 Estelar densa alrededor de la supergigante roja estrella uy scuti (estrella más brillante en la imagen), visto desde el Observatorio Rutherfurd en la Universidad de Columbia en Nueva York , Estados Unidos . La imagen fue capturada en 2011. | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Escudo |
| Ascensión recta | 18 h 27 m 36.5334 s [1] |
| Declinación | −12 ° 27 ′ 58.866 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 8.29 - 10.56 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | M2-M4Ia-Iab[2] |
| U−B color index | +3.29[3] |
| B−V color index | +3.00[4] |
| Variable type | SRc[5] |
| Astrometry | |
| Radial velocity (Rv) | 18.33±0.82[6] km/s |
| Proper motion (μ) | RA: 1.3[7] mas/yr Dec.: −1.6[7] mas/yr |
| Parallax (π) | 0.6433 ± 0.1059[8] mas |
| Distance | approx. 5,100 ly (approx. 1,600 pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −6.2[9] |
| Details[3] | |
| Mass | 7–10 M☉ |
| Radius | 1,708±192 R☉ |
| Luminosity | 340,000+290,000 −160,000 L☉ |
| Surface gravity (log g) | −0.5 cgs |
| Temperature | 3,365±134 K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
Coordenadas : 
18 h 27 m 36.53 s , −12 ° 27 ′ 58.9 ″UY Scuti ( BD-12 5055 ) es una supergigante roja en la constelación Scutum . Es 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.
18 h 27 m 36.53 s , −12 ° 27 ′ 58.9 ″UY Scuti ( BD-12 5055 ) es una supergigante roja en la constelación Scutum . Es 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.Nomenclatura e historia
UY Scuti fue catalogado por primera vez en 1860 por astrónomos alemanes en el Observatorio de Bonn , quienes estaban completando una encuesta de estrellas para el Catálogo Estelar Bonner Durchmusterung . [10] Fue designado BD-12 5055, la estrella 5.055 entre 12 ° S y 13 ° S contando desde 0h ascensión recta .
En la detección en la segunda encuesta, 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 llamaba UY Scuti, denotándose como la 38a estrella variable de la constelación Scutum. [11]
UY Scuti se encuentra a pocos 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, es, en su punto más brillante, de solo novena magnitud vista desde la Tierra, debido a su distancia y ubicación en la Zona de Evitación dentro de la grieta Cygnus . [12]
Caracteristicas
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UY Sct es una supergigante roja 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, Arroyo-Torres et al. usando interferometría AMBER del Very Large Telescope (VLT) en el desierto de Atacama en Chile midió 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. Tamaños las estrellas se calcularon utilizando el radio 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 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 supuesta de2.9 ± 0.317 kiloparsecs (kpc) (aproximadamente9,500 ± 1,030 años luz ), que se obtuvo originalmente en 1970 sobre la base del modelado del espectro de UY Sct. [9] La luminosidad se calcula entonces en 340,000 L , 000 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]
Las mediciones directas de paralaje de UY Sct por Gaia Data Release 2 recientemente han proporcionado una paralaje de0.6433 ± 0.1059 mas , produciendo una distancia mucho menor de aproximadamente 1.55 kiloparsecs (5.100 ly), y consecuentemente valores mucho menores de luminosidad y radio. [8]
Un objeto hipotético que viaja a la velocidad de la luz tardaría unas siete horas en recorrer UY Scuti al máximo, [se necesita una aclaración ], mientras que tomaría 14.5 segundos dar la vuelta al Sol. [17]
La masa de UY Scuti es incierta, principalmente porque no tiene una estrella compañera visible por la cual su masa se pueda medir a través de la interferencia gravitacional. Sin embargo, se espera que sea entre 7 y 10 M ☉ . [3] Se está perdiendo misa en5.8 × 10 −5 M ☉ por año, lo que lleva a un entorno circunestelar extenso y complejo de gas y polvo. [18]
Supernova
Basado en los modelos actuales de evolución estelar , UY Scuti ha comenzado a fusionar helio y continúa fusionando hidrógeno en una cubierta alrededor del núcleo. La ubicación de UY Scuti en lo profundo del disco de la Vía Láctea sugiere que es una estrella rica en metal . [19]
Después de fusionar elementos pesados, su núcleo comenzará a producir hierro, interrumpiendo el equilibrio de gravedad y radiación en su núcleo y dando como resultado un colapso del núcleo de la supernova . Se espera que estrellas como UY Scuti evolucionen nuevamente a temperaturas más altas para convertirse en una hipergigante amarilla , una variable azul luminosa o una estrella Wolf-Rayet , creando un fuerte viento estelar que expulse sus capas externas y exponga el núcleo, antes de explotar como una supernova de tipo IIb, IIn o tipo Ib / Ic.
  Crédito : NASA / JPL-Caltech / M. Meixner (STScI) y el equipo de SAGE Legacy | |
| Datos de observación Época J2000.0 Equinoccio J2000.0 | |
|---|---|
| Constelación | Dorado ( LMC ) |
| Ascensión recta | 04 h 55 m 10.5252 s [1] |
| Declinación | −68 ° 20 ′ 29.998 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 18,46 (variable) [2] |
| Caracteristicas | |
| Etapa evolutiva | Hipergigante rojo |
| Tipo espectral | M5 I [3] |
| Magnitud aparente (K) | 6,85 [2] |
| Tipo variable | Mira ? [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 294 ± 2 [3] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 1.108 [1] mas / año Dec .: –1.348 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | –0,2280 ± 0,0625 [1] mas |
| Distancia | 160,000 ly (50,000 [3] pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −6,00 [3] |
| Detalles | |
| Masa | 25 ± 5 (masa inicial) [3] [5] M ☉ |
| Radio | 1,540[3] - 2,575[6] R☉ |
| Luminosity | 280,000[3][5] - 490,000[6] L☉ |
| Surface gravity (log g) | –0.5[3] cgs |
| Temperature | 3,008[6] - 3,400[3] K |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
WOH G64 ( IRAS 04553-6825 ) es una estrella hipergigante roja (RHG) o supergigante roja (RSG) en la galaxia satélite de la Gran Nube de Magallanes (LMC) en la constelación sur de Dorado . Es una de las estrellas más grandes conocidas , con un radio de 1.540 a 2.575 radios solares (1.071 × 10 9 a 1.791 × 10 9 km ; 7.16 a 11.97 au ), correspondiente a un volumen de 3.65 a 17 mil millones de veces más grande que el Sol. . También es una de las supergigantes rojas más luminosas y masivas .
WOH G64 está rodeado por una envoltura de polvo ópticamente gruesa de aproximadamente un año luz de diámetro que contiene de 3 a 9 veces la masa de material expulsado del Sol que fue creado por el fuerte viento estelar . [5] Si se coloca en el centro del Sistema Solar , la superficie de la estrella engulliría a Júpiter o posiblemente a Saturno .
Descubrimiento [ editar ]
WOH G64 fue descubierto en la década de 1970 por Bengt Westerlund , Olander y Hedin. Al igual que NML Cygni , el "WOH" en el nombre de la estrella proviene de los nombres de sus tres descubridores, pero en este caso se refiere a un catálogo completo de estrellas gigantes y supergigantes en el LMC. [7] En 2007, los observadores que utilizaron el Very Large Telescope (VLT) mostraron que WOH G64 está rodeado por una nube en forma de toro. [5] Westerlund también descubrió otra notable estrella hipergigante fría, Westerlund 1-26 , que se encuentra en el cúmulo súper estelar masivo Westerlund 1 en la constelación Ara . [8]
WOH G64 también se descubrió que era una fuente bien conocida de OH , H
Emisión demásers de2 OySiO , que es típica de unaestrella supergigante OH / IR. [3]También muestra unespectroinusualde emisión nebular; El gas caliente es rico en nitrógeno y tiene unavelocidad radialconsiderablemente más positiva que la de la estrella. [3]
Emisión demásers de2 OySiO , que es típica de unaestrella supergigante OH / IR. [3]También muestra unespectroinusualde emisión nebular; El gas caliente es rico en nitrógeno y tiene unavelocidad radialconsiderablemente más positiva que la de la estrella. [3]
Distancia [ editar ]
Se supone que la distancia de WOH G64 es de aproximadamente 50,000 parsecs (160,000 ly ) de la Tierra, ya que parece estar en el LMC. [3] El paralaje de Gaia Data Release 2 para WOH G64 es:0.2280 ± 0.0625 mas pero este valor es negativo y no significativo. [1]
Variabilidad [ editar ]
WOH G64 varía regularmente en brillo en más de una magnitud en longitudes de onda visuales con un período primario de alrededor de 800 días. [9] La estrella sufre más de seis magnitudes de extinción en las longitudes de onda visuales, y la variación en las longitudes de onda infrarroja es mucho menor. [3] Se ha descrito como un Mira rico en carbono o variable de período largo , que necesariamente sería una estrella asintótica de rama gigante (estrella AGB) en lugar de una supergigante. [4] La variabilidad del brillo ha sido confirmada por otros investigadores en algunas bandas espectrales, pero no está claro cuál es el tipo de variable real. No se ha encontrado variación espectral significativa. [3]
Propiedades físicas [ editar ]
WOH G64 se clasifica como una supergigante luminosa de clase M y es probable que sea la estrella más grande y la supergigante roja más luminosa y fría del LMC. [3] La combinación de la temperatura y la luminosidad de la estrella la coloca hacia la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . El estado evolucionado de la estrella significa que ya no puede retener su atmósfera debido a la baja densidad, la alta presión de radiación y los productos relativamente opacos de la fusión termonuclear.
En 2007, Ohnaka et al. usando el Very Large Telescope (VLT) calculó que la estrella tiene una luminosidad bolométrica de 282,000 L ☉ , lo que sugiere una masa inicial de25 ± 5 M ☉ , y un radio alrededor de 1,730 R ☉ basado en la suposición de una temperatura efectiva de 3,200 K y el modelado de transferencia radiativa del toro circundante. [5] En 2009, Levesque calculó una temperatura efectiva de3.400 ± 25 K por ajuste espectral del SED óptico y UV cercano . La adopción de la luminosidad de Ohnaka con esta nueva temperatura da un radio de 1,540 R ☉ pero con un margen de error del 5%. [3] Sin embargo, otras estimaciones de 1,970 - 1,990 R ☉ basadas en una luminosidad de450 000 150 000
-120 000 L ☉ y una temperatura efectiva de 3372 - 3400 K también se han derivado. [3]
-120 000 L ☉ y una temperatura efectiva de 3372 - 3400 K también se han derivado. [3]
Esos parámetros físicos son consistentes con las supergigantes rojas galácticas más grandes que se encuentran en otros lugares, como Mu Cephei , VY Canis Majoris y NML Cygni, y con modelos teóricos de las supergigantes frías más frías, más luminosas y más grandes posibles (por ejemplo, el límite de Hayashi o el límite de Humphreys-Davidson ) [3] [5] [6] La estrella puede explotar como una supernova en los próximos 10,000 años. [10] [se necesita una mejor fuente ]
Posible compañero [ editar ]
WOH G64 tiene un posible compañero enano tardío de tipo O de una magnitud bolométrica de -7.5 o una luminosidad de 100,000 L ☉ , lo que haría que WOH G64 sea una estrella binaria, aunque no se ha confirmado esta observación y las nubes de polvo que intervienen hacen que Estudio de la estrella muy difícil.
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