Imagem da 2MASS da estrela supergigante vermelha UY Scuti (estrela mais brilhante da imagem), cercada por um denso campo estelar. Esta foto foi publicada em 2003.
Em 2012, astrônomos usando o interferômetro AMBER, no Very Large Telescope, mediram os parâmetros de três estrelas supergigantes perto da região do Centro da Via Láctea— UY Scuti, AH Scorpii e KW Sagittarii.[2] Os tamanhos das estrelas foram definidos usando o raio de Rosseland (o local onde a profundidade óptica é 2/3)[11] e adotando distâncias de publicações mais antigas. O diâmetro angular modelado para UY Scuti foi de 5,48 ± 0,10 milissegundos de arco e a distância adotada foi de 2,9 kpc, um valor originalmente estimado em um artigo de 1970 com base no modelamento do espectro da estrela.[6] Esses parâmetros correspondem a um raio estelar de 1708 ± 192 R☉ e uma luminosidade de 340 000 L☉.[2]
Uma medição baseada no monitoramento multimensageiro de supernovas coloca o raio em 909 R☉ com uma luminosidade estimada de 124.000 L☉ e temperatura efetiva de 3.550 Kelvin.[7] Medições diretas de paralaxe pela sonda Gaia determinaram para UY Scuti uma paralaxe de 0,6433 ± 0,1059 milissegundos de arco, o que corresponde a uma distância bem menor de 1,55 ± 0,26 kpc.[4] Com esse valor de distância, UY Scuti tem um raio de apenas 755 R☉ e uma luminosidade de 86 000 L☉.[12]No entanto, a paralaxe de Gaia pode não ser confiável, pelo menos até novas observações, devido a um nível muito alto de ruído astrométrico.[13] Em 2021, a distância foi medida novamente em 5,870 anos-luz por Bailer-Jones et al., baseado em um método (denominado método fotogeométrico) que utiliza o paralaxe medido pelo Gaia Data Release 3, junto com a cor e magnitude aparente de UY Scuti.[5]
Massa
A massa de UY Scuti também é incerta, principalmente porque não há estrela companheira visível pela qual sua massa possa ser medida por interferência gravitacional. Modelos evolucionários estelares indicam que a posição no diagrama HR de uma supergigante vermelha como UY Scuti é consistente com uma massa inicial (a massa da estrela quando ela se formou) de cerca de 25 M☉ (possivelmente até 40 M☉ para uma estrela sem rotação), e a estrela provavelmente já perdeu mais da metade disso.[2]
Evolução
Com base em modelos atuais de evolução estelar, UY Scuti já começou a fusão de hélio e continua a fusão de hidrogênio em uma casca em torno do núcleo. A localização de UY Scuti dentro do disco da Via Láctea sugere que é uma estrela rica em metal.[14]
UY Scuti deve fundir lítio, carbono, oxigênio, néon e silício em seu núcleo dentro do próximo milhão de anos. Após isto, seu núcleo começará produzir ferro, interrompendo o equilíbrio entre gravidade e radiação em seu núcleo e resultando no colapso do núcleo, uma supernova. Acredita-se que estrelas como UY Scuti evoluam de volta para temperaturas mais quentes para se tornarem uma hipergigante amarela, variável luminosa azul ou estrela Wolf-Rayet, criando um forte vento estelar que ejetará suas camadas externas e exporá o núcleo, antes de explodir como uma supernova tipo Ib/Ic.[15]
↑ abcdefghijArroyo-Torres, B.; Wittkowski, M.; Marcaide, J. M.; Hauschildt, P. H. (junho de 2013). «The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH Scorpii, UY Scuti, and KW Sagittarii». Astronomy & Astrophysics. 554: A76, 10. Bibcode:2013A&A...554A..76A. arXiv:1305.6179. doi:10.1051/0004-6361/201220920 !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑Whiting, Wendy A. (1978). «Observations of Three Variable Stars in Scutum». The Journal of the American Association of Variable Star Observers. 7. 71 páginas. 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 páginas. Bibcode:1990ApJS...73..769J. doi:10.1086/191488
↑Messineo, M.; Brown, A. G. A. (julho de 2019). «A Catalog of Known Galactic K-M Stars of Class I Candidate Red Supergiants in Gaia DR2». The Astronomical Journal. 158 (1): artigo 20, 15 pp. Bibcode:2019AJ....158...20M. arXiv:1905.03744. doi:10.3847/1538-3881/ab1cbd !CS1 manut: Nomes múltiplos: lista de autores (link)
↑Israelian, edited by Garik; Meynet, Georges (2008). The metal-rich universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN9780521879989. Consultado em 15 de janeiro de 2016
↑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. Bibcode:2013A&A...558A.131G. arXiv:1308.4681. doi:10.1051/0004-6361/201321906
