UY Scuti
| UY Scuti | |
|---|---|
 | |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Scutum |
| Asc. reta | 18h 27m 36,53s[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 −447 anos-luz 1800+164 −237[5] pc |
| Magnitude absoluta | −6,8[6] |
| Detalhes | |
| Massa | 7–10[2] M☉ |
| Raio | 909[7] R☉ |
| Gravidade superficial | log g = −0,5 cgs[2] |
| Luminosidade | 124,000[7] L☉ |
| Temperatura | 3,550[7] K |
| Outras denominações | |
| UY Sct, BD-12 5055, 2MASS J18273652-1227589, TYC 5698-5176-1[1] | |
  | |
UY Scuti é uma estrela supergigante vermelha e variável pulsante, de tipo espectral M4. Foi anteriormente considerada a maior estrela encontrada, com raio de 1 708 raios solares (R☉), portanto, um volume quase 5 billhões de vezes o do Sol.[2] Uma nova estimativa revisou o raio de UY Scuti para 909 R☉, 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 do Sistema Solar, sua fotosfera pelo menos envolveria a órbita de Marte.
Propriedades
[editar | editar código-fonte]UY Scuti é classificada como uma variável semirregular com um período de pulsação aproximado de 740 dias.[8][9][10]
Tamanho
[editar | editar código-fonte]Em 2012, astrônomos usando o interferômetro AMBER, no Very Large Telescope, mediram os parâmetros de três estrelas supergigantes perto da região do Centro da Via Láctea— UY Scuti, AH Scorpii e KW Sagittarii.[2] Os tamanhos das estrelas foram definidos usando o raio de Rosseland (o local onde a profundidade óptica é 2/3)[11] e adotando distâncias de publicações mais antigas. O diâmetro angular modelado 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 ± 192 R☉ e uma luminosidade de 340 000 L☉.[2]
Uma medição baseada no monitoramento multimensageiro de supernovas coloca o raio em 909 R☉ com uma luminosidade estimada de 124.000 L☉ e temperatura efetiva de 3.550 Kelvin.[7] Medições diretas de paralaxe pela sonda Gaia determinaram 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 755 R☉ e uma luminosidade de 86 000 L☉.[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-Jones et 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 há estrela companheira visível 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 25 M☉ (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 de evolução estelar, UY Scuti já começou a fusão de hélio e continua a fusão de hidrogênio em uma casca em torno do núcleo. A localização de UY Scuti dentro do disco da Via Láctea sugere que é uma estrela rica em metal.[14]
UY Scuti deve fundir lítio, carbono, oxigênio, néon e silício em seu núcleo dentro do próximo milhão de anos. Após isto, seu núcleo começará produzir ferro, interrompendo o equilíbrio entre gravidade e radiação em seu núcleo e resultando no colapso do núcleo, uma supernova. Acredita-se que estrelas como UY Scuti evoluam de volta para temperaturas mais quentes para se tornarem uma hipergigante amarela, variável luminosa azul ou estrela 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
- ↑ a b c d «V* UY Sct -- Red supergiant star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de junho de 2018
- ↑ a b c d e f g h i j Arroyo-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
- ↑ a b c d e Gaia 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:10.1051/0004-6361/201833051 Catálogo Vizier
- ↑ a b c Bailer-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. ISSN 0004-6256. doi:10.3847/1538-3881/abd806. Consultado em 29 de maio de 2024 Dados sobre essa estrela estão disponíveis aqui.
- ↑ a b Lee, 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
- ↑ a b c d e Healy, 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. ISSN 0035-8711. 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. ISSN 0004-6361. 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. ISBN 9780521879989. Consultado em 15 de janeiro de 2016
- ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). «Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death». Astronomy & Astrophysics. 558: A131. Bibcode:2013A&A...558A.131G. arXiv:1308.4681. doi:10.1051/0004-6361/201321906
