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
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
Информация в Викиданных ?
Медиафайлы на Викискладе

История

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

Стадия эволюции

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

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, всё 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

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

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

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

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

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].