HD 93250
HD 93250 es una estrella binaria azul caliente muy luminosa en la Nebulosa Carina en la constelación de Carina .
HD 93250 es una de las estrellas más brillantes de la región de la Nebulosa Carina . Está a solo 7.5 minutos de arco de la famosa Eta Carinae [5] y HD 93250 se considera un miembro del mismo cúmulo abierto suelto Trumpler 16 , aunque parece más cercano al Trumpler 14 más compacto . [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 HD 93250 sea solo un cúmulo periférico. miembro de uno de los grupos más obvios. [9]
Aunque se sabe que HD 93250 es una estrella binaria, nunca se han observado los espectros individuales de los dos componentes, aunque se cree que son muy similares. El tipo espectral de HD 93250 se ha dado de diversas formas como O5, [10] O6 / 7, [11] O4, [12] y O3. [13] A veces se la ha clasificado como una estrella de secuencia principal ya veces como una estrella gigante . [12] [13] El Estudio Espectroscópico Galáctico O-Star la ha utilizado como la estrella estándar para el tipo espectral subgigante O4 recién creado . [3]
HD 93250 es la fuente de rayos X más brillante de la Nebulosa Carina. [5] Se ha sospechado durante mucho tiempo que esto se debe a la colisión de los vientos en un par cercano de estrellas luminosas calientes, pero las investigaciones no han podido mostrar variaciones significativas de velocidad radial que lo respalden. [4]
En 2010, la interferometría AMBER resolvió HD 93250 en dos estrellas separadas. No se pudo detectar ningún movimiento relativo o 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 una diferencia de color medible y es probable que ambas sean estrellas O calientes con masas dentro del 10% entre sí. [5]
