スティーブンソン 2 DFK 1

スティーブンソン 2 DFK 1

スティーブンソン 2 DFK 1 とその推定親星団スティーブンソン 2 (左上) を2 ミクロン全天サーベイで観測 クレジット:ストラスブール大学/CNRS (2003)
観測データ エポック J2000      エキノックス J2000
星座	盾板
赤経	18時間39分02.3709秒[1]
偏角	−06° 05′ 10.5357″ [1]
特徴
進化段階	赤色超巨星、極度赤色極超巨星の可能性あり[2]
スペクトル型	~M6 [3]
見かけの等級 （G）	15.2631 ± 0.0092 [1]
見かけの等級 （J）	7.150 [4]
見かけの等級 （H）	4.698 [4]
見かけの等級 （K）	2.9 [4]
天体測量
視線速度(R v )	89 [5]  km/s
固有運動（μ）	ラ: −3.045 ± 0.511 [1] マス/年 12 月: −5.950 ± 0.480 [1] マス/年
距離	18,900 [6]（議論あり）  ly （5,800 [6]  pc）
その他の指定
スティーブンソン 2 DFK 1、St2-18、2MASS J18390238-0605106、IRAS 18363-0607、DENIS J183902.4-060510、MSX6C G026.1044-00.0283
データベース参照
シンバド	データ

スティーブンソン2 DFK 1は、 RSGC2-01 ^[a]またはSt2-18としても知られ、盾座にある赤色超巨星（RSG）または極度赤色超巨星^（ RHG）の可能性がある星です。この星は、天の川銀河の盾座-ケンタウルス腕にある地球から約5.8キロパーセク（19,000光年）離れた散開星団スティーブンソン2の近くにあり、同様の距離にある星団の1つであると考えられていますが、無関係または前景の赤色超巨星であると考える研究もあります。^{[5] [6]}

散開星団スティーブンソン2は、1990年にアメリカの天文学者チャールズ・ブルース・スティーブンソンによって深赤外線探査のデータから発見されました。^{[2] [7]} この星団はRSGC2としても知られ、盾座にあるいくつかの巨大な散開星団の1つで、それぞれに複数の赤色超巨星が含まれています。^[8]

クラスターの領域で最も明るい星は、クラスターメンバーの特性に関する最初の分析で識別子1が与えられました。しかし、その外れた位置、異常に高い明るさ、およびわずかに異常な固有運動のため、スティーブンソン2のメンバーとは見なされず、無関係な赤色超巨星として分類されました。^[2]

その後の研究では、同じ恒星に18番が与えられ、中心星団と同程度の距離にあると推定されるスティーブンソン2 SWと呼ばれる外れの恒星群に割り当てられました。^[9] この恒星には、出口（2010）の番号付けに従い、St2-18（スティーブンソン2-18の略）という名称がよく使用されています。^{[10] [9]} 異なる恒星に同じ番号を使用したり、同じ恒星に異なる番号を使用したりすることによる混乱を避けるために、デイヴィス（2007）の名称には、多くの場合、DFKまたはDの接頭辞が付けられています。^[8]たとえば、スティーブンソン2 DFK 1、または文脈が明らかな場合は単にD1です。^[5]

2012年、スティーブンソン2 DFK 1は、銀河系全体の赤色超巨星からのメーザー放射に関する研究で、他の56個の赤色超巨星とともに観測された。この研究では、オーストラリア・テレスコープ・コンパクト・アレイ（ATCA）とDUSTYモデルを使用して、これらの赤色超巨星の特性を導き出した。スティーブンソン2 DFK 1は、言及された赤色超巨星の1つであった。 ^[10] 同年、星団内の赤色超巨星のメーザーの種類に関する研究で再び観測された。^[5] 2013年には、スティーブンソン2の赤色超巨星に関する研究で、スティーブンソン2 DFK 1（D1と呼ばれる）が観測された。^[3] その後のいくつかの研究では、この星は「非常に後期型の赤色超巨星」と説明された。^{[11] [6]}

この星はハンフリーズら（2020）でも言及されているが、誤ってRSGC1-01と呼ばれており、盾座にあるもう一つの非常に大きく明るい赤色超巨星である。^[6]

1990年にこの星団が最初に発見されたとき、スティーブンソン2、つまりスティーブンソン2 DFK 1の距離は、約30キロパーセク（98,000光年）と推定されていました。これは、この星団が現在存在すると考えられている距離よりもはるかに遠いものです。^[7]

2007年の研究では、運動距離は5.83+1.91
−0.78キロパーセク（19,000​+6200
−2500この値は、星団の視線速度との比較から、約 1 光年と推定され、スティーブンソン (1990) が引用した当初の距離よりもかなり近いものとなった。 ^[2]しかし、スティーブンソン 2 DFK 1 が星団のメンバーかどうかは疑わしいため、その距離は直接推定されなかった。この値は、後に星団の最近の研究で採用された。^[6]

2010年の研究では、同様の運動距離5.5キロパーセク（18,000光年）が報告されており、これは星団メンバーのうち4つの平均視線速度（毎秒96キロメートル）と、スティーブンソン2近くの星団、スティーブンソン2 SWとの関連から導き出され、天の川銀河の盾座・ケンタウルス腕の近くに位置している。^[9]この値は後に、星の明るさを計算するために2012年の研究で採用された。距離の不確実性は50％以上であったことが指摘されている。それにもかかわらず、大質量星団までの距離は将来改善されるとも述べられている。^[10]

Verheyen ら (2013) は、星団の平均視線速度 (+109.3 ± 0.7 キロメートル/秒) を用いて、星団の運動距離をおよそ 6 キロパーセク (20,000 光年) と算出した。しかし、Stephenson 2 DFK 1 の視線速度はわずか 89 キロメートル/秒と計算されており、このことからこの星は星団とは関係のない赤色超巨星であるという研究結果が導かれている。^[5]

スティーブンソン2 DFK 1は、通常、星団内の他の恒星と同様に赤色超巨星に分類されます。^{[9] [2]}しかし、顕著な赤外線超過などのいくつかの謎めいた特性により、デイヴィス（2007）の著者は、この恒星がおおいぬ座VY星によく似た極度赤色超巨星である可能性があると述べています。また、スティーブンソン2 DFK 1は、外層を放出し、高輝度青色変光星（LBV）またはウォルフ・ライエ星（WR星）に進化する寸前であるとも言われています。^[2]

この星の明るさの最初の計算は2010年に発表された。この計算では、スティーブンソン2星団のメンバーであると仮定されている。5.5kpc であり、12と25  μmのフラックス密度では、90,000  L _☉という比較的控えめな光度が得られます。^{[9] 2年後、DUSTYモデルを使用して}スペクトルエネルギー分布（SED）をフィッティングしてボロメータ光度を 求める新しい計算により、この星の光度は440,000 L _☉近くという非常に高い値になりました 。^[10]

最新の計算は、SED積分（公表されたフラックスに基づく）に基づき、距離を5.8 kpcで、放射光度は 630,000  L _☉です。スティーブンソン 2 DFK 1 の SED は特異であり、標準的な減光法則に当てはめることができないことが指摘されています。これは、この星の減光が大きく、実際にはより明るいことを意味し、この星が DFK 1 のメンバーであるかどうか疑問を投げかけます。^[6] 2012 年の研究で述べられているように、この星団は広い領域に広がっており、スティーブンソン 2 はすぐ近くの周囲に溶け込んでいます。^{[12] [6]}

有効温度は3,200  Kは、2012年のSED積分によるDUSTYモデル^{[10]による研究で計算されたもので、これは}恒星進化論で予測される最も低温の赤色超巨星（通常は約3,500  K）。^[13]しかし、この有効温度は、林線を超えると静水圧平衡ではないことを示している可能性があるため、ありそうにありません。^[14]

2007年、デイヴィスらは、スティーブンソン2 DFK 1のCOバンドヘッド吸収に基づいて、そのスペクトル型をM5またはM6と推定しました。これは、赤色超巨星にとっても珍しく非常に遅いものです。 ^{[2]ネゲルエラら（2013）は、スティーブンソン2 DFK 1のスペクトル型をM6付近と特定しました。これは、そのスペクトルと、}酸化チタン（TiO）スペクトル線 などの特定のスペクトル特性に基づいて、デイヴィスら（2007）が近似したスペクトル型に似ています。^[3]

半径2,150  R _☉ (1.50 × 10 ⁹  km ; 10.0  au ; 930,000,000  mi )は、約440,000 L _☉の放射照度 と推定有効温度から導き出されました。3,200  Kであり、これは恒星進化論で予測される最大の赤色超巨星の理論モデル（約1,500  R _☉）よりもかなり大きい。 ^{[13] [10]}信頼性の低い温度と使用された光度のため、推定値は信頼できない可能性があります。

スティーブンソン2 DFK 1の質量損失率はおよそ スティーブンソン 2 DFK 1 は、年間1.35 × 10 ⁻⁵ M _{☉ で}^{、 [10]}赤色超巨星の中でも最も高い部類に入ります。スティーブンソン 2 DFK 1 は、赤外線超過が著しいため、最近、極端な質量損失を経験した可能性があります。^[2] 2013 年、スティーブンソン 2 の赤色超巨星について記述した記事では、スティーブンソン 2 DFK 1 (D1 と呼ばれる) と D2 (スティーブンソン 2 の別のメンバー) がメーザー放射を示し、クラスター内で最も質量損失が大きいことを示しています。クラスター内で最も高いボロメータ光度を持つ星だけがメーザー放射を示すようです。^[3]スティーブンソン 2 DFK 1 は、特に波長 10 μm と 18 μm で強いケイ酸塩放射を示します。^[9]この星では水メーザーも検出されました。^[10]

この星が実際にその想定される星団の一部であるかどうかについては、しばらく議論が続いてきた。視線速度は他の星団の星よりも低いが、メンバーである兆候がいくつか見られることから、一部の情報源では、この星が前景巨星である可能性は低いとしている。^{[2] [3]}しかし、最近の論文では、この星は極端で一貫性のない特性があるため、メンバーである可能性は低いとされている。^[6]

巨大銀河団内の赤色超巨星メーザーに関する研究では、シリコン酸化物（SiO）メーザー放射とIR CO吸収から決定された視線速度を用いて、スティーブンソン2 DFK 1をスティーブンソン2とは無関係なフィールド赤色超巨星とみなした。これは、スティーブンソン2の他の星と比較して大幅に異なる低い視線速度によるものである。^[5]

もうひとつの可能性は、スティーブンソン 2 DFK 1 が実際にはメンバーであるということである。その視線速度は、膨張する光学的に厚い外層によって相殺されるからである。この星の視線速度とスティーブンソン 2 自体の速度差 (毎秒 20 キロメートル) は、赤色超巨星の典型的な流出速度である。^[2]ある研究では、スティーブンソン 2 DFK 1 は、スティーブンソン 2 に関連するクラスター、スティーブンソン 2 SW の一部であると示唆されており、このクラスターはコア クラスター自体と同じ距離にあると想定されている。この提案されたクラスターには、スティーブンソン 2 DFK 49を含むいくつかの他の大質量星と赤色超巨星が含まれている。^[9]

スティーブンソン2 DFK 1の距離は相対的不確実性が50%以上であるとされており、この星の所属が疑わしいこと、距離が不確実であること、スティーブンソン2の他の星と比べて視線速度が異なることから、一部の研究者は、この星をスティーブンソン2や盾座-ケンタウルス腕の基部にある赤色超巨星団のいずれとも無関係な赤色超巨星とみなしている。^{[5] [6]}半径2,150  R _{☉は、使用された方法と、}恒星進化理論によって予測される恒星の大きさの限界がおよそ1,500  R _☉に過ぎないと推定されているという事実により、おそらく過大評価されている可能性がある。^[13]恒星の光度の推定値も不確かで、別の推定値では90,000 L☉とされているが _、[ 9 ^]この推定値は狭い範囲の放射量に基づいているため、過小評価されている可能性が高い。