UY Scuti
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UY Scuti
UY Scuti ampliado, encuesta 2MASS, 2003.png
2Imagen MASIVA de la estrella supergigante roja UY Scuti (la estrella más brillante de la imagen), rodeada por un denso campo estelar. Esta imagen fue publicada en 2003.
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000
      
ConstelaciónEscudo
Ascensión recta18 h 27 m 36,5334 s [1]
Declinación−12 ° 27 ′ 58.866 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)8,29 - 10,56 [2]
Caracteristicas
Tipo espectralM2-M4Ia-Iab [2]
Índice de color U − B+3.29 [3]
Índice de color B − V+3,00 [4]
Tipo variableSRc [5]
Astrometria
Velocidad radial (R v )18,33 ± 0,82 [6]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  1,3 [7]  mas / año
Diciembre:  −1,6 [7]  mas / año
Paralaje (π)0,6433 ± 0,1059 [8]  mas
Distancia9500 ± 1030 [9]  Ly
(2,900 ± 317 [9]  pc )
Magnitud absoluta  (M V )−6,2 [9]
Detalles
Masa7 - 10 [3]  M ☉
Radio1.708 ± 192 [3]  R ☉
Luminosidad340.000+290.000
−160.000[3]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )−0,5 [3]  cgs
La temperatura3365 ± 134 [3]  K
Otras designaciones
UY Sct, BD −12 ° 5055, IRC  −10422, RAFGL  2162, HV 3805
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

Coordenadas : Mapa del cielo 18 h 27 m 36,53 s , −12 ° 27 ′ 58,9 ″ UY Scuti ( BD-12 ° 5055 ) es una estrella supergigante roja en la constelación de Scutum . Es considerada una de las estrellas más grandes conocidas por radio y también es una estrella variable pulsante , con un brillo máximo de magnitud 8,29 y un mínimo de magnitud 10,56. Tiene un radio estimado de 1,708 radios solares (1,188 × 10 9 kilómetros ; 7,94 unidades astronómicas), por lo tanto un volumen casi 5 mil millones de veces el del Sol. Se encuentra aproximadamente a 2,9 kiloparsecs (9.500 años luz ) de la Tierra . Si se coloca en el centro del Sistema Solar , su fotosfera al menos engulliría la órbita de Júpiter .

Nomenclatura e historia

UY Scuti fue catalogado por primera vez en 1860 por astrónomos alemanes en el Observatorio de Bonn , que estaban completando un estudio de estrellas para el Catálogo Estelar de Bonner Durchmusterung . [10] Fue designada BD-12 ° 5055, la estrella número 5.055 entre los 12 ° S y 13 ° S contando desde 0h de ascensión recta .

Tras la detección en el segundo estudio, se descubrió que la estrella había cambiado ligeramente en brillo, lo que sugiere que era una nueva estrella variable . De acuerdo con el estándar internacional para la designación de estrellas variables , se llamó UY Scuti, denotándola como la 38a estrella variable de la constelación de Scutum. [11]

UY Scuti se encuentra unos grados al norte de la estrella de tipo A Gamma Scuti y al noreste de la Nebulosa del Águila . Aunque la estrella es muy luminosa, tiene, en su punto más brillante, solo la novena magnitud vista desde la Tierra, debido a su distancia y ubicación en la Zona de Evitación dentro de la grieta Cygnus . [12]

Caracteristicas

Una ilustración del tamaño aproximado de UY Scuti en comparación con el Sol
Tamaños relativos de los planetas en el Sistema Solar y varias estrellas, incluyendo UY Scuti:
1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra
2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Júpiter
3. Júpiter < Proxima Centauri < Sol < Sirio
4. Sirio < Pollux < Arcturus < Aldebarán
5. Aldebarán < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < NML Cygni < VV Cephei A < VY Canis Majoris (estimación de Wittkowski et al. 2012) <UY Scuti.

UY Sct es una supergigante roja brillante envuelta en polvo [13] y se clasifica como una variable semirregular con un período de pulsación aproximado de 740 días. [5] [14] [15]

En el verano de 2012, se utilizó interferometría AMBER con el Very Large Telescope (VLT) en el desierto de Atacama en Chile para medir los parámetros de tres supergigantes rojas cerca de la región del Centro Galáctico : [3] UY Scuti, AH Scorpii y KW Sagittarii . Determinaron que las tres estrellas son más de 1.000 veces más grandes que el Sol y más de 100.000 veces más luminosas que el Sol. Los tamaños de las estrellas se calcularon utilizando el radio de Rosseland , la ubicación en la que la profundidad óptica es 2 ⁄ 3 ,[16] con distancias adoptadas de publicaciones anteriores. Se encontró que UY Scuti era la más grande y la más luminosa de las tres estrellas medidas, a 1,708 ± 192  R ☉ (1,188 × 10 9  ± 134,000,000  km ; 7,94 ± 0,89  AU ) basado en un diámetro angular de5.48 ± 0.10  mas y una distancia asumida de2,9 ± 0,317  kiloparsecs (kpc) (aproximadamente9.500 ± 1.030 años luz ) que se derivó originalmente en 1970 sobre la base del modelado del espectro de UY Sct. [9] La luminosidad se calcula entonces en 340.000  L ☉ a una temperatura efectiva de 3.365 ± 134 K , dando una masa inicial de 25  M ☉ (posiblemente hasta 40  M ☉ para una estrella no giratoria). [3]

Se observaría que un objeto hipotético que viaja a la velocidad de la luz tarda unas siete horas en viajar a lo largo del gran círculo de UY Scuti, mientras que tardaría 14,5 segundos en dar la vuelta al Sol. [17]

Las mediciones directas de paralaje de UY Sct por Gaia Data Release 2 han dado recientemente una paralaje de0.6433 ± 0.1059 mas , produciendo una distancia mucho más corta de aproximadamente 1.55 kiloparsecs (5,100 ly), [8] y consecuentemente valores de luminosidad y radio mucho más bajos de alrededor de 86,300-87,100  L ☉ y 755  R ☉ respectivamente. [18] Sin embargo, el paralaje de Gaia podría no ser confiable, al menos hasta más observaciones, debido a un nivel muy alto de ruido astrométrico. [6]

La masa de UY Scuti es incierta, principalmente porque no tiene una estrella compañera visible mediante la cual se pueda medir su masa a través de la interferencia gravitacional. Sin embargo, se espera que esté entre 7 y 10  M ☉ . [3] La misa se pierde en5,8 × 10 −5  M ☉ por año, lo que da lugar a un entorno circunestelar extenso y complejo de gas y polvo. [19]

Supernova

Basado en los modelos actuales de evolución estelar , UY Scuti ha comenzado a fusionar helio y continúa fusionando hidrógeno en una capa alrededor del núcleo. La ubicación de UY Scuti en lo profundo del disco de la Vía Láctea sugiere que es una estrella rica en metales . [20]

Después de fusionar elementos pesados, su núcleo comenzará a producir hierro, interrumpiendo el equilibrio de la gravedad y la radiación en su núcleo y dando como resultado un colapso de la supernova del núcleo . Se espera que estrellas como UY Scuti evolucionen de nuevo a temperaturas más altas para convertirse en una hipergigante amarilla , variable azul luminosa o una estrella Wolf-Rayet , creando un fuerte viento estelar que expulsará sus capas externas y expondrá el núcleo, antes de explotar como una supernova de tipo IIb , IIn o de tipo Ib / Ic . [21]

Ver también

  • R136a1 : una de las estrellas más masivas y luminosas conocidas.
  • Stephenson 2-18 : una de las estrellas más grandes conocidas, con un radio estimado de aproximadamente 2150 radios solares.

Referencias

  1. ^ a b Hog, E .; Kuzmin, A .; Bastian, U .; Fabricius, C .; Kuimov, K .; Lindegren, L .; Makarov, VV; Roeser, S. (1998). "El Catálogo de Referencia TYCHO". Astronomía y Astrofísica . 335 : L65. Bibcode : 1998A y A ... 335L..65H .
  2. ^ a b "VSX: Detalle de UY Sct" . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 20 de septiembre de 2018 .
  3. ^ a b c d e f g h i Arroyo-Torres, B .; Wittkowski, M .; Marcaide, JM; Hauschildt, PH (2013). "La estructura atmosférica y los parámetros fundamentales de las supergigantes rojas AH Scorpii, UY Scuti y KW Sagittarii". Astronomía y Astrofísica . 554 : A76. arXiv : 1305.6179 . Bibcode : 2013A & A ... 554A..76A . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201220920 . S2CID 73575062 . 
  4. ^ Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS / ADC de Catálogos Electrónicos . 2237 : 0. Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
  5. ↑ a b Kholopov, PN; Samus, NN; Kazarovets, EV; Perova, NB (1985). "La 67ª lista de nombres de estrellas variables". Boletín de información sobre estrellas variables . 2681 : 1. Código Bibliográfico : 1985IBVS.2681 .... 1K .
  6. ^ a b Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  7. ^ a b Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, VV; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). El catálogo Tycho-2 de las 2,5 millones de estrellas más brillantes . Astronomía y Astrofísica . 355 . págs. L27. Código Bibliográfico : 2000A & A ... 355L..27H . doi : 10.1888 / 0333750888/2862 . ISBN 978-0333750889.
  8. ^ a b Marrón, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  9. ↑ a b c d Lee, TA (1970). "Fotometría de estrellas tipo M de alta luminosidad". Revista astrofísica . 162 : 217. Bibcode : 1970ApJ ... 162..217L . doi : 10.1086 / 150648 .
  10. ^ "UY Scuti - Guía del universo" . Guía del universo . Consultado el 15 de enero de 2016 .
  11. ^ Prager, R. (1927). "Katalog und Ephemeriden veraenderlicher Sterne fuer 1927". Kleine Veroeffentlichungen der Universitaetssternwarte zu Berlin Babelsberg . 1 : 1.i. Código Bibliográfico : 1927KVeBB ... 1 .... 1P .
  12. ^ "UY Sct (UY Scuti)" . kusastro . Consultado el 15 de enero de 2016 .
  13. ^ Van Loon, J. Th .; Cioni, M.-RL; Zijlstra, AA; Loup, C. (2005). "Una fórmula empírica para las tasas de pérdida de masa de supergigantes rojas envueltas en polvo y estrellas de ramas gigantes asintóticas ricas en oxígeno". Astronomía y Astrofísica . 438 (1): 273–289. arXiv : astro-ph / 0504379 . Bibcode : 2005A & A ... 438..273V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20042555 . S2CID 16724272 . 
  14. ^ Whiting, Wendy A. (1978). "Observaciones de tres estrellas variables en Scutum". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 7 (2): 71. Código Bibliográfico : 1978JAVSO ... 7 ... 71W .
  15. ^ Jura, M .; Kleinmann, SG (1990). "Supergigantes M que pierden masa en el vecindario solar". La serie de suplementos de revistas astrofísicas . 73 : 769. Bibcode : 1990ApJS ... 73..769J . doi : 10.1086 / 191488 .
  16. ^ Wehrse, R .; Scholz, M .; Baschek, B. (junio de 1991). "Los parámetros R y Teff en modelos estelares y observaciones". Astronomía y Astrofísica . 246 (2): 374–382. Bibcode : 1991A y A ... 246..374B .
  17. ^ "Exploración del sistema solar: planetas: sol: hechos y cifras" . NASA . Archivado desde el original el 2 de enero de 2008 . Consultado el 15 de enero de 2016 .
  18. ^ Messineo, M .; Brown, AGA (2019). "Un catálogo de estrellas KM galácticas conocidas de las supergigantes rojas candidatas de clase I en Gaia DR2". El diario astronómico . 158 (1): 20. arXiv : 1905.03744 . Bibcode : 2019AJ .... 158 ... 20M . doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab1cbd . S2CID 148571616 . 
  19. ^ Sylvester, RJ; Skinner, CJ; Barlow, MJ (1998). "Emisión de silicatos e hidrocarburos de las supergigantes M galácticas" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 301 (4): 1083–1094. Código bibliográfico : 1998MNRAS.301.1083S . doi : 10.1046 / j.1365-8711.1998.02078.x .
  20. ^ Meynet, Georges (2008). Israelí, Garik (ed.). El universo rico en metales . Cambridge: Cambridge University Press . ISBN 9780521879989. Consultado el 15 de enero de 2016 .
  21. ^ Groh, Jose H .; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). "Propiedades fundamentales de los progenitores de supernova y GRB de colapso del núcleo: predecir el aspecto de las estrellas masivas antes de la muerte". Astronomía y Astrofísica . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode : 2013A y A ... 558A.131G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . S2CID 84177572 . 
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