UY Scuti

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
UY Scuti
UY Scuti (najjaśniejsza) na tle okolicznych gwiazd
UY Scuti (najjaśniejsza) na tle okolicznych gwiazd
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Tarcza
Rektascensja 18h 27m 36,533s[1]
Deklinacja –12° 27′ 58,87″[1]
Odległość 9500 ly (2,9 kpc[2])
Wielkość obserwowana 8,29 – 10,56[3]m
Ruch własny (RA) 1,3[4] mas/rok
Ruch własny (DEC) −1,6[4] mas/rok
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy czerwony nadolbrzym
Typ widmowy M4Ia[1]
Masa 7 – 10 M[2]
Promień 1708 ± 192 R[2]
Wielkość absolutna −6,2[5]m
Jasność 340 000[2] L
Temperatura 3365 ± 134[2] K
Alternatywne oznaczenia
2MASS: J18273652-1227589
Bonner Durchmusterung: BD –12°5055
TYC 5698-5176-1

UY Scuti – jasny czerwony nadolbrzym oraz gwiazda zmienna półregularna[6] znajdująca się w gwiazdozbiorze Tarczy, największa znana gwiazda pod względem średnicy. Jej szacowany promień wynosi 1700 promieni Słońca, czyli około 1,2 miliarda kilometrów (7,9 AU), a jej objętość przekracza objętość Słońca 5 miliardów razy. Gwiazda znajduje się około 2,9 kiloparseka (9500 lat świetlnych) od Ziemi. Jeśli znajdowałaby się w centrum Układu Słonecznego, wykraczałaby poza orbitę Jowisza, jednak jako że jej dokładny rozmiar nie jest znany, możliwe że wchłonęłaby również Saturna.

Obserwacje[edytuj | edytuj kod]

UY Scuti została skatalogowana po raz pierwszy w 1860 roku przez niemieckich astronomów w obserwatorium w Bonn podczas tworzenia katalogu Bonner Durchmusterung jako BD –12 5055. Podczas późniejszych pomiarów odkryto, że jest to gwiazda zmienna, więc zgodnie z międzynarodowymi standardami zmieniono jej nazwę na UY Scuti (trzydziesta ósma gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Tarczy).

Przy dobrych warunkach pogodowych UY Scuti może być obserwowana przez mały teleskop lub lornetkę jako czerwona gwiazda, położona kilka stopni na północ od widocznej gołym okiem gamma Scuti oraz 2 minuty kątowe na północny zachód od Mgławicy Orzeł. Pomimo swojej wysokiej jasności absolutnej, przez swoją dużą odległość jej obserwowalna wielkość gwiazdowa wynosi 11m.

Charakterystyka[edytuj | edytuj kod]

UY Scuti jest klasyfikowana jako gwiazda zmienna o okresie 688 dni[3]. Całkowita jasność gwiazdy przekracza 340 000 razy jasność Słońca, co sprawia, że jest jedną z najjaśniejszych gwiazd w Galaktyce.

Pomimo swojego rozmiaru, UY Scuti nie jest uważana za hiperolbrzyma. Do tego potrzebna jest obecność widma cięższych pierwiastków w atmosferze, dowodzących niestabilności atmosfery oraz szybkiej utraty masy. W tym wypadku w spektrum gwiazdy wykrywa się obecność węgla, wody oraz tlenków krzemu, jednak brak jest linii tlenu, neonu czy innych, cięższych pierwiastków. Dodatkowo jej lokalizacja w diagramie Hertzsprunga-Russella znajduje się poniżej regionu hiperolbrzymów, co klasyfikuje ją jako jasny czerwony nadolbrzym.

Rozmiar[edytuj | edytuj kod]

Porównanie wielkości UY Scuti oraz Słońca.
Porównanie rozmiarów niektórych gwiazd

Latem 2012 roku astronomowie pracujący przy VLT zmierzyli parametry trzech nadolbrzymów z okolic Centrum Galaktyki: UY Scuti, AH Scorpii oraz KW Sagittarii[2]. Odkryto, że wszystkie te gwiazdy są ponad tysiąc razy większe niż Słońce, co sprawia, że są jednymi z największych znanych gwiazd.

UY Scuti okazała się największą z nich, posiadając promień wielkości 1708 ± 192 R, co czyni ją największą znaną gwiazdą, około 1,7 raza większą niż Betelgeza. Dla porównania, gdyby Ziemia była kulą o średnicy 20 centymetrów, Słońce miałoby 22,25 metra średnicy (wysokość 7-piętrowego budynku), a rozmiary UY Scuti przekraczałyby 38 kilometrów.

Supernowa[edytuj | edytuj kod]

Według aktualnych modeli ewolucji gwiazd, wewnątrz UY Scuti zaczęła się reakcja termojądrowa łączenia jąder helu a w zewnętrznych warstwach jądra gwiazdy, kontynuowana jest reakcja łączenia jąder wodoru. Położenie UY Scuti głęboko w dysku Drogi Mlecznej sugeruje, że jest to gwiazda bogata w metale[7].

W następnej fazie trwającej kolejny milion lat, w jądrze powinna rozpocząć się fuzja cięższych pierwiastków – litu, węgla, tlenu, neonu i krzemu, po czym rozpocznie się produkcja żelaza. Następnie w wyniku braku paliwa jądrowego zaburzona zostanie równowaga sił panujących w centrum gwiazdy, prowadząc do zapadnięcia się jądra i wybuchu supernowej. Możliwe jest, że podobne gwiazdy cofną się w ewolucji do żółtego hiperolbrzyma, jasnego błękitnego olbrzyma lub gwiazdy Wolfa-Rayeta, która poprzez silne wiatry słoneczne odrzuci swoje zewnętrzne warstwy i odsłoni swoje jądro, ostateczne kończąc życie jako supernowa typu IIb, IIn lub Ib/Ic[8].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. a b c UY Scuti w bazie SIMBAD (ang.)
  2. a b c d e f B. Arroyo-Torres et al.. The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii. „Astronomy & Astrophysics”. 554 (A76), czerwiec 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201220920 (ang.). 
  3. a b VSX : Detail for UY Sct (ang.). www.aavso.org. [dostęp 2017-05-08].
  4. a b The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars. . 355, s. L27, 2000. Bibcode2000A&A...355L..27H. 
  5. Photometry of high-luminosity M-type stars. , s. 217, 1970. DOI: 10.1086/150648. Bibcode1970ApJ...162..217L. 
  6. P. N. Kholopov, N. N. Samus, E.V. Kazarovets, N.B. Perova. The 67th Name-List of Variable Stars. „Information Bulletin on Variable Stars”, s. 1, 1985. Bibcode1985IBVS.2681....1K. 
  7. Georges Meynet: The metal-rich universe. Cambridge: 2008. ISBN 978-0-521-87998-9. [dostęp 15 January 2016].
  8. Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death. „Astronomy & Astrophysics”. 558, s. A131, 2013. DOI: 10.1051/0004-6361/201321906. arXiv:1308.4681. Bibcode2013A&A...558A.131G.