UY スクティ

UY スクティ

赤色超巨星たて座UY星（画像で最も明るい星）のDSS2画像。周囲は密集した星野に囲まれている。
観測データ エポック J2000      エキノックス J2000
星座	盾板
赤経	18時間27分36.5334秒[1]
偏角	−12° 27′ 58.866″ [1]
見かけの等級 （V）	8.29 - 10.56 [2]
特徴
進化段階	赤色 超巨星
スペクトル型	M2-M4Ia-Iab [2]
U−B色指数	+3.29 [3]
B−V色指数	+3.00 [4]
変数型	SRc [5]
天体測量
視線速度(R v )	18.33 ± 0.82 [6]  km/s
固有運動（μ）	RA:  1.3 [7] マス/年 十二月:  −1.6 [7] マス/年
視差（π）	0.5166 ± 0.0494 マス[8]
距離	5,871+534 −446[9]  ly （1,800+164 −137[9  ]パソコン
絶対等級 (M V )	−6.2 [10]
詳細
半径	909 [11]  R ☉
明るさ	124,000 [11]  L ☉
温度	3,550 [11]  K
その他の指定
UY Sct、BD −12°5055、IRC  −10422、RAFGL  2162、HV 3805
データベース参照
シンバド	データ

たて座UY星（BD-12°5055）は赤色超 巨星で、地球から5,900光年離れた盾座にある。脈動変光星でもあり、最大輝度は8.29等、最小輝度は10.56等と、肉眼では見えないほど暗い。半径は太陽半径の909倍（6億3200万キロメートル、4.23天文単位）と推定されており、知られている恒星の中では最大級の恒星の一つと考えられており、体積は太陽の7億5000万倍に上る。この推定は、もし太陽系の中心にあったとしたら、その光球は火星の軌道や小惑星帯を越えて広がるであろうことを示唆している。

たて座UY星は、ボン天文台のドイツ人天文学者によって1860年に初めてカタログ化されました。彼らはボン天文台の恒星カタログの星の調査を完了していました。^{[13]この星はBD-12°5055と命名され、}赤経0時から数えて南緯12度から南緯13度の間の5,055番目の星でした。

2回目の調査で検出された際、この星は明るさがわずかに変化していることが判明し、新しい変光星であることが示唆された。変光星の国際命名基準に従い、この星は盾座の38番目の変光星であることを示し、UY Scutiと名付けられた。^[14]

たて座UY星は、 A型星たて座ガンマ星の数度北、わし星雲の北東に位置している。この星は非常に明るいが、その距離と白鳥座の裂け目内の回避ゾーンにあるため、地球から見ると最も明るいときでも9等級にしか見えない。^[15]

_たて座UY星は塵に覆われた明るい赤色の超巨星^[16]で、約740日の脈動周期を持つ半規則変光星に分類されています。 ^{[5] [17] [18]古い半径1,708} R☉ に基づくと 、この脈動は基本脈動周期の倍音であるか、またはより小さな半径に対応する基本モードである可能性があります。^[19]

2012年半ば、チリのアタカマ砂漠にある超大型望遠鏡（VLT）のAMBER 干渉計を使用して、銀河中心領域近くの3つの赤色超巨星のパラメータを測定しました^[3] ：たて座UY星、さそり座AH星、いて座KW星。彼らは、3つの星すべてが太陽の1,000倍以上大きく、太陽の100,000倍以上明るいことを決定しました。星のサイズは、光学的厚さが2 ⁄ 3である場所であるロスランド半径^[20]を使用して計算され、距離は以前の出版物から採用されました。たて座UY星は、測定された3つの星の中で最大かつ最も明るい星であると解析され、 角直径1,708 ± 192 R _☉（1.188 × 10 ⁹  ± 134,000,000  km、7.94 ± 0.89  AU）に基づいて測定された。5.48 ± 0.10  masと推定距離2.9 ± 0.317 キロパーセク（kpc）（約9,500 ± 1,030光年）は、1970年にUY楯状星団のスペクトルのモデル化に基づいて最初に導き出された。^[10]すると、有効温度が340,000 L ☉のとき、光度は340,000 L _☉ と計算される 。3,365 ± 134  Kで、初期質量は25  M _☉ （回転しない恒星の場合は最大40  M _{☉ ）となる。} ^[3]

2023年のマルチメッセンジャー超新星監視に基づく測定では、半径は909 R _☉と小さく 、光度は124,000  L _☉と小さく、有効温度は3,550  Kとされています^。[11] Gaia Data Release 2で公開されたUY Scutiの視差の直接測定では、視差は0.6433 ± 0.1059  mas、^[6]約 1.5 キロパーセク (4,900 光年) 近い距離を意味し、^[21]結果として、光度と半径の値はそれぞれ約 86,300–87,100  L _☉と 755  R _☉とかなり低くなります。^[22]ただし、ガイア視差は、天体測定ノイズのレベルが非常に高いため、少なくともさらなる観測が行われるまでは信頼できない可能性があります。^[6]

たて座UY星までの距離は、2021年にベイラー・ジョーンズらによって、ガイアEDR3の恒星視差、色、見かけの明るさを用いた方法に基づいて再測定され、1,800パーセク（5,900光年）というかなり近い距離とされた。 ^[9]

UY Scutiには伴星が知られていないため、質量は不明です。しかし、理論的には7〜10  M _☉の間であると予想されています。^[3]質量は 年間5.8 × 10−5M☉の^変化_{をもたらし、広大で複雑なガスと塵の恒星周囲環境を生み出している。} ^[23]

現在の恒星進化モデルに基づくと、たて座UY星はヘリウムの核融合を開始し、核の周りの殻で水素の核融合を続けている。たて座UY星が天の川銀河の円盤の奥深くに位置していることから、金属が豊富な恒星であることが示唆されている。^[24]

重元素の融合後、その中心核は鉄を作り始め、中心核の重力と放射線のバランスを崩し、結果として中心核崩壊型超新星となる。たて座UY星のような恒星は再び高温に進化して黄色極超巨星、高輝度青色変光星、あるいはウォルフ・ライエ星となり、強い恒星風を発生させて外層を吹き飛ばし中心核を露出させてから、IIb型、IIn型、あるいはIb/Ic型超新星として爆発すると予想されている。^[25]

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