Stephenson 2 DFK 1 , también conocida como RSGC2-01 [a] o St2-18 , es una supergigante roja (RSG) o posible hipergigante roja extrema [2] (RHG) en la constelación de Scutum . Se encuentra cerca del cúmulo abierto Stephenson 2 , que se encuentra a unos 5,8 kiloparsecs (19.000 años luz ) de la Tierra en el brazo Scutum-Centaurus de la Vía Láctea , y se supone que forma parte de un grupo de estrellas a una distancia similar, aunque algunos estudios la consideran una supergigante roja no relacionada o en primer plano. [5] [6]
El cúmulo abierto Stephenson 2 fue descubierto por el astrónomo estadounidense Charles Bruce Stephenson en 1990 a partir de los datos obtenidos mediante un estudio de infrarrojo profundo. [2] [7] El cúmulo también se conoce como RSGC2, uno de varios cúmulos abiertos masivos en Scutum, cada uno de los cuales contiene múltiples supergigantes rojas. [8]
La estrella más brillante de la región del cúmulo recibió el identificador 1 en el primer análisis de las propiedades de los miembros del cúmulo. Sin embargo, no se la consideró miembro de Stephenson 2 debido a su posición periférica, su brillo anormalmente alto y su movimiento propio ligeramente atípico , sino que se la clasificó como una supergigante roja no relacionada. [2]
En un estudio posterior, a la misma estrella se le dio el número 18 y se le asignó a un grupo periférico de estrellas llamado Stephenson 2 SW, que se supone que está a una distancia similar al cúmulo central. [9] La designación St2-18 (abreviatura de Stephenson 2-18) se utiliza a menudo para la estrella, siguiendo la numeración de Deguchi (2010). [10] [9] Para evitar la confusión de utilizar el mismo número para diferentes estrellas y diferentes números para la misma estrella, las designaciones de Davies (2007) a menudo reciben un prefijo de DFK o D, [8] por ejemplo Stephenson 2 DFK 1 o simplemente D1 cuando el contexto es claro. [5]
En 2012, Stephenson 2 DFK 1, junto con otras 56 supergigantes rojas, fue observada en un estudio sobre las emisiones de máseres de las supergigantes rojas de toda la galaxia. El estudio derivó las propiedades de esas supergigantes rojas utilizando el Australia Telescope Compact Array (ATCA) y el modelo DUSTY. Stephenson 2 DFK 1 estaba entre las supergigantes rojas mencionadas. [10] Ese mismo año, fue observada nuevamente para un estudio sobre los tipos de máseres en las estrellas supergigantes rojas en cúmulos. [5] Durante 2013, en un estudio sobre las supergigantes rojas en Stephenson 2, se observó Stephenson 2 DFK 1 (conocida como D1). [3] En varios estudios posteriores, la estrella fue descrita como una "supergigante roja de tipo muy tardío". [11] [6]
También fue observado en Humphreys et al. (2020), aunque erróneamente denominado RSGC1-01 , otra supergigante roja muy grande y luminosa en la constelación de Scutum . [6]
Cuando se descubrió originalmente el cúmulo en 1990, se estimó originalmente que Stephenson 2 , y por lo tanto Stephenson 2 DFK 1, estaban a una distancia de alrededor de 30 kiloparsecs (98.000 años luz ), mucho más lejos de lo que se cree que se encuentra el cúmulo hoy. [7]
Un estudio realizado en 2007 determinó una distancia cinemática de5.83+1,91
-0,78kiloparsecs (19 000+6200
−2500años luz) a partir de la comparación con la velocidad radial del cúmulo , considerablemente más cerca que la distancia original citada por Stephenson (1990). [2] Sin embargo, debido a la dudosa pertenencia de Stephenson 2 DFK 1, su distancia no se estimó directamente. Este valor se adoptó posteriormente en un estudio reciente del cúmulo. [6]
En un estudio de 2010 se informó de una distancia cinemática similar de 5,5 kiloparsecs (18.000 años luz), derivada de la velocidad radial media de cuatro de los miembros del cúmulo (96 kilómetros por segundo) y de una asociación con un cúmulo de estrellas cerca de Stephenson 2, Stephenson 2 SW, ubicándolo cerca del brazo Scutum-Centaurus de la Vía Láctea . [9] Este valor se adoptó posteriormente en un estudio de 2012 para calcular la luminosidad de la estrella. Se observa que la incertidumbre en la distancia era superior al 50%. A pesar de ello, también se afirma que las distancias a los cúmulos estelares masivos se mejorarán en el futuro. [10]
Verheyen et al. (2013) utilizaron la velocidad radial promedio del cúmulo (+109,3 ± 0,7 kilómetros por segundo) para derivar una distancia cinemática de aproximadamente seis kiloparsecs (20.000 años luz) para el cúmulo. Sin embargo, se calcula que la velocidad radial de Stephenson 2 DFK 1 es de solo 89 kilómetros por segundo, lo que lleva a la afirmación del estudio de que la estrella es una supergigante roja de campo no asociada con el cúmulo. [5]
Stephenson 2 DFK 1 suele clasificarse como una supergigante roja, al igual que las otras estrellas del cúmulo. [9] [2] Sin embargo, ciertas propiedades enigmáticas, como el importante exceso de infrarrojos de la estrella, han llevado a los autores de Davies (2007) a afirmar que podría ser una hipergigante roja extrema, muy similar a VY Canis Majoris . También se afirma que Stephenson 2 DFK 1 está a punto de expulsar sus capas externas y evolucionar hacia una variable azul luminosa (LBV) o estrella Wolf–Rayet (estrella WR). [2]
El primer cálculo de la luminosidad de la estrella se publicó en 2010. Supone la pertenencia al cúmulo Stephenson 2 en5,5 kpc y se basa en 12 yDensidades de flujo de 25 μm , lo que da una luminosidad relativamente modesta de 90.000 L ☉ . [9] Dos años más tarde, un nuevo cálculo para encontrar la luminosidad bolométrica ajustando la Distribución de Energía Espectral (SED) utilizando el modelo DUSTY le dio a la estrella una luminosidad muy alta de casi 440.000 L ☉ . [10]
El cálculo más reciente, basado en la integración SED (basado en flujos publicados) y asumiendo una distancia de5,8 kpc , da una luminosidad bolométrica de 630.000 L ☉ . Se ha observado que la SED de Stephenson 2 DFK 1 es peculiar y no se puede ajustar a las leyes de enrojecimiento estándar. Esto implicaría que la estrella tiene una extinción mayor y que en realidad es más luminosa, lo que pone en duda su pertenencia. [6] Como se afirma en un estudio de 2012, la asociación estelar se extiende sobre una gran área, y Stephenson 2 se funde con su entorno inmediato. [12] [6]
Una temperatura efectiva deEn un estudio de 2012, la integración SED calculó 3200 K utilizando el modelo DUSTY, [10] lo que lo haría mucho más frío que las supergigantes rojas más frías predichas por la teoría de la evolución estelar (normalmente alrededor de 1000 K).3.500 K ). [13] Sin embargo, esta temperatura efectiva es poco probable ya que una más allá de la línea de Hayashi podría indicar que no está en equilibrio hidrostático . [14]
En 2007, Davies et al. estimaron el tipo espectral de Stephenson 2 DFK 1 en M5 o M6, inusual y muy tardío incluso para una estrella supergigante roja , basándose en su absorción de banda de CO. [2] Negueruela et al. (2013) identificaron el tipo espectral de Stephenson 2 DFK 1 en alrededor de M6, similar al tipo espectral aproximado por Davies et al. 2007, basándose en su espectro y las características de ciertas características espectrales, como las líneas espectrales de óxido de titanio (TiO). [3]
Se derivó un radio de 2150 R ☉ (1,50 × 10 9 km ; 10,0 au ; 930 000 000 mi ) a partir de una luminosidad bolométrica de casi 440 000 L ☉ y una temperatura efectiva estimada de3.200 K , que es considerablemente más grande que los modelos teóricos de las supergigantes rojas más grandes predichos por la teoría de la evolución estelar (alrededor de 1.500 R ☉ ). [13] [10] Suponiendo que este valor sea correcto, esto la haría más grande que otras supergigantes rojas famosas como Antares A , Betelgeuse , VV Cephei A , Mu Cephei , VY Canis Majoris , WOH G64 y UY Scuti . Sin embargo, su tamaño sigue siendo incierto hasta que futuras observaciones calculen sus propiedades con una certeza razonable.
Se ha estimado que Stephenson 2 DFK 1 tiene una tasa de pérdida de masa de aproximadamente1,35 × 10 −5 M ☉ por año, [10] que está entre los más altos conocidos para cualquier estrella supergigante roja . Es posible que Stephenson 2 DFK 1 haya sufrido recientemente un episodio de pérdida de masa extrema debido a su significativo exceso de infrarrojos. [2] En 2013, un artículo que describe las supergigantes rojas en Stephenson 2 afirmó que Stephenson 2 DFK 1 (conocida como D1) y D2 (otro miembro de Stephenson 2) tienen emisiones máser , lo que indica que tienen la mayor pérdida de masa en el cúmulo. Solo las estrellas con las luminosidades bolométricas más altas en el cúmulo parecen presentar emisiones máser. [3] Stephenson 2 DFK 1 muestra una fuerte emisión de silicato, especialmente en longitudes de onda de 10 μm y 18 μm. [9] También se detectaron máseres de agua en la estrella. [10]
Se ha debatido durante un tiempo si esta estrella es en realidad parte de su supuesto cúmulo. Debido a que su velocidad radial es inferior a la de las otras estrellas del cúmulo, pero con algunos signos de pertenencia, algunas fuentes afirman que es poco probable que la estrella sea una gigante en primer plano; [2] [3] sin embargo, artículos más recientes consideraron que la estrella es un miembro improbable debido a sus propiedades extremas e inconsistentes. [6]
Utilizando velocidades radiales determinadas a partir de la emisión de máseres de óxido de silicio (SiO) y la absorción de CO en el infrarrojo, un estudio de máseres de supergigantes rojas en cúmulos masivos consideró a Stephenson 2 DFK 1 como una supergigante roja de campo, no relacionada con Stephenson 2. Esto se debe a su menor velocidad radial que es significativamente diferente en comparación con otras estrellas de Stephenson 2. [5] A pesar de esto, la membresía de Stephenson 2 DFK 1 aún no se puede descartar. [6]
Otra posibilidad es que Stephenson 2 DFK 1 sea en realidad un miembro, porque su velocidad radial está compensada por una envoltura ópticamente gruesa en expansión. La diferencia de velocidad entre la velocidad radial de esta estrella y la propia Stephenson 2 (20 kilómetros por segundo) es una velocidad de salida típica de las supergigantes rojas. [2] Un estudio sugiere que Stephenson 2 DFK 1 es parte de un cúmulo relacionado con Stephenson 2, Stephenson 2 SW, que se supone que está a la misma distancia que el propio cúmulo central. Este cúmulo propuesto contiene varias otras estrellas masivas y supergigantes rojas, incluida Stephenson 2 DFK 49. [ 9]
Se ha establecido que la distancia de Stephenson 2 DFK 1 tiene una incertidumbre relativa mayor del 50%, y la dudosa membresía de la estrella, la distancia incierta y las diferentes velocidades radiales en comparación con el resto de las estrellas en Stephenson 2 han llevado a algunos autores a considerar la estrella como una supergigante roja no relacionada con Stephenson 2 o cualquiera de los cúmulos de supergigantes rojas en la base del brazo Scutum-Centaurus . [5] [6] El radio de 2150 R ☉ posiblemente podría ser una sobreestimación debido al método utilizado y al hecho de que el límite para el tamaño de las estrellas predicho por la teoría de la evolución estelar se estima en solo aproximadamente 1500 R ☉ . [13] Las estimaciones de luminosidad para la estrella también son inciertas, ya que otra estimación de la luminosidad dio un valor de 90 000 L ☉ , [9] sin embargo, se basa en un rango estrecho de flujos, lo que la convierte en una probable subestimación.
