Stephenson 2 DFK 1
| Ulduz | |||
| Stephenson 2 DFK 1 | |||
|---|---|---|---|
 | |||
| Müşahidə məlumatları (Dövr J2000.0) |
|||
| Birbaşa çıxma | 18s 39d 2,37s[1] | ||
| Meyl | 18s 39d 2,37s[1] | ||
| Məsafə | 5,8 ± 1 kiloparsec[2] | ||
| Görünən ulduz ölçüsü (V) | 7,15 ± 0,026[3], 4,698 ± 0,021[3], 2,9 ± 0,19[3], 15,2631 ± 0,0092[1] | ||
| Bürc | Qalxan | ||
| Astrometriya | |||
| Radial sürət (Rv) | 89 km/san[4] | ||
| Xüsusiyyətləri | |||
| Ulduz təsnifatı | təq. M6[5] | ||
| Orbit elementləri | |||
|
|||
| Verilənlər bazasında məlumat | |||
| SIMBAD | Cl* Stephenson 2 DFK 1 | ||
 Vikianbarda əlaqəli mediafayllar | |||
Stivenson 2–18 (ing. Stephenson 2–18 və ya RSGC2–01, Stephenson 2 DFK 1) — Süd Yolu qalaktikasındakı Stephenson 2 ulduz klasterinin üzvü olan parlaq qırmızı super nəhəng və ya hipergigant. Yerə olan məsafə 18,910 işıq ilinə çatır.
Tarixi
[redaktə | vikimətni redaktə et]Açıq çoxluq Stephenson 2 amerikalı astronom Çarlz Brüs Stivenson tərəfindən 1990-cı ildə qırmızı super nəhənglərin çoxluqlarını axtarmaq üçün dərin kosmosa yaxın infraqırmızı məlumatlarda kəşf edilmişdir. RSGC2 kimi də tanınan Stephenson 2, Qalxan bürcündəki bir neçə kütləvi açıq klasterdən biridir və hər birində bir neçə qırmızı supernəhəng var. Çoxluq ulduzlarının xassələrinin ilkin təhlili zamanı çoxluq bölgəsindəki ən parlaq ulduz identifikator 1-i alıb. Lakin bir qədər sonra ulduz xarici mövqeyinə, anomal yüksək parlaqlığına və atipik olmasına görə Stivenson 2 klasterindən çıxarılıb. düzgün hərəkət etdi və əlaqəsi olmayan qırmızı supernəhəng kimi təsnif edildi. Sonrakı bir araşdırmada eyni ulduza 18 nömrəsi verildi və çoxluq nüvəsindən eyni məsafədə olduğu güman edilən Stephenson 2 SW adlı kənar ulduzlar qrupuna təyin edildi. Dequçi (2010) nömrələməsindən sonra ulduz üçün tez-tez St2–18 təyinatı (Stephenson 2–18 üçün qısa) istifadə olunur. 2012-ci ildə Stephenson 2–18, digər 56 qırmızı super nəhənglə birlikdə, qalaktika boyunca qırmızı super nəhənglərdən maser emissiyasının öyrənilməsinin bir hissəsi olaraq müşahidə edildi. Tədqiqat Avstraliya Teleskopu Yığcam Dizisi (ATCA) və DUSTY modelindən istifadə edərək bu qırmızı super nəhənglərin xüsusiyyətlərini müəyyənləşdirdi. Stivenson 2–18 adı çəkilən qırmızı super nəhənglər arasında idi. Elə həmin il qırmızı supernəhəng ulduzlarda çoxluq halında kosmik maserlərin növlərinin öyrənilməsi yenidən müşahidə edildi. Tədqiqat radial sürətdəki fərqlərə əsaslanaraq, Stephenson 2–18-i qeyri-Stephenson 2 ulduzu kimi müəyyən etdi.
Fiziki xüsusiyyətlər
[redaktə | vikimətni redaktə et]Təkamül mərhələsi
[redaktə | vikimətni redaktə et]
St2–18, supernəhəng ulduz üçün qeyri-adi olan M6 spektral növü ilə yüksək parlaq qırmızı supernəhəngin xüsusiyyətlərini və xüsusiyyətlərini nümayiş etdirir. Bu onu Süd Yolunun ən ekstremal ulduzlarından biri edir. O, Hertzsprung-Russell diaqramının yuxarı sağ küncünü tutur, olduqca böyük və parlaq aşağı temperaturlu ulduzlar üçün xarakterik olan bölgədir. Stephenson 2–18, qismən geniş xətt profilinə görə ümumiyyətlə qırmızı supergiant kimi təsnif edilir[14]. Bununla belə, əhəmiyyətli infraqırmızı həddən artıq (mümkün həddindən artıq kütlə itkisi epizodunu təklif edən) müəlliflər Davis, Fieger, Kudritzky, McKenty və Najarro (2007) ulduzun VY böyük it kimi qırmızı hipergiant ola biləcəyini bəyan etdilər. Həmçinin iddia edilir ki, Stephenson 2–18 öz xarici təbəqələrini çıxarmaq və parlaq mavi dəyişən (LBV) və ya Wolf-Rayet ulduzuna (WR) çevrilmək ərəfəsindədir.
Parlaqlıq
[redaktə | vikimətni redaktə et]DUSTY modelindən istifadə edərək spektral enerji paylanmasını (SED) uyğunlaşdırmaqla ulduzun parlaqlığını müəyyən etmək üçün edilən bir hesablama, demək olar ki, 440,000 L☉[9] ulduz parlaqlığını verir. Alternativ, lakin 2010-cu ildən köhnə hesablama, hələ də ulduzun Stephenson 2 klasterinə aid olduğunu fərz etməklə, 90.000 L☉ kimi daha aşağı və nisbətən təvazökar parlaqlıq verir. SED inteqrasiyasına əsaslanan daha yeni hesablama (nəşr edilmiş axınlara əsaslanaraq) və ulduza olan məsafənin 5,8 kiloparsek olduğunu fərz etməklə 630.000 L☉ bolometrik parlaqlıq verir.
Temperatur
[redaktə | vikimətni redaktə et]Ulduzun səthinin 3200 K temperaturu 2012-ci ildə DUSTY modelindən istifadə edərək spektral enerji paylanmasının (SED) uyğunlaşdırılması yolu ilə hesablanmışdır ki, bu da onu ulduzların təkamül nəzəriyyəsi tərəfindən proqnozlaşdırılan ən sərin qırmızı supernəhənglərdən (adətən 3500 K ətrafında) daha soyuq etmişdir.
İstinadlar
[redaktə | vikimətni redaktə et]- ↑ 1 2 3 Gaia Data Release 2 (ing.). / Data Processing and Analysis Consortium, European Space Agency 2018.
- ↑ Humphreys R. M., Helmel G., Jones T. J., Gordon M. S. Exploring the Mass-loss Histories of the Red Supergiants (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2020. Vol. 160, Iss. 3. P. 145–164. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.3847/1538-3881/ABAB15 arXiv:2008.01108
- ↑ 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. и др. 2MASS All Sky Catalog of point sources (rus.). 2003. Т. 2246. С. –1.
- ↑ Verheyen L., Messineo M., Menten K. M. SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy. I. Targets in massive star clusters (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2012. Vol. 541. P. 36–36. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361/201118265 arXiv:1203.4727
- ↑ Negueruela I., González-Fernández C., Dorda R., Marco A., Clark J. S. The population of M-type supergiants in the starburst cluster Stephenson 2 (ing.). // EAS publications series EDP Sciences, 2013. Vol. 60. P. 279–285. ISSN 1633-4760; 1638-1963 doi:10.1051/EAS/1360032 arXiv:1303.1837
- ↑ "Wikipedia".