**HV 2112** adalah bintang variabel bercahaya dingin di Awan Magellan Kecil. Hingga 2018, ia dianggap sebagai kandidat yang paling mungkin untuk objek Thorne–Żytkow, tetapi sekarang dianggap sebagai bintang cabang raksasa yang asimtotik.

Penemuan
--------

HV 2112 pertama kali dilaporkan sebagai bintang variabel pada tahun 1908, oleh Henrietta Leavitt. Pada saat itu, Bintang tersebut diidentifikasi sebagai Harvard no. 2112. Tidak ada waktu yang diberikan, tetapi dilaporkan "mungkin lama". besarnya rentang diberikan sekitat 13,7 ke redup dari 16,5, dari pelat fotografi. 

Pada tahun 1966, analisis bintang variabel Awan Magellan menunjukkan bahwa HV 2112 memiliki kisaran magnitudo fotografis dari 13,0 hingga di bawah 17,8. Hal itu diklasifikasikan sebagai variabel periode panjang, sekarang dikenal sebagai variabel Mira, berdasarkan amplitudo yang besar dan variasi cahaya yang cukup teratur.

Jenis objek yang memungkinakan
------------------------------

### Bintang AGB

HV 2112 secara historis dianggap sebagai bintang raksasa asimtotik bercahaya (AGB) yang sangat bercahaya yang merupakan raksasa merah yang telah kehabisan inti heliumnya dan berada dalam tahap terakhir evolusinya. HV 2112 merupakan bintang Variabel kelas-M amplitudo besar dan bintang dengan tipe spektrum lebih lambat dari sekitar M5 hampir selalu merupakan bintang AGB daripada bintang super raksasa merah. Bintang-bintang ini memiliki luminositas maksimum teoritis dan, pada jarak SMC, HV 2112 biasanya dihitung menjadi sedikit lebih bercahaya dari batas ini sekitar 60.000 L☉.

Perhitungan yang lebih modern memberikan nilai yang lebih tinggi untuk luminositas HV 2112 di atas 100.000 L☉, yang sangat terang untuk bisa menjadi bintang AGB. Perhitungan ini termasuk nilai kepunahan antarbintang sebesar 0,4 magnitudo yang lebih tinggi dari rata-rata bintang masif di SMC. Namun, tidak terkecuali Bintang super raksasa merah, yang diyakini menunjukkan kepunahan tambahan akibat debu lingkungan di dekat bintang. 

Analisis gerak diri HV 2112 pada tahun 2016 melaporkan bahwa memiliki gerak yang luar biasa besar untuk sebuah bintang SMC, meskipun kecepatan radialnya konsisten dengan objek SMC lainnya. Gerak diri sekitar 10 mas / tahun akan menunjukkan kecepatan gerak di ruang angkasa 3.100 km/ detik pada jarak SMC, jauh di atas kecepatan lepasnya. Penjelasan yang lebih mungkin tentang gerak diri yang demikian adalah bahwa HV 2112 terletak sekitar 3.000 parsec di galaksi kita sendiri. Kemudian akan menjadi sekitar 1.000 L☉ Dan bukan 100.000 L☉ dan jadi bintang AGB pada umumnya. Kelimpahan unsur-unsur berat yang berlebihan kemudian akan dijelaskan sebagai polusi dari pendamping yang tak terlihat, menghasilkan bintang tipe-S ekstrinsik. Analisis lain dari gerak diri menunjukkan kecepatan yang jauh lebih kecil, konsisten dengan objek di SMC. 

### Objek Thorne – Żytkow

Pada tahun 2014, HV 2112 diidentifikasi sebagai kemungkinan objek Thorne-Żytkow (TZO) dengan menggunakan teleskop Magellan Claydi Chili. Untuk menemukan kandidat TZO, Emily Levesque menggunakan Observatorium Apache Point untuk memeriksa 24 bintang super raksasa merah di Bima Sakti, dan teleskop Magellan Clay untuk melihat 16 di Awan Magellan Besar dan 22 di Awan Magellan Kecil. Bintang itu diduga mengandung unsur litium, molibdenum, dan rubidium dalam kadar yang luar biasa tinggi yang diharapkan hanya diproduksi oleh TZO. 

Sebuah makalah tahun 2018 yang menilai ulang sifat HV 2112 tidak menemukan bukti kelimpahan bahan kimia yang tidak biasa dan luminositas yang lebih rendah dari yang diperkirakan sebelumnya. Hal ini menunjukkan bahwa bintang tersebut tidak mungkin TZO, dan kemungkinan besar adalah bintang AGB bermassa menengah. 

### Bintang biner

HV 2112 terdaftar dalam katalog OGLE sebagai sistem biner yang tidak terselesaikan. Ia memilikk Gerakan yang tepat dan kecepatan radial konsisten yang sama dengan objek SMC lainnya, sedangkan paralaksnya negatif tetapi cukup dekat dengan nilai yang diharapkan untuk objek yang jauh.

Referensi
---------

1. 1 2 3 4 5
2. ↑
3. ↑
4. ↑
5. 1 2
6. 1 2
7. 1 2 3
8. 1 2 3
9. 1 2 3 4
10. ↑  Anders, F.; Khalatyan, A.; Chiappini, C.; Queiroz, A. B.; Santiago, B. X.; Jordi, C.; Girardi, L.; Brown, A. G. A.; Matijevič, G.; Monari, G.; Cantat-Gaudin, T.; Weiler, M.; Khan, S.; Miglio, A.; Carrillo, I.; Romero-Gómez, M.; Minchev, I.; De Jong, R. S.; Antoja, T.; Ramos, P.; Steinmetz, M.; Enke, H. (2019). "Photo-astrometric distances, extinctions, and astrophysical parameters for Gaia DR2 stars brighter than G = 18". *Astronomy and Astrophysics*. **628**: A94. arXiv:1904.11302 alt=Dapat diakses gratis. Bibcode:2019A&A...628A..94A. doi:10.1051/0004-6361/201935765.

1. ↑   Calculated from effective temperature and luminosity figures, with reference to the nominal solar temperature of 5,772 K: {\displaystyle {\sqrt {(5772/3750)^{4}\*81,283}}=675.4\ R\odot }
{\displaystyle {\sqrt {(5772/2500)^{4}\*50,119}}=1,193.4\ R\odot }