UY Scuti
| დაკვირვების მონაცემები | |
|---|---|
| ეპოქა: | J2000 |
| თანავარსკვლავედი: | ფარი |
| პირდაპირი ასვლა: | 18სთ27წთ36,5334წმ |
| დახრილობა: | −12გრად27მინ58,866სეკ |
| მანძილი: | 9500სინათლის წელიწადი[1] |
| მასა: | 32M☉[2] |
| რადიუსი: | 1,708 ± 192R☉[2] |
| სპექტრული ტიპი: | M4Ia-Iab[3] [3] |
| სიკაშკაშე: | 340 000L☉[2] |
| ზედაპირის გრავიტაცია: | −0.5 სგს(log g) |
| ტემპერატურა: | 3,365 ± 134 K[2] |
UY Scuti—წითელი ზეგიგანტიანჰიპერგიგანტიდა პულსირებადი ცვალებადივარსკვლავიფარის თანავარსკვლავედში.ის ამჟამად ცნობილთა შორის ყველაზე დიდივარსკვლავიადა თავის ტიპის ვარსკვლავებს შორის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა. მისი საშუალორადიუსი1708მზის რადიუსია,ანუ 2 378 704 272 კილომეტრი (15,9ასტრონომიული ერთეული). აქედან გამომდინარე, მისიმოცულობამზისას4 982 686 912-ჯერ აღემატება. იგი 9500სინათლის წლითაადაშორებულიდედამიწიდან,რის გამოც ერთ-ერთი უახლოესი ჰიპერგიგანტია. ის რომმზის სისტემისცენტრში ყოფილიყო მოთავსებული, მისიფოტოსფეროიუპიტერისორბიტას შთანთქავდა, მიუხედევად იმისა, რომ მისი რადიუსი მტკიცედ დაზუსტებული არაა და შესაძლებელიასატურნისორბიტაზე დიდი იყოს.
დაკვირვებები
[რედაქტირება|წყაროს რედაქტირება]ვარსკვლავისსახელი UY Scuti მიუთითებს, რომ ის 38-ე ცვალებადი ვარსკვლავი იყო, რომელიც ფარის თანავარსკვლავედში იქნა აღმოჩენილი. ის მოთავსებულია რამდენიმე გრადუსით ჩრდილოეთით A ტიპის ვარსკვლავთან, რომელსაცGamma Scutiეწოდება. ის შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავი ძალიან კაშკაშაა, დედამიწიდან მისი მაგნიტუდა (ვარსკვლავიერი სიდიდე) 11-ია მისი „გაუქმების ზონაში “მდებარეობისა და შორი მანძილის გამო. მისი დანახვა დიდი ბინოკლით ან პატარატელესკოპითშეიძლება.
მახასიათებლები
[რედაქტირება|წყაროს რედაქტირება]
ვარსკვლავიკლასიფიცირებულია, როგორც ნახევრად რეგულარული ცვალებადი, რომლის მიახლოებითი პულსაციის პერიოდი 740 დღეა.[3][4]ვიზუალურად,ვარსკვლავიმზეზე120 000-ჯერ კაშკაშაა ხილულ სინათლეში (მაგნიტუდა = -7,5). თუმცა, როდესაც მისი სინათლე ინფრაწითელთან ერთიანდება, იგიმზეზე340 000-ჯერ კაშაკაა (მაგნიტუდა = -9,1), რის გამოც ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა გრილი ზეგიგანტივარსკვლავიადა ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა მთელგალაქტიკაში.მისი მასის დაკარგვის ტემპი 5,8x10−5M☉-ია- ერთ-ერთი ყველაზე დიდი ცნობილ ვარსკვლავთა შორის.
1.მთვარე→მერკური→მარსი→ვენერა→დედამიწა
2.მთვარე→დედამიწა→ნეპტუნი→ურანი→სატურნი→იუპიტერი
3.დედამიწა→იუპიტერი→მზე→ალფა კენტავრი A→სირიუსი A
4.იუპიტერი→მზე→სირიუსი A→ვეგა→პოლუქსი→არქტური→ალდებარანი
5.მზე→ალდებარანი→რიგელი→პისტოლის ვარსკვლავი→ანტარესი A→ბეტელგეიზე→მიუ ცეფეი
6.მიუ ცეფეი→VY დიდი ქოფაკი→VX Sagittarii→UY Scuti
სხვა ზეგიგანტივარსკვლავებისმსგავსად UY Scuti-საც გარს აკრავს უზარმაზარი დისკო და სხვა დიდი დიფუზური ვარსკვლავების მსგავსად, მასზე ზუსტი გაზომვების ჩატარება ურთულესია. ის მთლიანად სფერული არ არის, არამედ გარს აკრავს უზარმაზარი ატმოსფეროს გაუმჭვირვალე გარსები, რომელიც, დაწყვილებული დისკოს დაბნელებასთან, არასტაბილურ სიკაშკაშესთან, მასის დაკარგვის მაღალ ტემპთან და სხვა ფაქტორებთან, მისი ნამდვილი ზომის დადგენას ურთულესს ხდის. Torres et al-მა UY Scuti-სრადიუსიგაზომა და მიიღო 1,708 ± 192მზის რადიუსი,[2]რის გამოც ის ერთ-ერთი ყველაზე დიდივარსკვლავია,მაგრამ ეს გაზომვა დაფუძნებულიავარსკვლავისტემპერატურისა და სიკაშკაშის გამოთვლების არაპირდაპირ მეთოდებზე. ასეთი ვარსკვლავების საზღვრის დადგენა დაფუძნებულიაროზელენდის რადიუსზე— ადგილმდებარეობა, სადაცოპტიკური სიღრმეერთია (ან ზოგჯერ 2/3).[5]UY Scuti-ს შემთხვევაში, მისირადიუსიზუსტად არ არის განსაზღვრული და შესაძლებელია სხვა მნიშვნელობა ჰქონდეს სხვადასხვა ტალღის სიგრძეზე.
UY Scuti-ს ზომა ძალიან დამაინტრიგებელი და კომპლექსურია.ვარსკვლავიძალიან დიდი და ძალიან კაშკაშაწითელი ზეგიგანტია.ვარსკვლავისყველაზე დიდი შეფასება (1900მზის რადიუსი) სცდება ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიის საზღვრებს. ამის მსგავსი ვარსკვლავები უიშვიათესიასამყაროშიდა 1500 კუბურსინათლის წელიწადშიშეიძლება ერთი იყოს. აქედან გამომდინარე, ისინი ზუსტად არ შეუსწავლიათ მეცნიერებს.
UY Scuti-სმასაასევე საეჭვოა, ძირითადად იმიტომ, რომ მას არ ჰყავს ხილული კომპანიონივარსკვლავი,რომლის მასის საშუალებითაც ამ ვარსკვლავის მასა განისაზღვრებოდა ორბიტალური გაზომვებით. ვარსკვლავური ევოლუციის მოდელების დასკვნის თანახმად,წითელი ზეგიგანტისსაფეხურზე მდგომი ვარსკვლავის მასა, როგორიც UY Scuti-ა, 25-50მზის მასაიქნებოდა. ამჟამად კი უფრო დაბალი იქნება.
გარემო
[რედაქტირება|წყაროს რედაქტირება]ფარი-კენტავრის მკლავშიმდებარეობა მიუთითებს იმაზე, რომ ესვარსკვლავიშესაძლოა წევრია გაერთიანება„მშვილდოსანი OB5-სა “- ვარსკვლავთა მასიური შეჯგუფებები დედამიწიდან 7800სინათლის წლისმოშორებითგალაქტიკის ცენტრისმიმართულებით. ესვარსკვლავური გაერთიანებაერთ-ერთი ყველაზე დიდიაჩვენსგალაქტიკაში,მის მერე კი მოდის„გედი OB2 “.„მშვილდოსანი OB5 “ასევე მოიცავსKW Sagitarii-ს - ერთ-ერთ ყველაზე მასიურ წითელ ზეგიგანტ ვარსვკლავს, და მასიურნისლეულს,რომელიც ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების აქტიური რეგიონია.
სქოლიო
[რედაქტირება|წყაროს რედაქტირება]- ↑doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x
This citation will be automatically completed in the next few minutes.You canjump the queueorexpand by hand - ↑2.02.12.22.32.4doi:10.1051/0004-6361/201220920
This citation will be automatically completed in the next few minutes.You canjump the queueorexpand by hand - ↑3.03.13.2International Variable Star Index.Detail for UY Sct.
- ↑doi:10.1086/191488
This citation will be automatically completed in the next few minutes.You canjump the queueorexpand by hand - ↑(June 1991). "The parameters R and Teff in stellar models and observations".