Stephenson 2-18
 Stephenson 2-18 | |
|---|---|
 | |
| Tipus | supergegant vermella i Estel hipergegant  |
| Tipus espectral (estel) | M6[1] |
| Constel·lació | Escut |
| Època | J2000.0 |
| Característiques físiques i astromètriques | |
| Distància de la Terra | 5,8 kpc [2] |
| Magnitud aparent (V) | 7,15 (banda J)[3] 4,698 (banda H)[3] 2,9 (banda K)[3] 15,2631 (banda G)[4] |
| Moviment propi (declinació) | −5,95 mas/a [4] |
| Moviment propi (ascensió recta) | −3,045 mas/a [4] |
| Velocitat radial | 89 km/s[5] |
| Ascensió recta (α) | 18h 39m 2.3709s[4] |
| Declinació (δ) | -7° 54' 49.4642''[4] |
| Part de | Stephenson 2 (en)  |
| Catàlegs astronòmics | |
2MASS J18390238-0605106 (2MASS) Cl* Stephenson 2 DFK 1 [DNZ2010] St2-18 MSX6C G026.1044-00.0283 (MSX6C Infrared Point Source Catalog. The Midcourse Space Experiment Point Source Catalog Version 2.3 (October 2003) (en) )IRAS 18363-0607 (IRAS) DENIS J183902.4-060510 (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky) Gaia DR2 4253084565963481856 (Gaia Data Release 2)
| |
Stephenson 2-18 (St2-18), també coneguda com Stephenson 2 DFK 1 o RSGC2-18, és un estrella supergegant vermella situada a la constel·lació de l'Escut, Scutum. S'hi troba prop del cúmul obert Stephenson 2, a uns 6.000 parsecs (20.000 anys llum) de la Terra, i se suposa que pertany a un grup d'estels a una distància similar. S'hi troba entre les estreles més grans conegudes i és una de les supergegants vermelles més lluminosa, amb un radi estimat al voltant de 2.150 vegades radis solars), que correspon a un volum al voltant de 10.000 milions de vegades major que el Sol. Si es col·locara al centre del sistema solar, la seva fotosfera arribaria fins l'òrbita de Saturn.
Historial d'observació
[modifica]
El cúmul obert Stephenson 2 va ser descobert per l'astrònom nord-americà Charles Bruce Stephenson el 1990 amb les dades obtingudes per un estudi d'infraroig profund.[6][7] El cúmul també es coneix com RSGC2, un de diversos cúmuls oberts massius a l'Scutum, cadascun dels quals conté múltiples supergegants vermelles.[8]
L'estel més brillant a la regió del cúmul va rebre l'identificador 1 en la primera anàlisi de les propietats dels membres del cúmul. No obstant això, no es va considerar membre d'Stephenson 2 a causa de la seva posició perifèrica, lluentor anormalment alta i moviment propi lleugerament atípic.[6] En un estudi posterior, al mateix estel se li va designar el número 18 i se li va assignar a un grup perifèric d'estels anomenat Stephenson 2 SW, que se suposava que estava a una distància similar del cúmul central. La designació St2-18 (abreviatura de Stephenson 2-18) s'usa sovint per a l'estel, seguint la numeració de Deguchi (2010).[9] Per reduir la confusió d'usar el mateix nombre per a diferents estels i diferents nombres per al mateix estel, les designacions de Davis (2007) sovint reben un prefix de DFK o D,[3] per exemple Stephenson 2 DFK 1.[10]
Propietats físiques
[modifica]St 2-18 mostra els trets i propietats d'una supergegant vermella extrema d'alta lluminositat, amb un tipus espectral tardà de M6, que és inusual per a una estrela supergegant. Això la col·loca en la cantonada superior dreta del diagrama de Hertzsprung-Russell.[8] St 2-18 està prop del límit de la lluminositat que es pot obtenir d'una supergegant vermella.[11][12]
Un càlcul per trobar la lluminositat bolomètrica ajustant la distribució espectral d'energia (SED per les seves sigles en anglès) li dona a l'estel una lluminositat de gairebé 440.000 voltes la del Sol, amb una temperatura efectiva de 3.200 K, que correspon a un radi molt gran de 2.150 radis solars (1.50×10⁹ km; 10.0 ua; 930.000.000 milles), que seria considerablement més gran i més lluminosa que els models teòrics de les supergegants vermelles més grans i lluminoses possibles (aproximadament 1,500 radis solars i 320.000 voltes la lluminositat solar respectivament).[13][9] Un càlcul alternatiu però més antic de 2010, encara assumint la pertinença al clúster Stephenson 2 en 5.5 kpc però basat en fluxes de 12 i 25 µm, dona una lluminositat molt més baixa i relativament modesta de 90.000 voltes la lluminositat solar.[11] Un càlcul més recent, basat en la integració de SED i assumint una distància de 5.8 kpc, dona una lluminositat bolomètrica de 630.000 voltes la lluminositat solar encara que els autors dubten que l'estel siga realment un membre del cúmul i es trobe a aquesta distància.[14]
Referències
[modifica]- ↑ «The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2». EAS Publications Series, 5-2013, pàg. 279-285. DOI: 10.1051/EAS/1360032.
- ↑ Roberta Humphreys «Exploring the Mass-loss Histories of the Red Supergiants». Astronomical Journal, 3, 9-2020, pàg. 145-164. DOI: 10.3847/1538-3881/ABAB15.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Afirmat a: VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003). Autor: Schuyler D. Van Dyk. Pàgina: -1. Llengua del terme, de l'obra o del nom: rus. Data de publicació: juny 2003.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Afirmat a: Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ Karl Martin Menten «SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy. I. Targets in massive star clusters» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 24-04-2012, pàg. 36–36. DOI: 10.1051/0004-6361/201118265.
- ↑ 6,0 6,1 Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M. «SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy . I. Targets in massive star clusters». Astronomy & Astrophysics, 541, 2012, pàg. A36. arXiv: 1203.4727. Bibcode: 2012A&A...541A..36V. DOI: 10.1051/0004-6361/201118265.
- ↑ Deguchi, Shuji; Nakashima, Jun-ichi; Zhang, Yong; Chong, Selina S. N.; Koike, Kazutaka «SiO and H 2 O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk» (en anglès). Publications of the Astronomical Society of Japan, 62, 2, 25-04-2010, pàg. 391–407. DOI: 10.1093/pasj/62.2.391. ISSN: 0004-6264 [Consulta: 27 setembre 2020].
- ↑ 8,0 8,1 van Marle, A. J.; Owocki, S. P.; Shaviv, N. J. «Continuum‐Driven Winds from Super‐Eddington Stars: A Tale of Two Limits». First Stars III [Santa Fe (New Mexico)], 990, 2008, pàg. 250–253. arXiv: 0708.4207. Bibcode: 2008AIPC..990..250V. DOI: 10.1063/1.2905555.
- ↑ 9,0 9,1 Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought» (en anglès). The Astrophysical Journal, 628, 2, 8-2005, pàg. 973–985. DOI: 10.1086/430901. ISSN: 0004-637X [Consulta: 27 setembre 2020].
- ↑ Humphreys, Roberta M.; Helmel, Greta; Jones, Terry J.; Gordon, Michael S. «Exploring the Mass-loss Histories of the Red Supergiants». The Astronomical Journal, 160, 3, 02-09-2020, pàg. 145. DOI: 10.3847/1538-3881/abab15. ISSN: 1538-3881 [Consulta: 27 setembre 2020].
- ↑ 11,0 11,1 Davies, B.; Figer, D. F.; Kudritzki, R. P.; MacKenty, J.; Najarro, F. «A Massive Cluster of Red Supergiants at the Base of the Scutum‐Crux Arm». The Astrophysical Journal, 671, 1, 2007, pàg. 781–801. arXiv: 0708.0821. Bibcode: 2007ApJ...671..781D. DOI: 10.1086/522224.
- ↑ Stephenson, C. B. «A possible new and very remote galactic cluster». The Astronomical Journal, 99, 1990, pàg. 1867. Bibcode: 1990AJ.....99.1867S. DOI: 10.1086/115464.
- ↑ Negueruela, I.; González-Fernández, C.; Marco, A.; Clark, J. S.; Martínez-Núñez, S. «Another cluster of red supergiants close to RSGC1». Astronomy and Astrophysics, 513, 2010, pàg. A74. arXiv: 1002.1823. Bibcode: 2010A&A...513A..74N. DOI: 10.1051/0004-6361/200913373.
- ↑ Fok, Thomas K. T; Nakashima, Jun-ichi; Yung, Bosco H. K; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji «Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters». The Astrophysical Journal, 760, 1, 2012, pàg. 65. arXiv: 1209.6427. Bibcode: 2012ApJ...760...65F. DOI: 10.1088/0004-637X/760/1/65.
