Википедия

Stephenson 2-18

Stephenson 2-18 (также известен как RSGC2-01 и Stephenson 2 DFK 1) — яркий красный сверхгигант или гипергигант, являющийся членом звёздного скопления Stephenson 2 в галактике Млечный Путь. Расстояние до Земли достигает 18 910 световых лет[3].

Stephenson 2-18
Звезда
Яркая звезда в центре
Яркая звезда в центре
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Красный сверхгигант или красный гипергигант[1]
Прямое восхождение 18ч 39м 2,37с[2]
Склонение −6° 05′ 10,54″[2]
Расстояние 18 900 св. лет (5800 пк)[3]
Созвездие Щит
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 89[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −3,045±0,511[2] mas в год
 • склонение −5,950±0,480[2] mas в год
Спектральные характеристики
Спектральный класс M6[5]
Физические характеристики
Радиус 2150[6][a] R⊙
Температура 3200[6] K
Часть от Стивенсон 2
Коды в каталогах
2MASS J18390238-0605106, Cl* Stephenson 2 DFK 1, [DNZ2010] St2-18, MSX6C G026.1044-00.0283, IRAS 18363-0607, DENIS J183902.4-060510 и Gaia DR2 4253084565963481856
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

История

править

Рассеянное скопление Stephenson 2 обнаружил американский астроном Чарльз Брюс Стивенсон в 1990 году в данных глубокого космоса в ближнем инфракрасном диапазоне с целью поиска скоплений красных сверхгигантов[1][7]. Скопление Stephenson 2, также известное как RSGC2, одно из нескольких массивных рассеянных скоплений в созвездии Щита, каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов[8].

При первичном анализе свойств звёзд скопления самая яркая звезда в районе скопления получила идентификатор 1. Однако немногим позже звезда была исключена из скопления Stephenson 2 из-за своего внешнего положения, аномально высокой яркости и нетипичности собственного движения, и была отнесена к категории несвязанных красных сверхгигантов[1].

В более позднем исследовании той же звезде был присвоен номер 18, и она была отнесена к выносной группе звёзд под названием Stephenson 2 SW, которая, как предполагается, находится на таком же расстоянии от ядра скопления. Для звезды часто используется обозначение St2-18 (сокращение от Stephenson 2-18), следуя нумерации Дегучи (2010)[9][10]. Чтобы избежать путаницы при использовании одного и того же номера для разных звёзд и разных номеров для одной и той же звезды, обозначениям из Дэвис (2007)[11] часто присваивается префикс DFK, например, Stephenson 2 DFK 1[11].

В 2012 году Stephenson 2-18, наряду с 56 другими красными сверхгигантами, наблюдалась в рамках исследования мазерного излучения красных сверхгигантов по всей галактике. В ходе исследования были определены свойства этих красных сверхгигантов с помощью Компактного массива Австралийского телескопа (ATCA) и модели DUSTY. Stephenson 2-18 был среди упомянутых красных сверхгигантов[9].

В том же году его наблюдали ещё раз для исследования типов космических мазеров на красных сверхгигантских звёздах в скоплениях. В ходе исследования Stephenson 2-18 была определена как звезда, не связанная со Stephenson 2, на основании различий в радиальной скорости[4]. В 2013 году в ходе исследования красных сверхгигантов скопления Stephenson 2, Stephenson 2-18 (обозначаемая как D1) была замечена и получила спектр, в котором был определён её спектральный тип. В нескольких более поздних исследованиях звезда была описана как «красный сверхгигант очень позднего типа»[12].

Физические характеристики

править

Стадия эволюции

править

St2-18 демонстрирует черты и свойства высокосветящегося красного сверхгиганта со спектральным типом M6, что необычно для сверхгигантской звезды[13]. Это делает её одной из самых экстремальных звёзд в Млечном Пути[13]. Она занимает правый верхний угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела — области, характерной для исключительно крупных и ярких низкотемпературных звёзд.

Stephenson 2-18 обычно классифицируется как красный сверхгигант, отчасти из-за широкого профиля линий[14]. Однако значительный инфракрасный избыток (что говорит о возможном эпизоде экстремальной потери массы) заставил авторов Дэвис, Фигер, Кудрицки, МакКенти и Нахарро (2007) заявить, что звезда может быть красным гипергигантом, как VY Большого Пса. Также утверждается, что Stephenson 2-18 находится на грани выброса своих внешних слоёв и эволюции в яркую голубую переменную (LBV) или звезду Вольфа — Райе (WR)[14].

Светимость

править

Один из расчётов для определения светимости звезды путём подгонки спектрального распределения энергии (SED) с использованием модели DUSTY даёт светимость звезды почти 440 000 L☉[9].

Альтернативный, но более старый расчёт от 2010 года, все ещё предполагающий принадлежность звезды к скоплению Stephenson 2, даёт гораздо более низкую и относительно скромную светимость в 90 000 L☉[10].

Более новый расчёт, основанный на интеграции SED (на основе опубликованных потоков) и предполагающий расстояние до звезды в 5,8 килопарсек, даёт болометрическую светимость в 630 000 L☉[15].

Температура

править

Температура поверхности звезды, равная 3 200 K, была рассчитана в 2012 году путём подгонки спектрального распределения энергии (SED) с использованием модели DUSTY, что делает её намного холоднее самых холодных красных сверхгигантов, предсказанных теорией звездной эволюции (обычно около 3 500 K)[16].

Спектральный тип

править

Исследования 2013 года определили спектральный тип звезды Stephenson 2-18 как M6, что необычно даже для красного сверхгиганта, основываясь на её спектре и некоторых спектральных особенностях. Особенности спектра Stephenson 2-18 включают спектральные линии оксида титана (TiO)[3].

Размер

править
 
Отношении размера звезды к размеру Солнца

Радиус звезды составляет 2150 солнечных радиусов (R☉)[a] (1,501×109 км; 10,04 а. е.) и равен приблизительно 1 497 000 000 километрам, был получен на основе болометрической светимости почти 440 000 L☉ и расчётной эффективной температуры 3 200 K, что значительно больше, чем теоретические модели крупнейших красных сверхгигантов, предсказанных теорией звёздной эволюции (около 1 500 R☉)[17]. Если предположить, что это значение верно, то это сделает звезду самым крупным из известных красных сверхгигантов, таких как Антарес А, Бетельгейзе, VY Большого Пса и UY Щита[17].

Потеря массы

править

По оценкам исследователей, скорость потери массы Stephenson 2-18 составляет примерно 1,35×10−5 солнечных масс (M☉) в год, что является одним из самых высоких показателей для известных сверхгигантских звёзд. Возможно, что Stephenson 2-18 недавно претерпела эпизод экстремальный потери массы, что объясняется её значительным инфракрасным избытком[14].

Вопрос нахождения звезды в скоплении Stephenson 2

править

Некоторое время велись споры о том, действительно ли эта звезда является частью предполагаемого скопления. Споры велись из-за того, что её радиальная скорость ниже других звёзд скопления, но при этом некоторые спектральные показатели указывают на принадлежность звезды к скоплению, некоторые источники утверждают, что звезда может не является гигантом переднего плана[13]; однако более поздние исследования рассматривают звезду маловероятным членом скопления Stephenson 2 из-за её экстремальных и противоречивых свойств[18].

Используя показатели радиальные скорости звезды, определённые по мазерному излучению SiO и ИК-поглощению CO, в ряде исследований мазеров красных сверхгигантов в массивных скоплениях Stephenson 2-18 рассматривалась как красный сверхгигант, не связанный со Stephenson 2 из-за его более низкой радиальной скорости, которая значительно отличается от других звёзд из скопления Stephenson 2[18].

Примечания

править

Комментарии

  1. ↑ 1 2 Использование закона Стефана — Больцмана с эффективной температурой Солнца в 5772 K:  .

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 Davies, B.; Figer, D. F.; Kudritzki, R. P.; MacKenty, J.; Najarro, F.; Herrero, A. (2007). "A Massive Cluster of Red Supergiants at the Base of the Scutum‐Crux Arm". The Astrophysical Journal. 671 (1): 781—801. arXiv:0708.0821. Bibcode:2007ApJ...671..781D. doi:10.1086/522224.
  2. ↑ 1 2 3 4 Brown, A. G. A. et al. Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2018. — August (vol. 616). — P. A1. — doi:10.1051/0004-6361/201833051. — Bibcode: 2018A&A...616A...1G. — arXiv:1804.09365. Gaia DR2 record for this source at VizieR.
  3. ↑ 1 2 3 Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T.; Fowler, J.; Gizis, J.; Howard, E.; Huchra, J.; Jarrett, T.; Kopan, E. L.; Kirkpatrick, J. D.; Light, R. M.; Marsh, K. A.; McCallon, H.; Schneider, S.; Stiening, R.; Sykes, M.; Weinberg, M.; Wheaton, W. A.; Wheelock, S.; Zacarias, N. (2003). "VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)". VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally Published in: 2003yCat.2246....0C. 2246: 0. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  4. ↑ 1 2 Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M. (2012). "SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters". Astronomy & Astrophysics. 541: A36. arXiv:1203.4727. Bibcode:2012A&A...541A..36V. doi:10.1051/0004-6361/201118265. S2CID 55630819.
  5. ↑ Negueruela, I.; González-Fernández, C.; Dorda, R.; Marco, A.; Clark, J. S. (2013). "The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2". Eas Publications Series. 60: 279. arXiv:1303.1837. Bibcode:2013EAS....60..279N. doi:10.1051/eas/1360032. S2CID 119232033.
  6. ↑ 1 2 Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-Ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (2012). "Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters". The Astrophysical Journal. 760 (1): 65. arXiv:1209.6427. Bibcode:2012ApJ...760...65F. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. S2CID 53393926.
  7. ↑ Stephenson, C. B. (1990). "A possible new and very remote galactic cluster". The Astronomical Journal. 99: 1867. Bibcode:1990AJ.....99.1867S. doi:10.1086/115464.
  8. ↑ Negueruela, I.; González-Fernández, C.; Marco, A.; Clark, J. S.; Martínez-Núñez, S. (2010). "Another cluster of red supergiants close to RSGC1". Astronomy and Astrophysics. 513: A74. arXiv:1002.1823. Bibcode:2010A&A...513A..74N. doi:10.1051/0004-6361/200913373.
  9. ↑ 1 2 3 Thomas K. T. Fok, Jun-ichi Nakashima, Bosco H. K. Yung, Chih-Hao Hsia, Shuji Deguchi. Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters // The Astrophysical Journal. — 2012-11-20. — Т. 760, вып. 1. — С. 65. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. Архивировано 29 мая 2022 года.
  10. ↑ 1 2 S. Deguchi, J. Nakashima, Y. Zhang, S. S. N. Chong, K. Koike. SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk // Publications of the Astronomical Society of Japan. — 2010-04-25. — Т. 62, вып. 2. — С. 391–407. — ISSN 2053-051X 0004-6264, 2053-051X. — doi:10.1093/pasj/62.2.391. Архивировано 28 мая 2022 года.
  11. ↑ 1 2 Ignacio Negueruela, Carlos Gonzalez-Fernandez, Amparo Marco, J. Simon Clark, Silvia Martinez-Nunez. Another cluster of red supergiants close to RSGC1 // Astronomy and Astrophysics. — 2010-04. — Т. 513. — С. A74. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/200913373. Архивировано 28 мая 2022 года.
  12. ↑ Ignacio Negueruela. Clusters rich in red supergiants (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union. — 2015-08. — Vol. 11, iss. A29B. — P. 461–463. — ISSN 1743-9221 1743-9213, 1743-9221. — doi:10.1017/S1743921316005858. Архивировано 8 июля 2022 года.
  13. ↑ 1 2 3 Ignacio Negueruela, Carlos González-Fernández, Ricardo Dorda, Amparo Marco, J. Simon Clark. The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2 // EAS Publications Series. — 2013. — Т. 60. — С. 279–285. — ISSN 1638-1963 1633-4760, 1638-1963. — doi:10.1051/eas/1360032. Архивировано 30 июня 2022 года.
  14. ↑ 1 2 3 Ben Davies, Don F. Figer, Rolf-Peter Kudritzki, John MacKenty, Francisco Najarro. A massive cluster of Red Supergiants at the base of the Scutum-Crux arm // The Astrophysical Journal. — 2007-12-10. — Т. 671, вып. 1. — С. 781–801. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/522224. Архивировано 31 мая 2022 года.
  15. ↑ Ignacio Negueruela, Amparo Marco, Carlos González-Fernández, Fran Jiménez-Esteban, J. Simon Clark. Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2 // Astronomy & Astrophysics. — 2012-11. — Т. 547. — С. A15. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/201219540. Архивировано 28 мая 2022 года.
  16. ↑ Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought (англ.) // The Astrophysical Journal. — 2005-08. — Vol. 628, iss. 2. — P. 973–985. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/430901. Архивировано 29 мая 2022 года.
  17. ↑ 1 2 Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought // The Astrophysical Journal. — 2005-08. — Т. 628, вып. 2. — С. 973–985. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/430901. Архивировано 17 августа 2016 года.
  18. ↑ 1 2 Roberta M. Humphreys, Greta Helmel, Terry J. Jones, Michael S. Gordon. Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants // The Astronomical Journal. — 2020-09-02. — Т. 160, вып. 3. — С. 145. — ISSN 1538-3881. — doi:10.3847/1538-3881/abab15. Архивировано 23 мая 2022 года.

Литература

править
Источник — https://ru.wiki.x.io/w/index.php?title=Stephenson_2-18&oldid=141530115