VY Canis Majoris

редактировать

Красный гипергигант в созвездии Canis Major

VY Canis Majoris
Созвездие Большого Пса map.svg Red circle.svg Местоположение VY CMa (обведено)
Данные наблюдений. Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0
Созвездие Canis Major
Прямое восхождение 07 22 58.32877
Склонение -25 ° 46 ′ 03.2355 ″
Видимая звездная величина (V)6.5 - 9.6
Характеристики
Стадия эволюции Красный гипергигант
Спектральный тип M3 – M4.5 (M2.5 - M5e Ia)
Видимая звездная величина (U)12.01
Видимая звездная величина ( B)10,19
Видимая звездная величина (В)7,95
Видимая звездная величина (Дж)1,98
Видимая звездная величина (H)0,44
Видимая звездная величина (K)8,1
U − B индекс цвета +2,32
B − V индекс цвета +2,057
V − R индекс цвета +2,20
Тип переменной SRc или Lc
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)41 км / с
Собственное движение (μ)RA:9.84mas /yr. Dec.:0.75mas /yr
Параллакс (π)0,83 ± 0,08 mas
Расстояние ~ 3,820 + 260. -230 ly. (1,170 + 80. -70 pc )
Подробности
Масса 17 ± 8 M
Радиус 1420 ± 120 R
Светимость 178000 + 40900. −29900 L
Поверхностная сила тяжести (log g)−0,6 ± 0,4 cgs
Температура 3,490 ± 90 K
Металличность [Fe / H]−0,3 dex
Скорость вращения (v sin i)300 км / с
Возраст 8,2 млн лет
Другие обозначения
VY CMa, HD 58061, HIP 35793, CD -25 4441, AAVSO 0718-25, IRAS 07209-2540, IRC -30087, RAFGL 1111, SAO 173571, WDS J07230-2546AB, 2MASS J07225830-2546030
Ссылки на базы данных
SIMBAD данные

VY Canis Majoris (сокращенно VY CMa ) - чрезвычайно богатый кислородом (O-богатый) красный гипергигант (RHG) или красный сверхгигант (RSG) и пульсирующая переменная звезда расположен на расстоянии 1,2 килопарсека (3,900 св. ) от Земли в созвездии из Большого Пса. Это одна из крупнейших известных звезд по радиусу, а также один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, а также один из самых ярких звезды в Млечном Пути.

VY CMa - одиночная звезда с большим инфракрасным (ИК) избытком, что делает ее одним из самых ярких объектов на небе на длинах волн от 5 до 20 микрон (мкм) и указывает на пылевую оболочку или диск, нагретый звездой. Это примерно в 17 ± 8 раз больше массы Солнца (M ). Он также окружен сложной асимметричной околозвездной оболочкой (CSE), вызванной потерей массы самой звезды. Он производит сильное молекулярное мазерное излучение и был одним из первых обнаруженных радиомазеров. VY CMa встроен в большое молекулярное облако, одно из самых больших звездообразующих областей H II с диаметром 480 угловых минут (') или 681 св. Лет (209 пк).

Радиус VY CMa примерно в 1420 раз больше, чем у Солнца (R ), что близко к предел Хаяши и соответствует объему примерно в 3 миллиарда раз большему, чем Солнце. Гипотетическому объекту, движущемуся со скоростью скорости света, потребуется 6 часов, чтобы облететь окружность звезды, по сравнению с 14,5 секундами для Солнца. Если поместить его в центр Солнечной системы, поверхность VY CMa будет выходить за пределы орбиты Юпитера, хотя все еще существуют значительные различия в оценках радиуса, причем некоторые делают его больше. чем орбита Сатурна.

Содержание

  • 1 История наблюдений
  • 2 Окружение
  • 3 Расстояние
  • 4 Изменчивость
  • 5 Спектр
  • 6 Физические свойства
    • 6.1 Светимость
    • 6.2 Масса
    • 6.3 Потеря массы
    • 6.4 Температура
    • 6.5 Размер
  • 7 Крупнейшая звезда
  • 8 Эволюция
  • 9 Примечания
  • 10 Ссылки
  • 11 Дополнительная литература
  • 12 Внешние ссылки

История наблюдений

Портрет на бюсте Жерома Лаланда в 1802 году

Первое известное зарегистрированное наблюдение VY Canis Majoris находится в звездном каталоге французского астронома Жерома Лаланд, 7 марта 1801 года, в котором она указана как звезда 7-й величины. Дальнейшие исследования 19 и 20 веков его видимой величины показали, что звезда угасала с 1850 года.

С 1847 года VY Canis Majoris описывалась как малиновая звезда. В 19 веке наблюдатели измерили по крайней мере шесть дискретных компонентов, предполагая, что это могла быть кратная звезда. Эти дискретные компоненты теперь известны как яркие области в окружающей туманности . Визуальные наблюдения в 1957 г. и получение изображений с высоким разрешением в 1998 г. показали, что нет звезд-компаньонов. Также было обнаружено, что VY CMa является сильным источником мазеров OH (1612 МГц), H. 2O (22235,08 МГц) и SiO (43122 МГц) излучение, что типично для звезды OH / IR. Многие молекулы, такие как HCN, NaCl, PN, CH, CO, CH. 3OH, TiO и TiO. 2, также были обнаружены.

Изменения в VY CMa Яркость была впервые описана в 1931 году, когда она была указана (на немецком языке) как долгопериодическая переменная с диапазоном фотографической звездной величины от 9,5 до 11,5. В 1939 году ей было присвоено обозначение переменной звезды VY Canis Majoris, 43-й переменной звезды созвездия Большого Пса.

Окрестности

WFPC2 / HST изображение, показывающее асимметричную туманность, окружающую VY CMa, которая является центральной звездой

VY Canis Majoris окружена обширной и плотной асимметричной красной отражательной туманностью с общей выброшенной массой 0,2-0,4 M☉и температура 800 K на основе модели DUSTY атмосферы, образованной материалом, изгнанным из его центральной звезды. Диаметр внутренней оболочки составляет 0 ".12, что соответствует 140 AU (0,0022 ly ) на расстоянии 1,2 кпк, тогда как внешнего - 10 дюймов, что соответствует 12 000 а.е. (0,19 св. лет). Эта туманность настолько яркая, что была обнаружена в 1917 году с помощью 18-сантиметрового телескопа, а также содержит конденсаты, которые когда-то считались звездами-компаньонами. Она была тщательно изучена с помощью космического телескопа Хаббл (HST), показав, что туманность имеет сложную структуру, включающую волокна и дуги, возникшие в результате прошлых извержений; эта структура похожа на структуру туманности, окружающей пост-красный сверхгигант (Post-RSG) или желтый гипергигант (YHG) IRC +10420. Сходство привело астрономов к предположению, что VY CMa будет развиваться в сторону голубого края на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (диаграмма HR), чтобы стать желтым гипергигантом, а затем светящейся синей переменной (LBV), и, наконец, звезда Вольфа – Райе (звезда WR).

Карта гигантского молекулярного облака и его окрестностей

Наблюдения, сочетающие данные космического телескопа Хаббл с данными, полученными с Телескоп Кека, расположенный на Гавайях, позволил провести трехмерную реконструкцию материала, окружающего VY CMa. Эта реконструкция показала, что потеря массы VY CMa намного сложнее, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта или гипергиганта. Стало ясно, что дужки и узелки появились в разное время; джеты ориентированы случайным образом, что наводит на мысль, что они происходят от взрывов, произошедших в активных областях звездной фотосферы. Данные спектроскопии показали, что джеты удаляются от звезды с разной скоростью, что указывает на то, что они произошли в разное время и происходят из разных областей поверхности VY CMa. Предполагается, что множественные события асимметричной потери массы, а также выброс наиболее удаленного материала произошли в течение последних 500–1000 лет, в то время как узел около звезды будет менее 100 лет. Потеря массы происходит из-за сильной конвекции в тонких внешних слоях звезды, связанной с магнитными полями. Это похоже на солнечные пятна и корональные выбросы Солнца, но в гораздо большем масштабе.

Расстояние

Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение VY CMa. Яркая звезда в правом верхнем углу: τ Canis Majoris.. (ESO / Digitized Sky Survey 2 ) VLBA, использованная для получения оценки расстояния VY CMa в 2011 г.

В 1976 г. Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали наблюдения за молекулярным облаком с яркими краями Sh2-310, которое находится в 15 ' восточнее VY Canis Majoris. На краю облака, окаймленного яркой кромкой, наблюдалось резкое уменьшение излучения CO и увеличение яркости излучения. CO, что указывает на возможное разрушение молекулярного материала и усиление нагрева при интерфейс облако-обод, соответственно. Лада и Рид предположили, что расстояние до Sh2-310 примерно равно расстоянию до звезд, которые являются членами рассеянного скопления NGC 2362, ионизирующего обод. Расстояние до NGC 2362 составляет 1,5 ± 0,5 килопарсек (кпк) или примерно 4890 ± 1,630 световых лет (св. Лет), как определено по его диаграмме цвет-величина. VY CMa проецируется на верхушку края облака, что указывает на его связь с Sh2-310. Кроме того, скорость Sh2-310 очень близка к скорости звезды. Это также указывает на связь звезды с Sh2-310 и, следовательно, с NGC 2362, что означает, что VY Canis Majoris находится на том же расстоянии. Более недавнее измерение расстояния до NGC 2362 дает 1,2 кпк, или около 3910 св. Лет.

Звездные расстояния могут быть рассчитаны путем измерения параллаксов при вращении Земли вокруг Солнца. Однако VY Canis Majoris имеет небольшой параллакс из-за большого расстояния, а стандартные визуальные наблюдения имеют погрешность, слишком большую для гипергигантской звезды с расширенным CSE, например, Каталог Hipparcos (1997) дает параллакс 1,78 ± 3,54 миллисекунд (мсек), что дает расстояние 561,8 пк (1832,34 св. Лет). Параллакс VY CMa может быть точно измерен с высокой точностью при наблюдении мазеров с использованием интерферометрии с длинной базой. В 2008 году наблюдения мазеров H. 2O с использованием интерферометрии VERA из Национальной астрономической обсерватории Японии дали параллакс 0,88 ± 0,08 мсек. Дуги, что соответствует расстоянию 1,14 + 0,11. -0,09 кпк. (около 3720 + 360. -300 св. лет). В 2012 году при наблюдениях мазеров SiO с использованием интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI) из массива с очень длинными базами (VLBA) независимо был получен параллакс 0,83 ± 0,08 мсек. Дуги, что соответствует расстояние 1,20 + 0,13. -0,10 кпк (около 3,910 + 423. -326 св. лет). Эти новые оценки расстояния подразумевают, что либо Sh2-310 менее удален, чем обычно оценивается, либо VY CMa является объектом переднего плана.

Миссия Gaia должна обеспечивать визуальные параллаксы с достаточной точностью, чтобы ограничить расстояние до VY CMa, но значение выпуска 2, равное -5,92 ± 0,83 мсек. дуги, не имеет значения.

Изменчивость

VY Canis Majoris - переменная звезда, которая изменяется от видимой визуальной величины 9,6 при минимальной яркости до величины 6,5 при максимальной яркости с расчетным периодом пульсации 956 дней. В Общем каталоге переменных звезд (GCVS) он классифицируется как полуправильная переменная подтипа SRc, указывающая на холодный сверхгигант, хотя он классифицируется как тип LC медленная звезда нерегулярной переменной в индексе переменных звезд Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO). Были выведены другие периоды в 1600 и 2200 дней.

VY CMa иногда рассматривается как прототип для класса сильно теряющих массу сверхгигантов OH / IR, в отличие от более распространенной асимптотической ветви гигантов ОН / ИК-звезды.

Спектр

Спектр VY Canis Majoris соответствует спектру высокой светимости звезды класса M. Линии водорода, однако, имеют профили P Cygni, подходящие для светящихся переменных синего цвета. В спектре преобладают полосы TiO, сила которых предполагает классификацию M5. Линия H-alpha (Hα) еще не видна, и есть необычные эмиссионные линии нейтральных элементов, таких как натрий и кальций. Класс светимости, определенный по различным спектральным характеристикам, варьируется от яркого гиганта (II) до яркого сверхгиганта (Ia), с компромиссом, представленным как M5eIbp. Ранние попытки классификации были сбиты с толку из-за интерпретации окружающих туманностей как звезд-компаньонов.

Производный спектральный класс варьируется в зависимости от исследуемых объектов. Спектральные характеристики также заметно меняются со временем. Он считается однозначно более холодным и, следовательно, более красным, чем M2, и обычно классифицируется между M3 и M5. Были даны такие экстремальные классы, как M2,5 и M5. Класс яркости также путают и часто обозначают только как I, отчасти потому, что классы яркости плохо определены в красной и инфракрасной частях спектра. Однако одно исследование дает класс светимости Ia, что означает гипергигант или чрезвычайно светящийся сверхгигант.

Физические свойства

VY Canis Majoris по сравнению с Солнцем и земной орбитой. (июль 2008 г.), устарел). Относительные размеры планет Солнечной системы и нескольких звезд, включая VY Canis Majoris:. 1. Меркурий < Марс < Вена < Земля. 2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер. 3. Юпитер < Проксима Центавра < Солнце < Сириус. 4. Сириус < Поллукс < Арктур < Алдебаран. 5. Алдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе. 6. Бетельгейзе < Му Цефей < VV Cephei A < VY Canis Majoris.

Очень большая и яркая звезда, VY CMa, входит в самых экстремальных звезд в Млечный Путь и имеет эффективную температуру ниже 4000 K (3730 ° C; 6740 ° F). Он занимает верхний правый угол диаграммы HR, хотя его точная светимость и температура неизвестны. Большинство свойств звезды напрямую зависят от расстояния до нее.

Светимость

болометрическая светимость (L bol) VY CMa может быть рассчитана из Спектрального распределения энергии (SED) или болометрический поток, который может быть определен с помощью фотометрии в нескольких видимых и инфракрасных полосах. Более ранние расчеты светимости на основе предполагаемого расстояния 1,5 кпк дали светимости от 200 000 до 560 000 раз превышающие светимость Солнца (L ). Это значительно очень близко или превышает эмпирический предел Хамфриса – Дэвидсона. Одно исследование дало почти один миллион L☉на расстоянии 2,1 кпк (6800 св. Лет). В 2006 году светимость 430 000 L☉была рассчитана путем интегрирования полных потоков по всей туманности, поскольку большая часть излучения, исходящего от звезды, перерабатывается пылью в окружающем облаке. Более поздние оценки яркости экстраполируют значения ниже 350 000 L☉на основе расстояний менее 1,2 кпк.

Большая часть выходного сигнала VY CMa испускается в виде инфракрасного излучения с максимальным излучением на 5–10 мкм, которое частично вызвано переработкой излучения околозвездной туманностью. Многие старые оценки светимости согласуются с текущими, если их масштабировать до расстояния 1,2 кпк. Несмотря на то, что это одна из самых ярких звезд в Млечном Пути, большая часть видимого света VY CMa поглощается околозвездной оболочкой, поэтому ее нельзя увидеть невооруженным глазом, и для наблюдения требуется телескоп. Если бы свет не поглощался, это была бы звезда, видимая невооруженным глазом.

Масса

Поскольку у VY CMa нет звезды-компаньона, ее массу нельзя измерить непосредственно посредством гравитационного взаимодействия. Сравнение эффективной температуры и болометрической светимости VY CMa с эволюционными треками для массивных звезд предполагает, что начальная масса 25 ± 10 M для вращающейся звезды с текущей массой 15 M☉или 32 M☉для невращающаяся звезда с современной массой 19 M☉и возрастом 8,2 миллиона лет (млн лет). В более ранних исследованиях была обнаружена гораздо более высокая начальная масса (а значит, и более высокая текущая масса) или масса предшественника 40–60 M☉на основе старых оценок светимости.

Потеря массы

Изображение, сделанное Очень большой телескоп ESO, показывающий асимметричную туманность вокруг VY CMa с помощью инструмента SPHERE. Сама звезда скрыта за темным диском. Кресты являются артефактами из-за характеристик инструмента.

VY CMa имеет сильный звездный ветер и теряет много материала из-за своей высокой светимости и относительно низкой поверхностной силы тяжести. У него средний темп потери массы 6 × 10 M☉в год, один из самых высоких из известных и необычно высокий даже для красного сверхгиганта, о чем свидетельствует обширная околозвездная оболочка. Следовательно, это одна из самых важных звезд для понимания эпизодов потери большой массы в конце эволюции массивных звезд. Скорость потери массы, вероятно, превышала 10 M☉/ год во время наиболее сильных событий потери массы.

Температура

Эффективная температура VY CMa не определена, но поскольку спектр VY CMa меняется, тогда также может меняться температура. Ранние оценки температуры VY CMa предполагали значения ниже 3000 K на основе спектрального класса M5. В 2006 году ее температура была рассчитана как 3650 ± 25 К, что соответствует спектральному классу M2,5, хотя VY CMa обычно рассматривается как звезда M4-M5. Принятие спектрального класса M4-M5 с температурной шкалой, предложенной Эмили Левеск, дает диапазон от 3450 до 3535 К.

Размер

Справа налево: сравнение VY Canis Majoris на Бетельгейзе, Ро Кассиопеи, Пистолетная Звезда и Солнце (слишком маленькое, чтобы быть видимым на этом эскизе). Также показаны орбиты Юпитера и Нептуна.

Расчет радиуса VY CMa осложняется обширной околозвездной оболочкой звезды. VY CMa - тоже пульсирующая звезда, поэтому ее размер со временем меняется. Более ранние прямые измерения радиуса на инфракрасной (K-диапазон = 2,2 мкм) длине волны дали угловой диаметр 18,7 ± 0,5 мсек. Дуги, что соответствует радиусам более 3000 R ☉ (2,1 × 10 км; 14 а.е.; 1,3 × 10 миль) на предполагаемом расстоянии 1,5 кпк, что значительно больше, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта или красного гипергиганта. Однако это, вероятно, больше, чем реальный размер лежащей ниже звезды, и оценка углового диаметра кажется чрезвычайно большой из-за интерференции околозвездной оболочки. В 2006–2007 годах радиусы 1,800–2,100 R☉были получены из расчетной светимости 430,000 L☉и температур 3,200–3,535 K.

6 и 7 марта 2011 года VY CMa наблюдалась на длины волн ближнего инфракрасного диапазона с использованием интерферометрии на очень большом телескопе. Размер звезды был рассчитан с использованием радиуса Росселанда, местоположения, в котором оптическая глубина составляет ⁄ 3, с двумя современными расстояниями 1,14 + 0,11.. -0,09 и 1,20 + 0,13. -0,10 кпк. Его угловой диаметр был непосредственно измерен и составил 11,3 ± 0,3 мсек. Дуги, что соответствует радиусу 1420 ± 120 R☉на расстоянии 1,17 + 0,08. -0,07 кпк. Высокое спектральное разрешение этих наблюдений позволило свести к минимуму влияние загрязнения околозвездными слоями. Эффективная температура 3490 ± 90 К, соответствующая спектральному классу M4, была затем получена из радиуса и светимости 270 000 ± 40 000 L☉, которые основаны на расстоянии и измеренном потоке (6,3 ± 0,3) × 10 Вт / см.

Большинство оценок радиуса VY CMa считаются размером для оптической фотосферы, в то время как размер звезды для радиофотосферы, по расчетам, вдвое больше, чем у размер звезды для оптической фотосферы. Несмотря на массу и очень большой размер (хотя некоторые оценки дают меньшие размеры), VY CMa имеет среднюю плотность от 5,33 до 8,38 мг / м (от 0,00000533 до 0,00000838 кг / м), это более чем в 100000 раз менее плотно, чем атмосфера Земли в море. уровень (1,2 кг / м).

Крупнейшая звезда

VY Canis Majoris (самая яркая звезда на изображении) и окружающее ее молекулярное облако комплекс. (Обсерватория Рутерферда / Колумбийский университет )

VY Canis Majoris был известен как экстремальный объект с середины 20 века, хотя его истинная природа была неопределенной. В конце 20 века считалось, что это красный сверхгигант после главной последовательности. Его угловой диаметр был измерен и оказался значительно различающимся в зависимости от наблюдаемой длины волны. Первые значимые оценки ее свойств показали очень большую звезду, превышающую тысячу R☉.

В отличие от преобладающего мнения, исследование 2006 г., игнорирующее влияние околозвездной оболочки в наблюдаемом потоке звезды, показало светимость 60,000 L☉, что предполагает начальную массу 15 M☉и радиус 600 R☉на основе предполагаемой эффективной температуры 3650 K и расстояния 1,5 kpc. На этом основании они считали VY CMa и другую примечательную экстремально холодную звезду-гипергигант, NML Cygni, как нормальные красные сверхгиганты ранних типов. Они утверждают, что ранее очень высокая светимость 500000 L☉и очень большие радиусы 2,800–3230 R☉(или даже 4,000 R☉) были основаны на эффективных температурах ниже 3000 К, которые были неоправданно низкими.

Почти сразу же в другой статье была опубликована оценка размера 1,800–2,100 R☉, в которой был сделан вывод, что VY CMa - настоящий гипергигант. Это было основано на самых последних калибровках температуры, давая эффективную температуру 3450–3 535 К и светимость 430000 L☉на основе интеграции SED и расстояния 1,5 кпк.

С тех пор размер VY CMa был рассчитан более точно и оказался несколько ниже, например 1420 R☉, в то время как большие размеры были опубликованы для ряда других галактических и внегалактических красных сверхгигантов (и гипергигантов), таких как Вестерлунд 1-26, WOH G64 и Стивенсон 2-18. Однако описывается, что VY Canis Majoris имеет самый большой радиус хорошо охарактеризованных звезд. Другая недавняя оценка, основанная на радиусе Витковского и радиуса Монье, дала средний размер 2000 R☉.

Эволюция

VY Canis Majoris - это высоко эволюционировавшая звезда с возрастом менее 10 млн лет, хотя некоторые более старые авторы утверждали, что это скорее будет либо очень молодая протозвезда, либо массивная звезда до главной последовательности с возрастом всего в 1 млн лет, а также околозвездным диском. вокруг звезды. Вероятно, она произошла от звезды O9 главной последовательности с радиусом 5-20 R☉. Звезда быстро эволюционировала из-за своей большой массы. Время, затраченное на фазу красного гипергиганта, оценивается от 100000 до 500000 лет, и, таким образом, VY CMa покинула свою главную последовательность более миллиона лет назад.

Будущее развитие VY CMa остается неопределенным, но как самые крутые сверхгиганты, эта звезда непременно взорвется как сверхновая. Она начала превращать гелий в углерод, в то время как звезда главной последовательности превращает водород в гелий. Как и Бетельгейзе, он быстро теряет массу по мере использования своего ядерного топлива и, как ожидается, взорвется как сверхновая в течение следующих 100000 лет, хотя, вероятно, заранее достигнет более высокой температуры. Было обнаружено, что VY CMa очень нестабилен и имеет огромную скорость потери массы. В этом случае излучение CO совпадает с яркой оболочкой KI в его асимметричной туманности. VY CMa создаст умеренно яркую и долговечную сверхновую типа IIn (SN IIn) или даже гиперновую или сверхновую (SLSN), сравнимую с ( или, возможно, сверхновой типа Ib ), но маловероятно, что сверхновая будет чрезвычайно яркой, как или SN 2006gy. Взрыв может быть связан с всплесками гамма-излучения (GRB), и он также вызовет ударную волну со скоростью несколько тысяч километров в секунду, которая может поразить окружающую оболочку материала, вызывая сильное излучение для много лет после взрыва. Для звезды такой массивной, как VY CMa, остаток, вероятно, был бы черной дырой, а не нейтронной звездой.

Примечания

Ссылки

Дополнительная литература

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с VY Canis Majoris.

Координаты : Карта звездного неба 07 22 58,33, −25 ° 46 ′ 03,17 ″

Последняя правка сделана 2021-06-18 07:58:27
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте