UY Scuti

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UY Scuti
UY Scuti zoomed in, Rutherford Observatory, 07 September 2014.jpeg
Campo estelar em torno de 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
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
1550 ± 260[4]
2900 ± 317[2] pc
Magnitude absoluta -6,8[5]
Detalhes[2]
Massa 7-10 M
Raio 1708 ± 192 R
Gravidade superficial log g = -0,5 cgs
Luminosidade 340000+290000
−160000
L
Temperatura 3365 ± 134 K
Outras denominações
UY Sct, BD-12 5055, 2MASS J18273652-1227589, TYC 5698-5176-1[1]
UY Scuti
Scutum constellation map.png

UY Scuti é uma estrela supergigante vermelha e variável pulsante, de tipo espectral M4. Localizada a 2,9 kiloparsecs (9 500 anos-luz) da Terra, na constelação de Scutum, é uma das maiores estrelas já descobertas.[2][6]

Seu raio é estimado em 1708 ± 192 raios solares (7,94 UA), equivalente a um diâmetro de 2 375 828 000 km. Tem uma luminosidade 340 000 vezes superior à do Sol e sua temperatura efetiva é de 3365 ± 134 K. Sua massa atual é estimada em 10 vezes a massa do Sol (massa inicial de 25 massas solares), inferior à de R136a1, que tem uma massa de 265 vezes a do Sol, mas cujo raio é apenas 30 vezes maior que o do Sol.[2][6][7]

Se fosse posicionada no centro do sistema solar a fotosfera de UY Scuti poderia engolir todos os planetas até Júpiter pelo menos. Ela contém um volume de aproximadamente 5 bilhões de vezes o tamanho do Sol.[8][6]

Propriedades[editar | editar código-fonte]

Comparação do Sol (equivalente a 1 pixel) com o tamanho da UY Scuti

UY Scuti é classificada como uma variável semirregular com um período de pulsação aproximado de 740 dias.[9][10] [11] Tem uma luminosidade bolométrica de 340 000 L.

Apesar de seu grande tamanho, UY Scuti não é classificada como uma hipergigante. Existe uma classe de luminosidade MKK 0 (zero) para hipergigantes, mas isso raramente é visto nas classificações espectrais publicadas. Mais comumente, as hipergigantes são classificados como Ia-0, Ia+, ou mesmo apenas Iae baseado unicamente nos espectros observados, enquanto as supergigantes vermelhas raramente recebem estas classificações espectrais extras. Alta luminosidade e grande tamanho são características insuficientes para que possa ser definida como uma hipergigante. Isso requer a detecção das assinaturas espectrais de instabilidade atmosférica e perda de massa elevada. No caso de UY Scuti, seu espectro tem a presença de linhas espectrais de carbono, água e óxido de silício, mas não mostra quaisquer linhas espectrais de oxigênio, neônio e outros elementos mais pesados, indicando uma taxa de perda de massa insuficiente. Além disso, a sua localização no diagrama Hertzsprung-Russell está abaixo da região oval de hipergigantes, fazendo-a ser classificada apenas como um supergigante vermelha brilhante.

Tamanho[editar | editar código-fonte]

Tamanhos relativos dos planetas do Sistema Solar e diversas estrelas, incluindo UY Scuti:
1. Mercúrio < Marte < Vênus < Terra
2. Terra < Netuno < Urano < Saturno < Júpiter
3. Júpiter < Proxima Centauri < Sol < Sirius
4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < VY Canis Majoris < NML Cygni < UY Scuti.

Em 2012, astrônomos usando o interferômetro AMBER, no Very Large Telescope, mediram os parâmetros de três supergigantes perto da região do Centro da Via Láctea:[2] UY Scuti, AH Scorpii e KW Sagittarii. Eles determinaram que as três estrelas são mais de 1000 vezes maiores do que o Sol, tornando-se algumas das maiores estrelas conhecidas. Os tamanhos das estrelas foram definidos usando o raio de Rosseland, o local onde a profundidade óptica é 2/3,[12] e adotando distâncias de publicações mais antigas. O diâmetro angular modelado para UY Scuti é de 5,48 ± 0,10 mas, que, assumindo uma distância de 2,9 kpc, corresponde a um raio estelar de 1708 ± 192 R.[2] A distância de 2,9 kpc foi originalmente estimada em um artigo de 1970, com base no modelamento do espectro da estrela,[5] e é consideravelmente maior que as medições diretas de paralaxe pela sonda Gaia, que determinou para UY Scuti uma distância de 1,55 ± 0,26 kpc.[4] Assumindo esse valor de distância, o raio de UY Scuti seria de apenas 916 R.[13]

Um objeto hipotético viajando à velocidade da luz levaria cerca de sete horas para viajar ao redor de UY Scuti, enquanto que levaria 14,5 segundos para circundar o Sol.[14]

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.[15]

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.[16]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. a b c d «V* UY Sct -- Red supergiant star». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 10 de junho de 2018 
  2. a b c d e f g h i j k 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:1305.6179Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201220920 
  3. 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 
  4. 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:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051.  Catálogo Vizier
  5. 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 
  6. a b c Scudder, Jillian (9 de fevereiro de 2015). «How big is the biggest star we have ever found?» (em inglês). theconversation.com. Consultado em 24 de agosto de 2016 
  7. Bennett, K.; Davidson, John (2016). Beautiful Stars For Kids (em inglês). [S.l.]: Mendon Cottage Books. 20 páginas. ISBN 9781310116261 
  8. Byrd, Deborah (15 de fevereiro de 2015). «How big are the biggest monster stars?». earthsky.org (em inglês). Consultado em 24 de agosto de 2016 
  9. 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 
  10. 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 
  11. 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 
  12. 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 
  13. Lang, Kenneth R. (2006), Astrophysical formulae, ISBN 3-540-29692-1, Astronomy and astrophysics library, 1 3 ed. , Birkhäuser . O raio (R*) é dado por:
  14. «Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures». NASA. Consultado em 15 de janeiro de 2016. Arquivado do original em 2 de janeiro de 2008 
  15. Israelian, edited by Garik; Meynet, Georges (2008). The metal-rich universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780521879989. Consultado em 15 de janeiro de 2016 
  16. 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:1308.4681Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201321906 

Coordenadas: Sky map 18h 27m 36.53s, −12° 27′ 58.9″