Stephenson 2-18 - Το μεγαλύτερο αστέρι

ΤΟ ΜΕΓΑΛΥΤΕΡΟΑΣΤΕΡΙ

Stephenson 2-18

Το μεγαλύτερο αστέρι που υπάρχει

Ο Stephenson 2-18 (συντομογραφία St2-18 ), επίσης γνωστός ως Stephenson 2 DFK 1 ή RSGC2-18 , είναι ένας κόκκινος υπεργίγαντας (RSG) ή πιθανός ακραίος κόκκινος υπεργίγαντας ^[2] (RHG) αστέρι στον αστερισμό του Scutum . Βρίσκεται κοντά στο ανοιχτό σμήνος Stephenson 2 , το οποίο βρίσκεται περίπου 5,8 kiloparsecs (19.000 έτη φωτός ) μακριά από τη Γη στον γαλαξία Scutum–Centaurus Arm of the Milky Way , και θεωρείται ότι είναι ένα από μια ομάδα άστρων σε παρόμοια απόσταση, αν και ορισμένες πηγές θεωρούν ότι είναι ένας άσχετος κόκκινος υπεργίγαντας. ^[5][6] Είναι από τα μεγαλύτερα γνωστά αστέρια , ένας από τους πιο φωτεινούς κόκκινους υπεργίγαντες και ένα από τα πιο φωτεινά αστέρια στον Γαλαξία .

Το Stephenson 2-18 έχει εκτιμώμενη ακτίνα περίπου 2.150 ηλιακές ακτίνες (1,50 × 10 ⁹ χιλιόμετρα , 10,0 αστρονομικές μονάδες ), που θα αντιστοιχούσε σε όγκο σχεδόν 10 δισεκατομμύρια φορές μεγαλύτερο από αυτόν του Ήλιου. Θεωρώντας αυτή την εκτίμηση ως σωστή, θα χρειαζόταν σχεδόν 9 ώρες για να ταξιδέψει γύρω από την επιφάνειά του με την ταχύτητα του φωτός , σε σύγκριση με 14,5 δευτερόλεπτα για τον Ήλιο. ^[9] Εάν τοποθετηθεί στο κέντρο του Ηλιακού Συστήματος της Γης , η φωτόσφαιρά του θα καταβροχθίσει την τροχιά του Κρόνου .

​ΙΣΤΟΡΙΚΟ ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΗΣ

​

Το ανοιχτό σμήνος Stephenson 2 ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Charles Bruce Stephenson το 1990 στα δεδομένα που προέκυψαν από μια έρευνα με βαθιά υπέρυθρα. ^[2] [10] Το σύμπλεγμα είναι επίσης γνωστό ως RSGC2, ένα από τα πολλά ογκώδη ανοιχτά σμήνη στο Scutum, το καθένα από τα οποία περιέχει πολλαπλούς κόκκινους υπεργίγαντες. ^[11]

Στο λαμπρότερο αστέρι στην περιοχή του σμήνος δόθηκε το αναγνωριστικό 1 στην πρώτη ανάλυση των ιδιοτήτων των μελών του σμήνου. Ωστόσο, δεν θεωρήθηκε μέλος του Stephenson 2 λόγω της απομακρυσμένης θέσης, της ασυνήθιστα υψηλής φωτεινότητας και της ελαφρώς άτυπης σωστής κίνησης , που κατηγοριοποιήθηκε ως άσχετος κόκκινος υπεργίγαντας. ^[2]

Σε μια μεταγενέστερη μελέτη, στο ίδιο αστέρι δόθηκε ο αριθμός 18 και ανατέθηκε σε μια απομακρυσμένη ομάδα αστεριών που ονομάζεται Stephenson 2 SW, που υποτίθεται ότι βρίσκεται σε παρόμοια απόσταση με το σμήνος του πυρήνα. ^[8] Ο προσδιορισμός St2-18 (συντομογραφία για το Stephenson 2-18) χρησιμοποιείται συχνά για το αστέρι, ακολουθώντας την αρίθμηση από τον Deguchi (2010). ^[7] [8] Για να αποφευχθεί η σύγχυση από τη χρήση του ίδιου αριθμού για διαφορετικά αστέρια και διαφορετικών αριθμών για το ίδιο αστέρι, οι ονομασίες από τον Davies (2007) συχνά δίνουν ένα πρόθεμα DFK ή D, ^[11] για παράδειγμα Stephenson 2 DFK 1 [ ^5]

Το 2012, ο Stephenson 2-18, μαζί με 56 άλλους κόκκινους υπεργίγαντες, παρατηρήθηκε σε μια μελέτη σχετικά με τις εκπομπές μέιζερ από κόκκινους υπεργίγαντες σε όλο τον γαλαξία. Η μελέτη εξήγαγε τις ιδιότητες αυτών των ερυθρών υπεργιγάντων χρησιμοποιώντας τη συμπαγή διάταξη τηλεσκοπίων της Αυστραλίας (ATCA) και το μοντέλο DUSTY. Ο Stephenson 2-18 ήταν ανάμεσα στους κόκκινους υπεργίγαντες που αναφέρθηκαν. ^[7]

Την ίδια χρονιά, παρατηρήθηκε για άλλη μια φορά για μια μελέτη σχετικά με τους τύπους μάιζερ σε κόκκινα υπεργίγαντα αστέρια σε σμήνη. Η μελέτη αναγνώρισε το Stephenson 2-18 ως ένα άσχετο αστέρι με το Stephenson 2, με βάση τη διαφορετική ακτινική του ταχύτητα. ^[5] Κατά τη διάρκεια του 2013, σε μια μελέτη σχετικά με τους κόκκινους υπεργίγαντες στο Stephenson 2, παρατηρήθηκε ο Stephenson 2-18 (αναφέρεται ως D1) και ελήφθη το φάσμα του, με ταυτοποίηση του φασματικού του τύπου. ^[3] Σε αρκετές μεταγενέστερες μελέτες, το αστέρι περιγράφηκε ως ένας «ερυθρός υπεργίγαντας πολύ όψιμου τύπου». ^[12] [6]

Αναφέρθηκε επίσης στους Humphreys et al. (2020), αν και λανθασμένα αναφέρεται ως RSGC1-01 , ένας άλλος μεγάλος και φωτεινός κόκκινος υπεργίγαντας στον αστερισμό του Scutum . Η μελέτη σημείωσε εν συντομία τις ακραίες ιδιότητές του, την ασυνήθιστη φασματική κατανομή ενέργειας και την αμφίβολη συμμετοχή, και υπολόγισε μια νέα εκτίμηση της φωτεινότητας του Stephenson 2-18.

​ΑΠΟΣΤΑΣΗ

​

Απόσταση [ επεξεργασία ]

Όταν το σμήνος ανακαλύφθηκε αρχικά το 1990, ο Stephenson 2 , και επομένως ο Stephenson 2-18, υπολογίστηκε αρχικά ότι είχε απόσταση περίπου 30 kiloparsecs (98.000 έτη φωτός ), πολύ πιο μακριά από ό,τι το σμήνος πιστεύεται ότι κατοικεί σήμερα. ^[10] Αυτή η μεγαλύτερη απόσταση υπολογίστηκε με την υπόθεση ότι τα αστέρια του σμήνου ήταν όλοι υπεργίγαντες τύπου Μ , και στη συνέχεια υπολογίστηκε ο συντελεστής απόστασης με βάση τα τυπικά απόλυτα μεγέθη τους . ^[2]

Το 2001, οι Nakaya et al. υπολόγισε την απόσταση των αστεριών στο σμήνος σε 1,5 kiloparsecs (4.900 έτη φωτός), η οποία είναι σημαντικά πιο κοντά από οποιαδήποτε άλλη εκτίμηση απόστασης που δίνεται για το αστέρι και το σμήνος. ^[13] [2] Εναλλακτικά, μια μελέτη γύρω από ένα παρόμοιο χρονικό πλαίσιο έδωσε μια περαιτέρω απόσταση περίπου 5,9 κιλοπαρσέκων (19.000 έτη φωτός). ^[14] [2]

Μια μελέτη το 2007 προσδιόρισε μια κινηματική απόσταση του5,83+1,91 −0,78κιλοπαρσέκια (19 000+6200 −2500έτη φωτός) από τη σύγκριση με την ακτινική ταχύτητα του σμήνος , πολύ πιο κοντά από την αρχική απόσταση των 30 κιλοπαρσέκων (98.000 έτη φωτός) που αναφέρθηκε από τον Stephenson (1990). ^[2] Ωστόσο, λόγω της αμφίβολης συμμετοχής του Stephenson 2-18, η απόστασή του δεν εκτιμήθηκε άμεσα. Αυτή η τιμή υιοθετήθηκε αργότερα σε μια πρόσφατη μελέτη του συμπλέγματος. ^[6]

Μια παρόμοια κινηματική απόσταση 5,5 kiloparsecs (18.000 έτη φωτός) αναφέρθηκε σε μια μελέτη του 2010, η οποία προήλθε από τη μέση ακτινική ταχύτητα τεσσάρων από τα μέλη του σμήνος (96 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) και από μια συσχέτιση με μια συστάδα αστεριών κοντά στο Stephenson 2 , Stephenson 2 SW, που το εντοπίζει κοντά στον βραχίονα Scutum–Centaurus of the Milky Way . ^[8] Αυτή η τιμή υιοθετήθηκε αργότερα σε μια μελέτη του 2012, η ​​οποία χρησιμοποίησε την προαναφερθείσα απόσταση για τον υπολογισμό της φωτεινότητας του αστεριού, ωστόσο σημείωσε ότι η αβεβαιότητα στην απόσταση ήταν μεγαλύτερη από 50%. Παρόλα αυτά, αναφέρεται επίσης ότι οι αποστάσεις από τα ογκώδη αστρικά σμήνη θα βελτιωθούν στο μέλλον. ^[7]

Οι Verheyen et al. (2013) χρησιμοποίησε τη μέση ακτινική ταχύτητα του σμήνος (+109,3 ± 0,7 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) για να εξαγάγει μια κινηματική απόσταση περίπου 6 kiloparsecs (20.000 έτη φωτός) για το σμήνος. Ωστόσο, η ακτινική ταχύτητα του Stephenson 2-18 υπολογίζεται ότι είναι μόνο 89 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο και ως εκ τούτου, η μελέτη αναφέρει ότι το αστέρι είναι ένας κόκκινος υπεργίγαντας πεδίου που δεν σχετίζεται με το σμήνος.

​ΦΥΣΙΚΕΣ ΙΔΙΟΤΗΤΕΣ

ΕΞΕΛΙΚΤΙΚΟ ΣΤΑΔΙΟ​

​

Το St2-18 δείχνει τα χαρακτηριστικά και τις ιδιότητες ενός εξαιρετικά φωτεινού κόκκινου υπεργίγαντα, με έναν φασματικό τύπο M6, που είναι ασυνήθιστο για ένα υπεργίγαντα αστέρι. ^[3] Αυτό το καθιστά ένα από τα πιο ακραία αστέρια στον Γαλαξία . Καταλαμβάνει την επάνω δεξιά γωνία του διαγράμματος Hertzsprung–Russell , μια περιοχή που χαρακτηρίζεται για εξαιρετικά μεγάλα και φωτεινά αστέρια χαμηλής θερμοκρασίας.

Ο Stephenson 2-18 συνήθως ταξινομείται ως κόκκινος υπεργίγαντας, εν μέρει λόγω του προφίλ της ευρείας γραμμής του. ^[8] [2] Ωστόσο, η σημαντική υπέρυθρη περίσσευσή του (που υποδηλώνει ένα πιθανό επεισόδιο απώλειας μάζας) έχει οδηγήσει τους συγγραφείς του Davies (2007) να δηλώσουν ότι το αστέρι μπορεί να είναι ένας κόκκινος υπεργίγαντας, όπως ο VY Canis Majoris . Αναφέρεται επίσης ότι ο Stephenson 2-18 βρίσκεται στο χείλος της εκτίναξης των εξωτερικών του στοιβάδων και της εξέλιξης σε φωτεινή μπλε μεταβλητή (LBV) ή αστέρι Wolf–Rayet (άστρο WR).

ΦΩΤΕΙΝΟΤΗΤΑ​

​

Ένας υπολογισμός για την εύρεση της βολομετρικής φωτεινότητας με την προσαρμογή της φασματικής κατανομής ενέργειας (SED) χρησιμοποιώντας το μοντέλο DUSTY δίνει στο αστέρι μια φωτεινότητα σχεδόν 440.000  L _☉ . ^[7]

Ένας εναλλακτικός αλλά παλαιότερος υπολογισμός από το 2010, ακόμα υποθέτοντας ότι είναι μέλος του συμπλέγματος Stephenson 2 στο5,5  kpc αλλά με βάση 12 καιΠυκνότητες ροής 25  μm , δίνει πολύ χαμηλότερη και σχετικά μέτρια φωτεινότητα 90.000  L _☉ . ^[8]

Ένας νεότερος υπολογισμός, βασισμένος στην ενοποίηση SED (βάσει δημοσιευμένων ροών) και υποθέτοντας απόσταση5,8 kpc , δίνει βολομετρική φωτεινότητα 630.000  L _☉ . Ωστόσο, έχει σημειωθεί ότι το SED του είναι κάπως περίεργο, με ροές που δεν μπορούσαν να ταιριάζουν με το αποδεκτό εύρος κατάλληλων θερμοκρασιών για ένα RSG και ροές που δεν μπορούσαν να χωρέσουν σε έναν τυπικό νόμο ερυθρότητας. Αυτό θα υποδείκνυε μια υψηλότερη εξαφάνιση, που θα την έκανε ακόμα πιο φωτεινή. Λόγω αυτής της ασυνήθιστα υψηλής φωτεινότητας, η συμμετοχή του αστεριού στο σύμπλεγμα Stephenson 2 έχει θεωρηθεί αμφίβολη, αν και αναφέρεται επίσης ότι δεν μπορεί απαραίτητα να αποκλειστεί ακόμη. ^[6] [β] Όπως αναφέρεται στους Negueruela et al. (2012), η αστρική ένωση απλώνεται σε μια μεγάλη περιοχή.

ΘΕΡΜΟΚΡΑΣΙΑ​

​Μια αποτελεσματική θερμοκρασία του3.200  K υπολογίστηκαν σε μια μελέτη του 2012 με ολοκλήρωση SED χρησιμοποιώντας το μοντέλο DUSTY, ^[7] που θα το έκανε πολύ πιο ψυχρό από τους πιο ψυχρούς κόκκινους υπεργίγαντες που προβλέπονται από την αστρική εξελικτική θεωρία (συνήθως γύρω από3.500  K ).

​ΦΑΣΜΑΤΙΚΟΣ ΤΥΠΟΣ

​Οι Negueruela et al. (2013) προσδιόρισε τον φασματικό τύπο του Stephenson 2-18 να είναι γύρω από το M6, κάτι που είναι ασυνήθιστο ακόμη και για ένα κόκκινο υπεργίγαντα αστέρι , με βάση το φάσμα του και ορισμένα φασματικά χαρακτηριστικά. Τα χαρακτηριστικά στο φάσμα του Stephenson 2-18 περιλαμβάνουν φασματικές γραμμές οξειδίου του τιτανίου (TiO).

​ΜΕΓΕΘΟΣ

​Μια ακτίνα 2.150  R _☉ (1,50 × 10 ⁹  km , 10,0  au , 930.000.000  mi ) προήλθε από μια βολομετρική φωτεινότητα σχεδόν 440.000  L _☉ και μια εκτιμώμενη αποτελεσματική θερμοκρασία3.200  K , που είναι σημαντικά μεγαλύτερο από τα θεωρητικά μοντέλα των μεγαλύτερων ερυθρών υπεργιγάντων που προβλέπονται από την αστρική εξελικτική θεωρία (περίπου 1.500  R _☉ ). ^[16] [7] Υποθέτοντας ότι αυτή η τιμή είναι σωστή, αυτό θα το έκανε μεγαλύτερο από άλλους διάσημους κόκκινους υπεργίγαντες, όπως ο Antares A , ο Betelgeuse , ο VY Canis Majoris και ο UY Scuti .

​ΜΑΖΙΚΗ ΑΠΩΛΕΙΑ

​

Ο Stephenson 2-18 έχει εκτιμηθεί ότι έχει ποσοστό μαζικής απώλειας περίπου1,35 × 10 ⁻⁵  M _☉ ετησίως, ^[7] που είναι από τα υψηλότερα γνωστά για οποιοδήποτε κόκκινο υπεργίγαντα αστέρι. Είναι πιθανό ότι ο Stephenson 2-18 υπέστη ένα επεισόδιο ακραίας απώλειας μάζας πρόσφατα, λόγω της σημαντικής υπέρυθρης υπέρυθρης υπέρυθρης υπερύθρου του. ^[2]

Το 2013, ένα άρθρο που περιγράφει τους κόκκινους υπεργίγαντες στο Stephenson 2 ανέφερε ότι ο Stephenson 2-18 (αναφέρεται ως D1) και ο D2 (άλλο μέλος του Stephenson 2) έχουν εκπομπές μέιζερ , υποδεικνύοντας ότι έχουν την υψηλότερη απώλεια μάζας στο σύμπλεγμα. Μόνο τα αστέρια με την υψηλότερη βολομετρική φωτεινότητα στο σμήνος φαίνεται να παρουσιάζουν εκπομπές μέιζερ. ^[3] Το Stephenson 2-18 εμφανίζει ισχυρή εκπομπή πυριτίου, ειδικά σε μήκη κύματος 10 μm και 18 μm. ^[8] Ανιχνεύθηκαν νερομέιζερ και στο αστέρι.

​ΣΥΝΔΡΟΜΗ

​Έχει συζητηθεί για λίγο αν αυτό το αστέρι είναι πράγματι μέρος του υποτιθέμενου σμήνος του. Λόγω του ότι η ακτινική του ταχύτητα είναι κάτω από τα άλλα αστέρια του σμήνου, αλλά με κάποιες ενδείξεις που προέρχονται από το φάσμα να δείχνουν σημάδια συμμετοχής, ορισμένες πηγές αναφέρουν ότι το αστέρι είναι απίθανο να είναι γίγαντας στο προσκήνιο. ^[2] [3] ωστόσο, πιο πρόσφατες εργασίες θεωρούσαν το αστέρι ένα απίθανο μέλος λόγω των ακραίων και ασυνεπών ιδιοτήτων του. ^[6] Χρησιμοποιώντας ακτινικές ταχύτητες που προσδιορίζονται από την εκπομπή SiO maser και την απορρόφηση IR CO, μια μελέτη των κόκκινων υπεργιγάντων maser σε ογκώδεις συστάδες θεώρησε τον Stephenson 2-18 ως έναν κόκκινο υπεργίγαντα πεδίου, που δεν σχετίζεται με τον Stephenson 2 λόγω της χαμηλότερης ακτινικής του ταχύτητας που είναι σημαντικά διαφορετική σε σύγκριση με άλλα αστέρια από το Stephenson 2. ^[5]Δυστυχώς, η συμμετοχή του Stephenson 2-18 δεν μπορεί να αποκλειστεί ακόμα. ^[6]

Μια άλλη πιθανότητα είναι ότι ο Stephenson 2-18 είναι στην πραγματικότητα μέλος, επειδή η ακτινική του ταχύτητα αντισταθμίζεται από ένα διαστελλόμενο οπτικά παχύ περίβλημα. Εξάλλου, η διαφορά ταχύτητας μεταξύ της ακτινικής ταχύτητας αυτού του άστρου και του ίδιου του Stephenson 2 (20 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) είναι μια τυπική ταχύτητα εκροής για τους κόκκινους υπεργίγαντες. ^[2] Μια άλλη μελέτη λέει ότι ο Stephenson 2-18 είναι μέρος ενός σμήνος που σχετίζεται με το Stephenson 2, Stephenson 2 SW, το οποίο υποτίθεται ότι βρίσκεται στην ίδια απόσταση με το ίδιο το σμήνος του πυρήνα και περιέχει επίσης πολλά τεράστια αστέρια και κόκκινους υπεργίγαντες.

Έχει συζητηθεί για λίγο αν αυτό το αστέρι είναι πράγματι μέρος του υποτιθέμενου σμήνος του. Λόγω του ότι η ακτινική του ταχύτητα είναι κάτω από τα άλλα αστέρια του σμήνου, αλλά με κάποιες ενδείξεις που προέρχονται από το φάσμα να δείχνουν σημάδια συμμετοχής, ορισμένες πηγές αναφέρουν ότι το αστέρι είναι απίθανο να είναι γίγαντας στο προσκήνιο. ^[2] [3] ωστόσο, πιο πρόσφατες εργασίες θεωρούσαν το αστέρι ένα απίθανο μέλος λόγω των ακραίων και ασυνεπών ιδιοτήτων του. ^[6] Χρησιμοποιώντας ακτινικές ταχύτητες που προσδιορίζονται από την εκπομπή SiO maser και την απορρόφηση IR CO, μια μελέτη των κόκκινων υπεργιγάντων maser σε ογκώδεις συστάδες θεώρησε τον Stephenson 2-18 ως έναν κόκκινο υπεργίγαντα πεδίου, που δεν σχετίζεται με τον Stephenson 2 λόγω της χαμηλότερης ακτινικής του ταχύτητας που είναι σημαντικά διαφορετική σε σύγκριση με άλλα αστέρια από το Stephenson 2. ^[5]Δυστυχώς, η συμμετοχή του Stephenson 2-18 δεν μπορεί να αποκλειστεί ακόμα. ^[6]

Μια άλλη πιθανότητα είναι ότι ο Stephenson 2-18 είναι στην πραγματικότητα μέλος, επειδή η ακτινική του ταχύτητα αντισταθμίζεται από ένα διαστελλόμενο οπτικά παχύ περίβλημα. Εξάλλου, η διαφορά ταχύτητας μεταξύ της ακτινικής ταχύτητας αυτού του άστρου και του ίδιου του Stephenson 2 (20 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο) είναι μια τυπική ταχύτητα εκροής για τους κόκκινους υπεργίγαντες. ^[2] Μια άλλη μελέτη λέει ότι ο Stephenson 2-18 είναι μέρος ενός σμήνος που σχετίζεται με το Stephenson 2, Stephenson 2 SW, το οποίο υποτίθεται ότι βρίσκεται στην ίδια απόσταση με το ίδιο το σμήνος του πυρήνα και περιέχει επίσης πολλά τεράστια αστέρια και κόκκινους υπεργίγαντες.

​ΑΒΕΒΑΙΟΤΗΤΑ

​Η απόσταση του Stephenson 2-18 έχει δηλωθεί ότι έχει σχετική αβεβαιότητα μεγαλύτερη από 50%, ^[7] και η ακτίνα των 2.150  R _☉ θα μπορούσε ενδεχομένως να είναι υπερεκτίμηση επειδή οι μεγαλύτερες αστρικές ακτίνες που προβλέπονται από την αστρική εξελικτική θεωρία εκτιμάται ότι είναι μόνο περίπου 1.500  R _☉ . ^[16] Οι εκτιμήσεις φωτεινότητας για το αστέρι είναι επίσης αβέβαιες, καθώς μια άλλη εκτίμηση της φωτεινότητας έδωσε μια τιμή 90.000  L _☉ . ^[8]

Η αμφίβολη συμμετοχή του αστεριού, η αβέβαιη απόσταση και οι διαφορετικές ακτινικές ταχύτητες σε σύγκριση με τα υπόλοιπα αστέρια στο Stephenson 2 έχουν κάνει ορισμένους συγγραφείς να θεωρήσουν το αστέρι ως έναν κόκκινο υπεργίγαντα που δεν σχετίζεται με τον Stephenson 2 ή οποιοδήποτε από τα κόκκινα υπεργιγάντια σμήνη στη βάση του Scutum – Κένταυρος βραχίονας 

ΕΞΕΛΙΞΗ​

​Με βάση τα τρέχοντα αστρικά μοντέλα και τις θεωρίες για την αστρική εξέλιξη , ο Stephenson 2-18 λέγεται ότι βρίσκεται στο χείλος της αποβολής των εξωτερικών του στοιβάδων, στα οποία στη συνέχεια θα εξελιχθεί προς το μπλε σε μια φωτεινή μπλε μεταβλητή ή ένα αστέρι Wolf–Rayet .

Home

Open in new tab

Copy link