : 2004A y A...415..349R. doi : 10.1051/0004-6361:20034594 .
  6. ^ a b C Le Bouquin, J. -B; Saná, H.; Gosset, E.; De Becker, M.; Duvert, G.; Absil, O.; Antonioz, F.; Berger, J.-P.; Ertel, S.; Grellmann, R.; Guieu, S.; Kervella, P.; Rabus, M.; Willson, M. (2017). "Órbitas astrométricas resueltas de diez binarios de tipo O". Astronomía y Astrofísica . 601 : A34. arXiv : 1608.03525 . Código Bib : 2017A&A...601A..34L. doi :10.1051/0004-6361/201629260. S2CID  53686222.
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  8. ^ Smith, Nathan (2006). "Un censo de la Nebulosa Carina - I. Aporte de energía acumulada de estrellas masivas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 367 (2): 763–772. arXiv : astro-ph/0601060 . Código bibliográfico : 2006MNRAS.367..763S. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x. S2CID  14060690.
  9. ^ Tapia, Mauricio; Roth, Miguel; Vázquez, Rubén A.; Feinstein, Alejandro (2003). "Estudio de imágenes de NGC 3372, la nebulosa Carina - I. Fotometría UBVRIJHK de Tr 14, Tr 15, Tr 16 y Car I". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 339 (1): 44–62. Código Bib : 2003MNRAS.339...44T. doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06186.x . hdl : 11336/36798 .
  10. ^ Thackeray, ANUNCIO; Tritton, SB; Walker, EN (1973). "Velocidades radiales de las estrellas B del sur determinadas en el Observatorio Radcliffe — VII". Memorias de la Real Sociedad Astronómica . 77 : 199. Código Bib : 1973MmRAS..77..199T.
  11. ^ Houk, N.; Cowley, AP (1975). Catálogo de la Universidad de Michigan de tipos espectrales bidimensionales para las estrellas HD. Volumen I. Declinaciones -90° a -53,0° . Código bibliográfico : 1975mcts.book.....H.
  12. ^ ab Walborn, Nolan R.; Sota, Alfredo; Maíz Apellániz, Jesús; Alfaro, Emilio J.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Arias, Julia I.; Gamen, Roberto C. (2010). "Primeros resultados del estudio espectroscópico galáctico O-Star: líneas de emisión C III en espectros". Las cartas del diario astrofísico . 711 (2): L143. arXiv : 1002.3293 . Código Bib : 2010ApJ...711L.143W. doi :10.1088/2041-8205/711/2/L143. S2CID  119122481.
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  14. ^ Weidner, C.; Vink, JS (2010). "Las masas y la discrepancia de masas de las estrellas de tipo O". Astronomía y Astrofísica . 524 : A98. arXiv : 1010.2204 . Código Bib : 2010A y A...524A..98W. doi :10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.