UY Scuti (BD-12°5055) is an extreme red hypergiant or red supergiant star in the constellation Scutum. It is considered one of the largest known stars by radius and is also a pulsating variable star, with a maximum brightness of magnitude 8.29 and a minimum of magnitude 10.56. It has an estimated radius of , thus a volume nearly 5billion times that of the Sun. It is approximately  from Earth. If placed at the center of the Solar System, its photosphere would at least engulf the orbit of Jupiter.

Nomenclature and history

UY Scuti was first catalogued in 1860 by German astronomers at the Bonn Observatory, who were completing a survey of stars for the Bonner Durchmusterung Stellar Catalogue. It was designated BD-12°5055, the 5,055th star between 12°S and 13°S counting from 0h right ascension.

On detection in the second survey, the star was found to have changed slightly in brightness, suggesting that it was a new variable star. In accordance with the international standard for designation of variable stars, it was called UY Scuti, denoting it as the 38th variable star of the constellation Scutum.

UY Scuti is located a few degrees north of the A-type star Gamma Scuti and northeast of the Eagle Nebula. Although the star is very luminous, it is, at its brightest, only 9th magnitude as viewed from Earth, due to its distance and location in the Zone of Avoidance within the Cygnus rift.

Characteristics

UY Scuti is a dust-enshrouded bright red supergiant and is classified as a semiregular variable with an approximate pulsation period of 740 days.  Based on a radius of , this pulsation would be an overtone of the fundamental pulsation period, or it may be a fundamental mode corresponding to a smaller radius.

In the summer of 2012, AMBER interferometry with the Very Large Telescope (VLT) in the Atacama Desert in Chile was used to measure the parameters of three red supergiants near the Galactic Center region: UY Scuti, AH Scorpii, and KW Sagittarii. They determined that all three stars are over 1,000 times bigger than the Sun and over 100,000 times more luminous than the Sun. The stars' sizes were calculated using the Rosseland radius, the location at which the optical depth is , with distances adopted from earlier publications.  UY Scuti was found to be the largest and the most luminous of the three stars measured, at  based on an angular diameter of  and an assumed distance of  (kpc) (about ) which was originally derived in 1970 based on the modelling of the spectrum of UY Scuti.  The luminosity is then calculated to be  at an effective temperature of 3,365 ± 134 K, giving an initial mass of  (possibly up to  for a non-rotating star).

A hypothetical object travelling at the speed of light would be observed to take about seven hours to travel along UY Scuti's great circle whereas it would take 14.5 seconds to circle the Sun.

Direct measurements of the parallax of UY Scuti published in the Gaia Data Release 2 give a parallax of , implying a closer distance of approximately , and consequently much lower luminosity and radius values of around  and  respectively. However, the Gaia parallax might be unreliable, at least until further observations, due to a very high level of astrometric noise.  Gaia Early Data Release 3 has published a parallax of  for this star, again with a large value for astrometric noise, rated at a significance of 122 where anything over 2 is "probably significant".

UY Scuti has no known companion star and so its mass is uncertain. However, it is expected on theoretical grounds to be between . Mass is being lost at  per year, leading to an extensive and complex circumstellar environment of gas and dust.

Supernova
Based on current models of stellar evolution, UY Scuti has begun to fuse helium, and continues to fuse hydrogen in a shell around the core.  The location of UY Scuti deep within the Milky Way disc suggests that it is a metal-rich star.

After fusing heavy elements, its core will begin to produce iron, disrupting the balance of gravity and radiation in its core and resulting in a core collapse supernova. It is expected that stars like UY Scuti should evolve back to hotter temperatures to become a yellow hypergiant, luminous blue variable, or a Wolf–Rayet star, creating a strong stellar wind that will eject its outer layers and expose the core, before exploding as a type IIb, IIn, or type Ib/Ic supernova.

See also
 Stephenson 2 DFK 1
 AH Scorpii
 KW Sagittarii

References

Scutum (constellation)
Semiregular variable stars
Scuti, UY
M-type supergiants
Durchmusterung objects
TIC objects
M-type hypergiants
Population I stars
방패자리 UY(UY Scuti) 또는 BD-12 5055는 방패자리 방향으로 지구로부터 약 9500 광년 떨어져 있는 적색초거성이자 맥동 변광성이다. 이 별은 지금까지 알려진 항성 중 그 크기가 스티븐슨2-18 다음으로 큰 것으로 알려져 있으며 구체적인 크기는 태양 반지름의 1708 배(약 8 천문단위, 12억 킬로미터) 정도이다. 발견된 극대거성 중에서는 지구에서 가까운 편이다. 이 별을 태양계 중심에 태양 대신 놓으면 토성 근처까지 도달한다. 또한 우주에서 여태까지 발견된 별들 중에서 3번째로 큰 별이다.

명칭과 역사 
1860년 독일 본 천문대 소속의 천문학자들은 소천성표 목록을 작성하면서 이 별을 최초로 성표에 수록했다. 당시 방패자리 UY가 받은 명칭은 BD-12 5055로 적경상으로 0시부터 시작하여 5055 번째에 있으며 위도상으로 12°S와 13°S 사이에 있다는 의미이다.

두 번째 연구에서 이 별이 밝기가 미약하게 변하는 변광성임을 알아냈다. 변광성 기호의 국제적 기준에 맞춰 이 별에 부여된 명칭은 방패자리 UY(UY Scuti)로 방패자리 영역에서 38 번째로 변광성 지위가 부여되었다는 뜻이다.

방패자리 UY는 A형 항성 방패자리 감마로부터 수 도 위, 수리 성운의 북동쪽에 자리잡고 있다. 이 별의 광도는 매우 높지만, 우리은하 대균열 내 은하흡수대 내에 위치해 있기 때문에 지구에서 볼 때는 가장 밝아봤자 9 등급에 지나지 않아 맨눈으로 볼 수 없다.

크기 

방패자리 UY는 먼지에 둘러싸인 적색초거성이며 준규칙 변광성으로 분류되고 맥동 주기는 약 740 일이다.

2012년 여름 아로요-토레스 연구진은 칠레 아타카마 사막 소재 VLT의 AMBER 간섭계를 이용하여 은하중심 영역 근처에 있는 적색초거성 3개(방패자리 UY, 전갈자리 AH, 궁수자리 KW)의 매개변수를 측정했다. 연구진은 세 별 모두 지름이 태양의 1000 배 이상, 광도는 태양의 10만 배 이상이라고 결론내렸다. 별들의 반지름은 항성의 광학적 깊이가 가 되는 지점인 로스랜드 반지름을, 별들까지의 거리는 종전 논문들의 수치들을 이용하여 세 별의 반지름을 계산했다. 각지름 , 예상 거리 (, 1970년에 방패자리 UY의 스펙트럼 모형에 기초하여 도출한 값)에 기초하여 계산한 방패자리 UY의 반지름은 관측 대상 세 별 중 가장 거대했는데 그 값은 태양 반지름의 약 1708 ± 192 배였다. 이는 지금까지 발견된 항성들 중 물리적 부피로는 가장 큰 값이며 베텔게우스 반지름의 1.7배에 이른다. 만약 태양을 축구공(지름이 약 20 센티미터)이라고 가정하면 방패자리 UY의 높이는 약 1만 3천 미터로 에베레스트산 높이의 1.5 배가 될 것이다. 빛의 속력으로 움직일 수 있는 가상의 물체가 태양을 1회 도는 데에는 14.5 초면 되나 방패자리 UY를 일주하려면 대략 7 시간이 소요된다. 별의 광도는 유효온도를 3,365 ± 134 K로 놓았을 때 태양 광도의 약 34만 배이며 초기 질량은 태양의 약 25 배(자전을 하지 않는다고 가정하면 40 배까지 올라감)로 나온다.

최근 가이아 데이터 2차 방출에서 나온 방패자리 UY의 시차는 으로 이에 따르면 별까지의 거리는 종전 예상치보다 크게 줄어든 1.55 킬로파섹(5100 광년)이 나온다. 이게 정확하다면 방패자리 UY의 광도와 반지름 값은 종전 예상치보다 크게 낮게 나온다.

방패자리 UY의 질량은 불확실한데 이는 UY에 동반성이 없어서 중력적 간섭을 통해 질량을 측정할 수 없기 때문이나, 대략 태양 질량의 7 ~ 10 배는 될 것으로 예상하고 있다. 방패자리 UY는 연간 태양 질량의  배에 해당되는 물질을 잃고 있으며 기체와 먼지로 이루어진, 복잡한 형태로 넓게 퍼져 있는 별주위 환경을 형성하고 있다.

초신성 
현재의 항성진화 모형들에 근거하면 방패자리 UY는 헬륨을 막 융합하기 시작했으며 수소 융합을 중심핵 주변의 껍질에서 계속하고 있다. 우리은하 원반의 깊숙한 안쪽에 위치한 것으로 보아 방패자리 UY는 무거운 원소가 풍부한 항성이다.

방패자리 UY 같은 항성들은 온도가 다시 올라가 황색초거성, 밝은 청색변광성 혹은 볼프-레이에별로 진화할 것이다. 무거운 원소들을 융합한 후 방패자리 UY의 중심핵은 철을 생산하기 시작하여 중심핵 내에서 중력과 복사의 균형을 망가뜨릴 것이고, 종국적으로 중심핵이 붕괴하는 초신성으로 최후를 맞을 것이다. 이들이 만들어내는 강력한 항성풍은 별의 외포층을 날려 중심핵을 드러나게 만들 것이며 별은 최후에 IIb형, IIn형, 또는 Ib/Ic형 초신성으로 폭발할 것이다.

각주 

방패자리
M형 극대거성
M형 초거성
준규칙 변광성