UY Штит
Збиеното ѕвездено поле околу црвената џиновска ѕвезда UY Штит (најсјајната на сликата). | |
| Податоци од набљудување Епоха J2000 Рамноденица J2000 | |
|---|---|
| Соѕвездие | Штит |
| Ректасцензија | 18ч 27м 36,5334с[1] |
| Деклинација | −12° 27′ 58,866″[1] |
| Прив. величина (V) | 8,9[2] - 11.20[3] |
| Особености | |
| Спектрален тип | M4Ia[4] |
| U−B Боен показател | 3,29[4] |
| B−V Боен показател | 3[3] |
| Променлив тип | SRC[5] |
| Астрометрија | |
| Сопствено движење (μ) | Рект: 1,3[6] млс/г Дек.: −1,6[6] млс/г |
| Оддалеченост | 9.500 сг (2.900[7] пс) |
| Апсолутна величина (MV) | −6.2[8] |
| Податоци | |
| Маса | 7-10[4] M☉ |
| Полупречник | 1.708 ± 192[4] R☉ |
| Површ. грав. (log g) | −0,5[4] |
| Сјајност | 340.000[4] L☉ |
| Температура | 3.365 ± 134[4] K |
| Други ознаки | |
| Наводи во бази | |
| SIMBAD | — податоци |
Координати: 
18ч 27м 36,53с, −12° 27′ 58,9″
UY Штит — блескава црвена џиновска и пулсирачка променлива ѕвезда во соѕвездието Штит. Водечки кандидат за најголемата позната ѕвезда по полупречник и е исто така една од најсјајните од својот тип. Нејзиниот полупречник е проценет на 1.708 сончеви полупречници, или пречник од 2,4 милијарди км (15,9 ае), на овој начин зафатнината е околу 3,7 милијарди пати поголема од онаа на Сонцето. Оваа ѕвезда е оддалечена на приближно 2,9 килопарсеци (9.500 светлосни години) од Земјата. Ако е поставена во средиштето на Сончевиот Систем, нејзината фотосфера ќе ја зафати орбитата на Јупитер, иако полупречникот не е точно познат, па можно е истата да се протега и до Сатурн.
Именување и историја
[уреди | уреди извор]UY Штит била забележана во 1860 г. од германските астрономи во опсерваторијата во Бон во текот на првото небесно истражување на ѕвездите за Бонскиот преглед.[9] Бил именувана како BD-12 5055, 5.055-та ѕвезда помеѓу 12°S и 13°S броејќи од 0h ректасцензија.
За време на следното набљудување на ѕвездата биле забележани промени во сјајот, што укажувало дека станува збор за нова променлива ѕвезда. Во согласност со меѓународните стандарди за означување на променливите ѕвезди, ѕвездата е наречена UY Штит, 38-та променлива ѕвезда во соѕвездието Штит.[10]
Под исклучителни поволни услови кога нема светлинско загадување, UY Штит може да се види, користејќи мал телескоп или голем двоглед како црвеникава ѕвезда со бледа дамка заедно со ѕвездите од Млечниот Пат. Со местоположба на неколу степени северно од ѕвездата од A-тип и видлива со голо око Гама Штит, и 2 лачни минути северозападно од NGC 6611. Иако ѕвездата е многу сјајна, најсјајна од сите, гледана од Земјата таа е 9-та ѕвезда по сјајност, како резултат на оддалеченоста и положбата во подрачјето на одбегнување во Лебедовиот јаз.[11]
Особености
[уреди | уреди извор]
Ѕвездата е класифицирана како полуправилна променлива ѕвезда која пулсира приближно на период од 740 дена.[5][12][13] Има вкупна болометариска моќ од 340.000 L☉, правејќи ја една од најсјајните ѕвезди во галаксијата.
Покрај својата големина, UY Штит е класифициран како хиперџин. Постои MKK сјајна класа 0 (нула) за хиперџиновите, но ова ретко се забележува во објавените спектрални класификации. Почесто, хиперџиновите се класифицирани како Ia-0, Ia+, или Iae засновани само на набљудуваните спектри и црвените суперџинови ретко ги добиваат овие дополнителни спектрални класификации. Сјајноста и големината се недоволни за да се дефинираат како суперџинови. Истото бара откривање на спектралните линии на атмосферските нестабилности и големата загуба на маса. Во овој случај UY Штит, во неговиот спектар има присуство на спектрални лиинии на јаглерод, вода и силициум оксид, но нема присуство на спектралните линии на кислородот, неонот, и другите потешки елементи, што укажува на недоволна загуба на масата. Покрај тоа, неговата местоположба во Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм е под овалната област на хиперџиновите, правејќи го единствен сјајен црвен суперџин.
Величина
[уреди | уреди извор]_(Apr_2015_update)_mk.png)
1. Меркур < Марс < Венера < Земја
2. Земја < Нептун < Уран < Сатурн < Јупитер
3. Јупитер < Проксима Кентаур < Сонце < Сириус
4. Сириус < Полукс < Арктур < Алдебаран
5. Алдебаран < Ригел < Антарес < Бетелгез
6. Бетелгез < VY Големо Куче < NML Лебед < UY Штит.
Во летото 2012 година, астрономите од Многу големиот телескоп во Атакама во Чиле ги измериле параметрите на трите суперџинови близу галактичко средиште :[4] UY Штит, AH Шкорпија и KW Стрелец. Констатирале дека сите три ѕвезди се 1.000 пати поголеми од Сонцето, што ги прави најголеми познати ѕвезди. Ѕвездените величини се дефинираат со користење на Роселандовиот полупречник, во местото каде оптичката длабочина е 2/3.[14]
За UY Штит е утврдено дека е најголема од трите измерени ѕвезди со 1.708 ± 192 R☉. Ова го прави најголем познат ѕвезден полупречник на која било ѕвезда и приближно 1,7 пати поголем од познатиот Бетелгез. Ѕвездата е толку голема што ако Земјата би имала пречник од 20 см, Јупитер со пречник 2,1 м Сонцето со пречник 22 м (висината колку и седумкатна зграда), додека пречникот на UY Штит би бил 38.000 м, четири пати повисок од Монт Еверест.
Во поедноставни услови, хипотетичко тело кое се движи со брзина на светлината ќе направи еден круг околу UY Штит за 7 часа, а за круг околу Сонцето се потребни само 14,5.[15]
Маса
[уреди | уреди извор]Масата на UY Штит е неодредена, првенствено бидејќи нема видлива придружна ѕвезда од која нејзината маса може да биде измерена преку гравитациските пречки. Моделите на ѕвездениот развој заклучуваат дека почетната маса на ѕвездата (масата на ѕвездата кога е создадена) која ја достигнува црвента суперџиновска фаза би изнесувала околу 25 M☉ (можно е да биде до 40 M☉ за неротирачка ѕвезда), и можно е загубата на масата да е повеќе од половина од сегашната.[4]
Супернова
[уреди | уреди извор]Врз основа на актуелните модели на ѕвездениот развој, каде UY Штит започнала да го соединува хелиумот и продолжила да го соединува водородот во слоевите околу јадрото. Поради својата положба длабоко во внатрешноста на дискот на Млечниот Пат се претпоставува дека таа е ѕвезда богата со метали.[16]
UY Штит треба да соединува литиум, јаглерод, кислород, неон, и силициум во неговото јадро во следните неколку милиони години. По ова, неговото јадро ќе почне да создава железо, нарушувајќи ја рамнотежата на гравитацијата и зрачењето во јадрото што ќе доведе до распаѓање на јадрото во супернова. Се очекува дека ѕвездите како UY Штит треба да се вратат назад кон потопли температури за да се создаде жолт хиперџин, светлосна сина променлива, или Волф-Рајеова ѕвезда, создавајќи силен ѕвезден ветер кој ќе ги исфрли внатрешни слоеви и ќе го изложи јадрото, пред да експлодира као тип IIb, IIn, или тип Ib/Ic супернова.[17]
Поврзано
[уреди | уреди извор]Наводи
[уреди | уреди извор]- ↑ 1,0 1,1 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.
- ↑ 3,0 3,1 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.
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 4,6 4,7 4,8 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.
- ↑ 5,0 5,1 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.
- ↑ 6,0 6,1 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.
- ↑ „UY Scuti - Universe Guide“. Universe Guide. Посетено на 15 January 2016.
- ↑ Prager, R. (1927). „Katalog und Ephemeriden veraenderlicher Sterne fuer 1927“. Kleine Veroeffentlichungen der Universitaetssternwarte zu Berlin Babelsberg. 1: 1.i. Bibcode:1927KVeBB...1....1P.
- ↑ „UY Sct (UY Scuti)“. kusastro. Посетено на 15 January 2016.
- ↑ Whiting, Wendy A. (1978). „Observations of Three Variable Stars in Scutum“. The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 7: 71. Bibcode:1978JAVSO...7...71W.
- ↑ Jura, M.; Kleinmann, S. G. (1990). „Mass-losing M supergiants in the solar neighborhood“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 73: 769. Bibcode:1990ApJS...73..769J. doi:10.1086/191488.
- ↑ (June 1991). "The parameters R and Teff in stellar models and observations".
- ↑ „Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures“. NASA. Архивирано од изворникот на 2008-01-02. Посетено на 15 January 2016.
- ↑ Israelian, edited by Garik; Meynet, Georges (2008). The metal-rich universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 9780521879989. Посетено на 15 January 2016.CS1-одржување: излишен текст: список на автори (link)
- ↑ 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.
| ||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||