UY Scuti
| UY Scuti | |
|---|---|
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| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scutum |
| Asc. reta | 18h27m36,53s[1] |
| Declinação | −12° 27′ 58,87″[1] |
| Magnitude aparente | 9,0[2]- 11,2[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | M4Ia[2] |
| Cor(U-B) | 3,3[2] |
| Cor(B-V) | 2,6[2] |
| Variabilidade | Semirregular(SRc)[3] |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | 18,33 ± 0,82 km/s[4] |
| Mov. próprio(AR) | −0,693 ± 0,207 mas/a[4] |
| Mov. próprio (DEC) | −3,033 ± 0,177 mas/a[4] |
| Paralaxe | 0,6433 ± 0,1059 mas[4] |
| Distância | 5871+534 −447anos-luz 1800+164 −237[5]pc |
| Magnitude absoluta | −6,8[6] |
| Detalhes | |
| Massa | 7–10[2]M☉ |
| Raio | 909[7]R☉ |
| Gravidade superficial | logg= −0,5cgs[2] |
| Luminosidade | 124,000[7]L☉ |
| Temperatura | 3,550[7]K |
| Outras denominações | |
| UYSct,BD-12 5055,2MASSJ18273652-1227589, TYC 5698-5176-1[1] | |
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UY Scutié umaestrelasupergigante vermelhaevariávelpulsante,detipo espectral M4.Foi anteriormente considerada amaior estrela encontrada,com raio de 1 708raios solares(R☉), portanto, um volume quase 5 billhões de vezes o do Sol.[2]Uma nova estimativa revisou o raio de UY Scuti para 909R☉,portanto, um volume 750 milhões de vezes o do Sol.[7]Está a aproximadamente 5.800 anos-luz da Terra.[5]Se colocada no centro doSistema Solar,suafotosferapelo menos envolveria a órbita deMarte.
Propriedades
[editar|editar código-fonte]UY Scuti é classificada como umavariável semirregularcom um período de pulsação aproximado de 740 dias.[8][9][10]
Tamanho
[editar|editar código-fonte]Em 2012, astrônomos usando ointerferômetroAMBER, noVery Large Telescope,mediram os parâmetros de três estrelas supergigantes perto da região doCentro da Via Láctea— UY Scuti,AH ScorpiieKW Sagittarii.[2]Os tamanhos das estrelas foram definidos usando oraio de Rosseland(o local onde aprofundidade ópticaé 2/3)[11]e adotando distâncias de publicações mais antigas. Odiâmetro angularmodelado para UY Scuti foi de 5,48 ± 0,10 milissegundos de arco e a distância adotada foi de 2,9 kpc, um valor originalmente estimado em um artigo de 1970 com base no modelamento do espectro da estrela.[6]Esses parâmetros correspondem a um raio estelar de 1708 ± 192R☉e umaluminosidadede 340 000L☉.[2]
Uma medição baseada no monitoramento multimensageiro desupernovascoloca o raio em 909 R☉com uma luminosidade estimada de 124.000 L☉e temperatura efetiva de 3.550 Kelvin.[7]Medições diretas deparalaxepela sondaGaiadeterminaram para UY Scuti uma paralaxe de 0,6433 ± 0,1059 milissegundos de arco, o que corresponde a uma distância bem menor de 1,55 ± 0,26 kpc.[4]Com esse valor de distância, UY Scuti tem um raio de apenas 755R☉e uma luminosidade de 86 000L☉.[12]No entanto, a paralaxe de Gaia pode não ser confiável, pelo menos até novas observações, devido a um nível muito alto de ruído astrométrico.[13]Em 2021, a distância foi medida novamente em 5,870 anos-luz por Bailer-Joneset al., baseado em um método (denominado método fotogeométrico) que utiliza o paralaxe medido pelo Gaia Data Release 3, junto com a cor e magnitude aparente de UY Scuti.[5]
Massa
[editar|editar código-fonte]A massa de UY Scuti também é incerta, principalmente porque não háestrela companheiravisível pela qual sua massa possa ser medida por interferência gravitacional. Modelos evolucionários estelares indicam que a posição no diagrama HR de uma supergigante vermelha como UY Scuti é consistente com uma massa inicial (a massa da estrela quando ela se formou) de cerca de 25M☉(possivelmente até 40 M☉ para uma estrela sem rotação), e a estrela provavelmente já perdeu mais da metade disso.[2]
Evolução
[editar|editar código-fonte]Com base em modelos atuais deevolução estelar,UY Scuti já começou afusãodehélioe continua a fusão dehidrogênioem uma casca em torno do núcleo. A localização de UY Scuti dentro do disco da Via Láctea sugere que é uma estrelarica em metal.[14]
UY Scuti deve fundirlítio,carbono,oxigênio,néonesilícioem seu núcleo dentro do próximo milhão de anos. Após isto, seu núcleo começará produzirferro,interrompendo oequilíbrioentre gravidade e radiação em seu núcleo e resultando no colapso do núcleo, umasupernova.Acredita-se que estrelas como UY Scuti evoluam de volta para temperaturas mais quentes para se tornarem umahipergigante amarela,variável luminosa azulouestrela Wolf-Rayet,criando um forte vento estelar que ejetará suas camadas externas e exporá o núcleo, antes de explodir como uma supernova tipo Ib/Ic.[15]
Ver também
[editar|editar código-fonte]Referências
- ↑abcd«V* UY Sct -- Red supergiant star».SIMBAD.Centre de Données astronomiques de Strasbourg.Consultado em 10 de junho de 2018
- ↑abcdefghijArroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (junho de 2013). «The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii».Astronomy & Astrophysics.554:A76, 10.Bibcode:2013A&A...554A..76A.arXiv:1305.6179
.doi:10.1051/0004-6361/201220920
- ↑Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)».VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs.Bibcode:2009yCat....102025S
- ↑abcdeGaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties».Astronomy & Astrophysics.616:A1, 22 pp.Bibcode:2018A&A...616A...1G.arXiv:1804.09365.doi:10.1051/0004-6361/201833051Catálogo Vizier
- ↑abcBailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (1 de março de 2021).«Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3».The Astronomical Journal.147 páginas.ISSN0004-6256.doi:10.3847/1538-3881/abd806.Consultado em 29 de maio de 2024Dados sobre essa estrela estão disponíveisaqui.
- ↑abLee, T. A. (outubro de 1970). «Photometry of high-luminosity M-type stars».Astrophysical Journal.162.217 páginas.Bibcode:1970ApJ...162..217L.doi:10.1086/150648
- ↑abcdeHealy, Sarah; Horiuchi, Shunsaku; Molla, Marta Colomer; Milisavljevic, Dan; Tseng, Jeff; Bergin, Faith; Weil, Kathryn; Tanaka, Masaomi (23 de março de 2024).«Red Supergiant Candidates for Multimessenger Monitoring of the Next Galactic Supernova».Monthly Notices of the Royal Astronomical Society(4): 3630–3650.ISSN0035-8711.doi:10.1093/mnras/stae738.Consultado em 29 de maio de 2024
- ↑Kholopov, P. N.; Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Perova, N. B. (1985). «The 67th Name-List of Variable Stars».Information Bulletin on Variable Stars.2681:1.Bibcode:1985IBVS.2681....1K
- ↑Whiting, Wendy A. (1978). «Observations of Three Variable Stars in Scutum».The Journal of the American Association of Variable Star Observers.7.71 páginas.Bibcode:1978JAVSO...7...71W
- ↑Jura, M.; Kleinmann, S. G. (1990). «Mass-losing M supergiants in the solar neighborhood».The Astrophysical Journal Supplement Series.73.769 páginas.Bibcode:1990ApJS...73..769J.doi:10.1086/191488
- ↑Wehrse, R.; Scholz, M.; Baschek, B. (junho de 1991). «The parameters R and Teff in stellar models and observations».Astronomy and Astrophysics.246(2): 374–382.Bibcode:1991A&A...246..374B
- ↑Messineo, M.; Brown, A. G. A. (julho de 2019). «A Catalog of Known Galactic K-M Stars of Class I Candidate Red Supergiants in Gaia DR2».The Astronomical Journal.158(1): artigo 20, 15 pp.Bibcode:2019AJ....158...20M.arXiv:1905.03744.doi:10.3847/1538-3881/ab1cbd
- ↑Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; Babusiaux, C.; Bailer-Jones, C. A. L. (agosto de 2018).«Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties».Astronomy & Astrophysics:A1.ISSN0004-6361.doi:10.1051/0004-6361/201833051.Consultado em 22 de outubro de 2022
- ↑Israelian, edited by Garik; Meynet, Georges (2008).The metal-rich universe.Cambridge: Cambridge University Press.ISBN9780521879989.Consultado em 15 de janeiro de 2016
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