UY Щита
 Велика кількість зір довкола UY Щита (найяскравіша зоря на фото)
| |
| Дані спостереження Епоха J2000 | |
|---|---|
| Сузір’я | Щит |
| Пряме піднесення | 18г 27х 36.5334с[1] |
| Схилення | -12° 27′ 58.866″[1] |
| Видима зоряна величина (V) | 8.9[2] — 11.20[3] |
| Характеристики | |
| Спектральний клас | M4Ia[4] |
| Показник кольору (B−V) | 3.00[3] |
| Показник кольору (U−B) | 3.29[4] |
| Тип змінності | напіврегулярна змінна[5] |
| Астрометрія | |
| Променева швидкість (Rv) | {{{radial_v}}} км/c |
| Власний рух (μ) | Пр.сх.: 1.3[6] мас/р Схил.: −1.6[6] мас/р |
| Паралакс (π) | {{{parallax}}} ± {{{p_error}}} мас |
| Відстань | 9,500 св. р. (2,900[7] пк) |
| Абсолютна зоряна величина (MV) |
−6.2[8] |
| Фізичні характеристики | |
| Маса | 7-10[4] M☉ |
| Радіус | 1,708 ± 192[4] R☉ |
| Світність | 340,000[4] L☉ |
| Ефективна температура | 3,365 ± 134[4] K |
| Інші позначення | |
| Посилання | |
| SIMBAD | дані для UY+Sct |
UY Щита — яскравий червоний надгігант, пульсуюча змінна зоря у сузір'ї Щита. Судячи з усього, це найбільша з відомих зоря за радіусом, а також одна з найяскравіших. За оцінками, її середній діаметр перевищує діаметр Сонця у 2775 разів[джерело?], тобто дорівнює 4,02 млрд км (15,9 а. о.), а її об'єм, відповідно, більше сонячного у 5 млрд разів. Зоря розташована на відстані приблизно 2,9 кілопарсек (9500 світлових років) від Землі. Якби зоря опинилася всередині Сонячної системи на місці Сонця, своєю фотосферою вона досягла б орбіти Урана або навіть поглинула її (діаметр зорі відомий неточно).
Спостереження[ред. | ред. код]
Уперше UY Щита внесли до каталогу німецькі астрономи Боннської обсерваторії (Боннський огляд, 1860). Зоря отримала позначення BD-12 5055 — тобто 5055-та зоря між 12 і 13° південної широти, починаючи від 0h прямого піднесення. Ці дослідження були опубліковані 1862 року.
Під час наступного огляду параметри зорі були перевірені вдруге й виявилося, що її яскравість дещо змінилася, — тобто, вочевидь, зоря є змінною. Відповідно до загальноприйнятої системи, вона отримала позначення UY Щита (UY Scuti) — як 38-ма змінна зоря в сузір'ї Щита.
У винятково добрих умовах, за відсутності «світлового забруднення», зорю UY Щита можна побачити за допомогою невеликого телескопа або потужного бінокля як червонувату зорю з тьмяною плямою вздовж зір Чумацького Шляху. Вона розташована на 2° північніше зорі Гамма Щита, видимої неозброєним оком зорі типу A, і за 2 кутові мінути на північний захід від туманності Орла. Хоча зоря надзвичайно яскрава, у періоди найбільшої світності її видно із Землі як зорю 11-ї зоряної величини, адже вона розташована у «Великому провалі» — так званій «зоні недосяжності» (Zone of Avoidance, ZOA), а відстань до неї вельми велика. Велика кількість пилу на цій ділянці затемнює UY Щита. Якби не пил, UY Щита була б п'ятим за яскравістю об'єктом, видимим неозброєним оком.
Характеристики[ред. | ред. код]
Зоря класифікована як напіврегулярна змінна з приблизним періодом пульсацій 740 діб[9][10]. Її загальна болометрична світність (тобто з урахуванням випромінювання в інфрачервоному діапазон) перевищує сонячну (L☉) в 340 000 разів. Іншими словами, UY Щита — одна з найяскравіших зір галактики.
Попри її величезний розмір, UY Щита не вважається гіпергігантом. Для гіпергігантів передбачено клас світності 0 (нуль), але його рідко згадують у публікаціях MKK, де йдеться про класифікації спектрів. Частіше зорі-гіпергіганти класифікують як Ia-0, Ia+ або навіть просто Iae, виходячи виключно зі спостережуваних спектрів, тому червоні супергіганти рідко дістають такі додаткові спектральні класифікації. Великої яскравості й величезного розміру недостатньо для того, щоб визначити зорю як гіпергігант: для цього потрібно виявити спектральні ознаки нестабільності атмосфери й швидкої втрати маси. У спектрі UY Щита присутні спектральні лінії вуглецю, води й діоксиду кремнію, але відсутні лінії кисню, неону та інших важчих елементів, що є ознакою недостатньо швидкої втрати маси. Крім того, на діаграмі Герцшпрунга-Рассела ця зоря розташована нижче овальної області гіпергігантів, тому вона класифікується «лише» як яскравий червоний супергігант.
Розмір[ред. | ред. код]
Влітку 2012 року астрономи, які працюють на «Дуже великому телескопі» (VLT) у чилійській пустелі Атакама, виміряли параметри трьох надгігантів поблизу Галактичного центру — UY Щита, AH Скорпіона та KW Стрільця. Вони виявили, що всі три зорі більш ніж у 1000 разів перевищують за розміром Сонце, тобто є одними з найбільших відомих зір. Розміри зір були визначені за допомогою радіуса Росселанда, тобто відстані, на якій оптична товщина атмосфери дорівнює одиниці (іноді застосовують інші величини, наприклад 2/3)[11].
Виявилося, що UY Щита є найбільшою з цих трьох зір і має діаметр 1708 ± 192 сонячного (R☉). Відтак, діаметр зорі є найбільшим серед відомих [джерело?]і приблизно в 1,7 разу перевищує розмір славнозвісної Бетельгейзе. UY Щита настільки величезна, що якби Землю зменшити до розміру звичайного пляжного м'яча (діаметром трохи більше 20 см), то Сонце в цьому масштабі мало би діаметр 22,25 м (висота 7-поверхового будинку), а діаметр UY Щита становив би 38 км — тобто більше ніж учетверо перевищував би висоту Джомолунгми.
Маса[ред. | ред. код]
Маса UY Щита також точно невідома — здебільшого тому, що у зорі не знайдено зорі-супутника, гравітаційний вплив якого дав би змогу розрахувати маси. З наявних моделей еволюції зір випливає, що початкова маса зорі (маса зорі під час її формування), яка досягла стадії червоного супергіганта, — як-от UY Щита — має становити приблизно 25 мас Сонця (для зорі, що не обертається, — до 40 мас Сонця), і впродовж своєї еволюції до стадії червоного супергіганта більше половини цієї маси буде втрачено.
Наднова зоря[ред. | ред. код]
Із сучасних моделей еволюції зір випливає, що UY Щита вже почала спалювати гелій і продовжує спалювати водень в зоні навколо ядра. З того, що UY Щита розташована глибоко всередині диска Чумацького Шляху, випливає, що вона є однією з наймолодших і короткоіснуючих зір, багатих на метали, тобто належить до Покоління I (металами в астрономії називають усі хімічні елементи, важчі гелію).
Імовірно, упродовж найближчого мільйона років UY Щита спалюватиме у своєму ядрі літій[джерело?], вуглець, кисень, неон і кремній. Після цього в ядрі почне утворюватися залізо, унаслідок чого гравітаційно-випромінювальний баланс зорі порушиться, що призведе до колапсу її ядра й спалаху наднової зорі. Вважається, що зорі на кшталт UY Щита еволюціонують із підвищенням температур і перетворенням на жовтого гіпергіганта, яскраву блакитну змінну або зорю Вольфа—Райє та утворенням потужного зоряного вітру, який розкидає її зовнішні шари й оголює ядро, після чого зоря вибухає як наднова типу IIb, IIn або Ib/Ic[12].
Див. також[ред. | ред. код]
Примітки[ред. | ред. код]
- ↑ а б Hog, E.; Kuzmin, A.; Bastian, U.; Fabricius, C.; Kuimov, K.; Lindegren, L.; Makarov, V. V.; Roeser, S. (1998). The TYCHO Reference Catalogue. Astronomy and Astrophysics. 335: L65. Bibcode:1998A&A...335L..65H.
- ↑ Röser, S.; Bastian, U.; Kuzmin, A. (1994). PPM Star Catalogue: The 90000 Stars Supplement. Astronomy and Astrophysics. 105. Bibcode:1994A&AS..105..301R.
- ↑ а б Ducati, J. R. (2002). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
- ↑ а б в г д е Arroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (2013). The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii. Astronomy & Astrophysics. 554: A76. arXiv:1305.6179. Bibcode:2013A&A...554A..76A. doi:10.1051/0004-6361/201220920.
- ↑ 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.
- ↑ а б Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars. Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H.
- ↑ Sylvester, R. J.; Skinner, C. J.; Barlow, M. J. (1998). Silicate and hydrocarbon emission from Galactic M supergiants. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4): 1083. Bibcode:1998MNRAS.301.1083S. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02078.x.
- ↑ Lee, T. A. (1970). Photometry of high-luminosity M-type stars. Astrophysical Journal. 162: 217. Bibcode:1970ApJ...162..217L. doi:10.1086/150648.
- ↑ Arroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (2013). «The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii»
- ↑ Jura, M.; Kleinmann, S. G. (1990). Mass-losing M supergiants in the solar neighborhood. The Astrophysical Journal Supplement Series. 73: 769. doi:10.1086/191488.
- ↑ The parameters R and Teff in stellar models and observations // Astronomy and Astrophysics. — 1991. — Т. 246, вип. 2 (1 червня). — С. 374–382. — Bibcode:.
- ↑ 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. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.