UY Scuti

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UY Scuti
UY Scuti zoomed in, Rutherford Observatory, 07 September 2014.jpeg
Données d'observation
(époque J2000.0)
Ascension droite 18h 27m 36,5334s
Déclinaison −12° 27′ 058,866″
Constellation Écu de Sobieski
Magnitude apparente 8,9 - 11,20

Localisation dans la constellation : Écu de Sobieski

(Voir situation dans la constellation : Écu de Sobieski)
Scutum IAU.svg
Caractéristiques
Type spectral M4la
Indice U-B 3,29
Indice B-V 3,00
Variabilité Variable semi-régulière
Astrométrie
Distance 5 070 (+999/−717) al
(1 554 (+307/−219)[1] pc)
Magnitude absolue −6,2
Caractéristiques physiques
Masse 7−10 M
Rayon 1 708 [2] R
Luminosité 340 000 L
Température 3 365 K
Âge 5 millions a

Autres désignations

BD-12 5055

UY Scuti est une supergéante rouge de la constellation de l'Écu de Sobieski. Elle est la plus grande étoile connue de l'univers observable. Son rayon estimé est d'environ 1 708 rayons solaires.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Taille approximative de UY Scuti par rapport au Soleil.

L'étoile est classée variable semi-régulière ayant une période de pulsation de 740 jours. Elle a une puissance bolométrique de 340 000 L☉, faisant d'elle l'une des étoiles les plus lumineuses de la galaxie.

En été 2012, des astronomes du VLT au Chili ont mesuré les paramètres de trois étoiles du centre galactique : UY Scuti, AH Scorpii et KW Sagittarii. Ils ont observé que ces astres sont 1 000 fois plus grands que le Soleil, ce qui les place parmi les plus grandes étoiles connues. Leur taille a été mesurée avec le rayon de Rosseland, l'emplacement où l'épaisseur optique est égale à 1 (quelquefois une valeur différente, par exemple 2/3).

UY Scuti est la plus grande étoile des trois, avec un rayon de 1 708 R☉ (soit 1 189 352 136 km) à une distance mesurée d'environ 5 000 années-lumière. Le rayon de cette étoile est donc environ 2 fois la taille de la célèbre Bételgeuse. UY Scuti est si gigantesque que si la Terre avait le diamètre d'un ballon de plage de 20 cm, le Soleil mesurerait 22 m et UY Scuti aurait un diamètre d'environ 80 km.

Masse[modifier | modifier le code]

La masse d'UY Scuti est aussi incertaine, principalement parce que cette étoile n'a pas de compagnon visible qui pourrait aider au calcul de sa masse par interférences gravitationnelles. Les modèles d'évolution stellaire en concluent que la masse initiale d'une étoile (masse d'une étoile en formation) atteignant le niveau d'une supergéante rouge comme UY Scuti aurait dû être approximativement 25 M☉ (maximum 40 M☉ pour une étoile non-rotative). Elle a probablement perdu plus de la moitié de sa masse au fil du temps. La masse de UY Scuti a été calculée d'être 7 à 10 (8,5) fois celle du Soleil.

Fin de vie[modifier | modifier le code]

En se basant sur son évolution stellaire, UY Scuti a commencé à fusionner son hélium et continue de fusionner son hydrogène dans une coquille autour du noyau. La place d'UY Scuti dans le disque de la Voie lactée laisse penser qu'elle fait partie de la population I, ou est une étoile très riche en métal, donc d'une durée de vie plutôt courte.

UY Scuti devrait fusionner son carbone, son oxygène, son néon et son silicium dans son noyau dans les prochains millions d'années. Après cela, son noyau sera formé principalement de fer, thermonucléairement inerte, ce qui perturbera son équilibre de gravité et sa radiation interne. Il en résultera un effondrement gravitationnel, puis une supernova.
Ce genre d'étoiles massives évoluera (avant la phase finale de supernova) dans des températures superficielles plus chaudes, avant de devenir une hypergéante jaune, une variable lumineuse bleue ou une étoile Wolf-Rayet, créant un vent stellaire intense qui éjectera ses couches supérieures et exposera ses couches internes.

Références[modifier | modifier le code]

  1. L'inverse de la parallaxe mesurée par Gaia, telle donnée dans (en) V* UY Sct sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  2. A. G. A. Brown, « Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties », Astronomy & Astrophysics, vol. 616,‎ , A1 (DOI 10.1051/0004-6361/201833051, Bibcode 2018A&A...616A...1G, arXiv 1804.09365)

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]