Stephenson 2-18
| Stephenson 2-18 | |
|---|---|
 | |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scutum |
| Asc. reta | 18h 39m 02.3709s [1] |
| Declinação | -06° 05′ 10.5357″ [1] |
| Magnitude aparente | 15.2631±0.0092 [1] |
| Características | |
| Tipo espectral | ~M6 |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 89 km/s [2] |
| Paralaxe | -0.0081 ± 0.3120 mas [3] |
| Distância | 18.900[4] anos-luz 5.800[4] pc |
| Outras denominações | |
| Stephenson 2-18, Stephenson 2 DFK 1, RSGC2-18, 2MASS J18390238-0605106, IRAS 18363-0607, DENIS J183902.4-060510, MSX6C G026.1044-00.0283 | |
Stephenson 2-18 (abreviado para St2-18), também conhecido como Stephenson 2 DFK 1 ou RSGC2-18, é uma estrela supergigante vermelha (RSG) ou possível hipergigante vermelha extrema[5] na constelação de Scutum. Encontra-se perto do aglomerado aberto Stephenson 2, que está localizado a cerca de 19.000 anos-luz de distância da Terra no braço Scutum-Centaurus da galáxia Via Láctea, e é considerada uma estrela de um aglomerado de estrelas em um similar distância, embora algumas fontes considerem que seja uma supergigante vermelha não relacionada.[6][7] Está entre as maiores estrelas conhecidas e uma das supergigantes vermelhas mais luminosas da Via Láctea.
Propriedades físicas
[editar | editar código-fonte]Estágio evolutivo
[editar | editar código-fonte]St2-18 mostra as características e propriedades de uma supergigante vermelha altamente luminosa, com um tipo espectral de M6, o que é incomum para uma estrela supergigante.[8] Isso a torna uma das estrelas mais extremas da Via Láctea. Ocupa o canto superior direito do diagrama de Hertzsprung-Russell, uma região caracterizada por estrelas de baixa temperatura excepcionalmente grandes e luminosas.
Stephenson 2-18 é geralmente classificado como uma supergigante vermelha, em parte devido ao seu perfil de linha ampla.[9][5] No entanto, seu significativo excesso de infravermelho levou os autores de Davies (2007) a afirmar que a estrela pode ser uma hipergigante vermelha, como VY Canis Majoris. Também é afirmado que Stephenson 2-18 está à beira de ejetar suas camadas externas e evoluir para uma variável azul luminosa (LBV) ou estrela Wolf-Rayet (estrela WR).[5]
Luminosidade
[editar | editar código-fonte]Um cálculo para encontrar a luminosidade bolométrica ajustando a Distribuição de Energia Espectral (SED) usando o modelo DUSTY dá à estrela uma luminosidade de aproximadamente 440.000 L☉.[10]
Um cálculo alternativo, mas mais antigo, de 2010, ainda assumindo a participação do aglomerado Stephenson 2 em 5,5 kpc, mas baseado em 12 densidades de fluxo de 25 μm, dá uma luminosidade muito menor e relativamente modesta de 90.000 L☉. [9]
Um cálculo mais recente, baseado na integração SED (baseado em fluxos publicados) e assumindo uma distância de 5,8 kpc , dá uma luminosidade bolométrica de 630.000 L☉. No entanto, notou-se que seu SED é um pouco peculiar, com fluxos que não podem se encaixar na faixa aceita de temperaturas apropriadas para um RSG, bem como uma lei de avermelhamento padrão. Isso sugeriria uma extinção maior, o que a tornaria ainda mais luminosa. Por causa dessa luminosidade excepcionalmente alta, a associação da estrela ao aglomerado Stephenson 2 foi considerada duvidosa.[7] Como afirmado em Negueruela et al. (2012), a associação estelar está espalhada por uma grande área.[11]
Temperatura
[editar | editar código-fonte]Uma temperatura efetiva de 3.200 K foi calculado em um estudo de 2012 pela integração SED usando o modelo DUSTY,[10] o que a tornaria muito mais fria do que as supergigantes vermelhas mais frias previstas pela teoria da evolução estelar (tipicamente em torno de 3.500 K). [12]
Tipo espectral
[editar | editar código-fonte]Em 2007, Davies et al. estimou o tipo espectral de Stephenson 2-18 em M5 ou M6, incomum e muito atrasado até mesmo para uma estrela supergigante vermelha, com base em sua absorção de CO-bandhead. Negueruela et al. (2013) identificou o tipo espectral de Stephenson 2-18 em torno de M6, com base em seu espectro e algumas características espectrais. As características do espectro de Stephenson 2-18 incluem linhas espectrais de óxido de titânio.[8]
Tamanho
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Um raio de 2.150 R☉ (1,50 × 109 km;10,0 UA; 930.000.000 mi) foi derivado de uma luminosidade bolométrica de aproximadamente 440.000 L☉ e uma temperatura efetiva estimada de 3.200 K, que é consideravelmente maior do que os modelos teóricos das maiores supergigantes vermelhas previstos pela teoria da evolução estelar (cerca de 1.500 R☉)[13][10]. Supondo que esse valor esteja correto, isso a tornaria maior do que outras supergigantes vermelhas famosas, como Antares A, Betelgeuse, VY Canis Majoris e UY Scuti.
Perda de massa
[editar | editar código-fonte]Estima-se que Stephenson 2-18 tenha uma taxa de perda de massa de aproximadamente 1,35 × 10−5 M☉ por ano,[10] que está entre as mais altas conhecidos para qualquer estrela supergigante vermelha. É possível que Stephenson 2-18 tenha sofrido um episódio de perda de massa extrema recentemente, devido ao seu significativo excesso de infravermelho.[5]
Em 2013, um artigo descrevendo as supergigantes vermelhas em Stephenson 2 afirmou que Stephenson 2-18 (referido como D1) e D2 (outro membro de Stephenson 2) têm emissões de radiação, indicando que eles têm a maior perda de massa no aglomerado. Apenas as estrelas com as maiores luminosidades bolométricas do aglomerado parecem apresentar emissões de maser.[8] Stephenson 2-18 exibe forte emissão de silicato, especialmente em comprimentos de onda de 10 μm e 18 μm. Masers de água também foram detectados na estrela.[10]
Incerteza
[editar | editar código-fonte]A distância de Stephenson 2-18 foi declarada como tendo uma incerteza relativa maior que 50%,[10] e o raio de 2.150 R☉ poderia ser uma superestimativa porque o maior raio estelar previsto pela teoria da evolução estelar é estimado em apenas cerca de 1.500 R☉.[12] As estimativas de luminosidade para a estrela também são incertas, já que outra estimativa da luminosidade deu um valor de 90.000 L☉.[9]
A associação duvidosa da estrela, a distância incerta e as diferentes velocidades radiais em comparação com o resto das estrelas em Stephenson 2 fizeram com que alguns autores considerassem a estrela como uma supergigante vermelha não relacionada a Stephenson 2 ou a qualquer um dos aglomerados de supergigantes vermelhos na base do braço Scutum – Centauro.[6][7]
Ver também
[editar | editar código-fonte]Referências
[editar | editar código-fonte]- ↑ a b c Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; Babusiaux, C.; Bailer-Jones, C. A. L. (agosto de 2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics: A1. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Consultado em 23 de outubro de 2022
- ↑ Verheyen, L.; Messineo, M.; Menten, K. M. (maio de 2012). «SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy: I. Targets in massive star clusters». Astronomy & Astrophysics: A36. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201118265. Consultado em 23 de outubro de 2022
- ↑ Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (20 de novembro de 2012). «Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters». The Astrophysical Journal (1). 65 páginas. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. Consultado em 23 de outubro de 2022
- ↑ a b Humphreys, Roberta M.; Helmel, Greta; Jones, Terry J.; Gordon, Michael S. (2 de setembro de 2020). «Exploring the Mass Loss Histories of the Red Supergiants». The Astronomical Journal (3). 145 páginas. ISSN 1538-3881. doi:10.3847/1538-3881/abab15. Consultado em 23 de outubro de 2022
- ↑ a b c d Davies, Ben; Figer, Don F.; Kudritzki, Rolf-Peter; MacKenty, John; Najarro, Francisco; Herrero, Artemio (10 de dezembro de 2007). «A massive cluster of Red Supergiants at the base of the Scutum-Crux arm». The Astrophysical Journal (1): 781–801. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/522224. Consultado em 22 de outubro de 2022
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- ↑ a b c Negueruela, Ignacio; González-Fernández, Carlos; Dorda, Ricardo; Marco, Amparo; Clark, J. Simon (2013). «The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2». EAS Publications Series: 279–285. ISSN 1633-4760. doi:10.1051/eas/1360032. Consultado em 22 de outubro de 2022
- ↑ a b c Deguchi, S.; Nakashima, J.; Zhang, Y.; Chong, S. S. N.; Koike, K.; Kwok, S. (25 de abril de 2010). «SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk». Publications of the Astronomical Society of Japan (2): 391–407. ISSN 0004-6264. doi:10.1093/pasj/62.2.391. Consultado em 22 de outubro de 2022
- ↑ a b c d e f Fok, Thomas K. T.; Nakashima, Jun-ichi; Yung, Bosco H. K.; Hsia, Chih-Hao; Deguchi, Shuji (20 de novembro de 2012). «Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters». The Astrophysical Journal (1). 65 páginas. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/760/1/65. Consultado em 22 de outubro de 2022
- ↑ Negueruela, Ignacio; Marco, Amparo; González-Fernández, Carlos; Jiménez-Esteban, Fran; Clark, J. Simon; Garcia, Miriam; Solano, Enrique (novembro de 2012). «Red supergiants around the obscured open cluster Stephenson 2». Astronomy & Astrophysics: A15. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201219540. Consultado em 22 de outubro de 2022
- ↑ a b Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (agosto de 2005). «The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought». The Astrophysical Journal (2): 973–985. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/430901. Consultado em 22 de outubro de 2022
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