VY Canis Majoris - VY Canis Majoris

VY Canis Majoris
Mapa konstelacji Wielkiego Psa.svg
Czerwone koło.svg
Lokalizacja VY CMa (zakreślona na czerwono)
Dane obserwacyjne Epoka J2000.0 Równonoc J2000.0
      
Konstelacja Canis Major
rektascensja 07 godz. 22 m 58.32877 s
Deklinacja -25° 46′ 03.2355″
Pozorna wielkość  (V) 6,5–9,6
Charakterystyka
Etap ewolucyjny Czerwony hiperolbrzym
Typ spektralny M3–M4,5 (M2,5–M5e Ia)
Pozorna wielkość  (U) 12.01
Pozorna wielkość  (B) 10.19
Pozorna wielkość  (V) 7,95
Pozorna wielkość  (J) 1,98
Pozorna wielkość  (H) 0,44
Pozorna wielkość  (K) 8.1
Wskaźnik koloru U-B +2,32
Wskaźnik koloru B-V +2.057
Wskaźnik koloru V−R +2,20
Typ zmiennej SRc lub Lc
Astrometria
Prędkość promieniowa (R v ) 41 km/s
Ruch właściwy (μ) RA:  9,84  masy / rok,
grudzień:  0,75  masy / rok
Paralaksa (π) 0,83 ± 0,08  mas
Dystans ~3820+260
−230 ly
(1,170+80
−70 szt. )
Detale
Masa 17 ± 8  K ☉
Promień 1420 ± 120 2069  R ☉
Jasność 270 000 ± 40 000, 178 000+40
900 −29 900 L ☉
Ciężar powierzchniowy (log  g ) −0,6 ± 0,4  cgs
Temperatura 3490 ± 90  K
Metaliczność [Fe/H] -0,3  dex
Prędkość obrotowa ( v  sin  i ) 300 km/s
Wiek 8.2  Myra
Inne oznaczenia
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
Odniesienia do baz danych
SIMBAD dane

VY Canis Majoris (w skrócie VY CMA ) jest (O-rich) skrajny bogatej w tlen czerwonych hiperolbrzym (RHG) lub czerwony nadolbrzym (RSG) i pulsujący gwiazda zmienna 1.2 kiloparseków (3900 lat świetlnych ) od układu słonecznego w nieco południowej konstelacji z Wielkiego Psa . Jest to jedna z największych znanych gwiazd , jeden z najjaśniejszych i najbardziej masywnych czerwonych nadolbrzymów oraz jedna z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej .

Nie znaleziono dowodów na to, że jest to część systemu wielogwiazdowego. Jej duży nadmiar w podczerwieni (IR) sprawia, że ​​jest to jeden z najjaśniejszych obiektów w lokalnej części galaktyki o długości fali od 5 do 20 mikronów (µm) i wskazuje na powłokę pyłową lub nagrzany dysk. To jest o17 ± 8 razy masa Słońca ( M ☉ ). Otacza ją złożona asymetryczna otoczka okołogwiazdowa (CSE) spowodowana utratą masy . Wytwarza silną emisję masera molekularnego i był jednym z pierwszych odkrytych radiomaserów. VY CMa jest osadzony w dużym obłoku molekularnym Sh2-310 , dużym , dość lokalnym regionie gwiazdotwórczym H II — jego średnica: 480 minut kątowych (′) lub 681 ly (209 pc).

Promień VY CMa jest w przybliżeniu 1420 razy większy od promienia Słońca ( R ☉ ), co jest bliski modelowanemu maksimum, granicy Hayashi , objętości prawie 8 miliardów razy większej od Słońca. Przyjmując to oszacowanie punktu środkowego za poprawne, kwant światła podróżujący z prędkością światła potrzebowałby 6 godzin, aby okrążyć swoją powierzchnię, w porównaniu do 14,5 sekundy dla Słońca. Gdyby ta gwiazda zastąpiła Słońce, jej powierzchnia, zgodnie z tym przybliżeniem, znajdowałaby się poza orbitą Jowisza .

Historia obserwacyjna

Portret w popiersiu Jérôme Lalande w 1802

Pierwsza znana zarejestrowana obserwacja VY Canis Majoris znajduje się w katalogu gwiazd francuskiego astronoma Jérôme'a Lalande'a z 1801 roku, który wymienia ją jako gwiazdę 7 rzędu wielkości . Dalsze dość częste badania jej pozornej wielkości sugerują, że światło gwiazdy widzianej z Ziemi zanikło od 1850 roku, co może być spowodowane zmianami emisji lub interpolacją gęstszej części jej otoczenia ( wyginięciem ). Od 1847 roku VY Canis Majoris opisywany jest jako karmazynowa gwiazda. W XIX wieku obserwatorzy zmierzyli co najmniej sześć dyskretnych składników, co sugeruje, że może to być gwiazda wielokrotna . Obecnie wiadomo, że są to jasne strefy w mgławicy gospodarza . Obserwacje w 1957 r. i obrazowanie w wysokiej rozdzielczości w 1998 r. praktycznie wykluczają jakiekolwiek gwiazdy towarzyszące .

Podając linie widmowe w nawiasach, gwiazda jest silnym emiterem OH (1612 MHz), H
2O (22235,08 MHz) i SiC (43.122 MHz) Masery , który okazał się być typowe dla gwiazdy OH / IR . Cząsteczki takie jak HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH
3OH , TiO i TiO
2 zostały wykryte.

Zmienność jasności gwiazdy została po raz pierwszy opisana w 1931 roku, kiedy została wymieniona (w języku niemieckim) jako zmienna długookresowa o fotograficznym zakresie jasności od 9,5 do 11,5 magnitudo . W 1939 roku otrzymała oznaczenie gwiazdy zmiennej VY Canis Majoris , 43. gwiazda zmienna konstelacji Wielkiego Psa.

Okolica

Zdjęcie WFPC2 / HST ukazujące asymetryczną mgławicę otaczającą VY CMa, która jest gwiazdą centralną

VY Canis Majoris otoczony jest rozległą i gęstą, asymetryczną, czerwoną mgławicą refleksyjną o całkowitej wyrzuconej masie 0,2-0,4  M ☉ i temperaturze800  kelwinów w oparciu o model atmosfery DUSTY, który został utworzony przez materię wyrzuconą z centralnej gwiazdy. Wewnętrzne dane powłoki 0,12  " całej odpowiadającej 140  AU (0,0022  ly ) do gwiazdy 1200 parseki się, podczas gdy z warstwy zewnętrznej wynosi 10", odpowiednio do 12000 AU (0,19 ly). Ta mgławica jest tak jasna, że ​​została odkryta na suchym nocnym niebie w 1917 roku za pomocą 18-centymetrowego teleskopu, a jej kondensacje kiedyś uważano za gwiazdy towarzyszące. Została ona dogłębnie przebadana za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a (HST), pokazując, że mgławica ma złożoną strukturę, która zawiera włókna i łuki, które zostały spowodowane przez wcześniejsze erupcje; struktura jest podobna do tej wokół post-czerwonego nadolbrzyma (Post-RSG) lub żółtego nadolbrzyma (YHG) IRC +10420 . Podobieństwo skłoniło co najmniej dwa profesjonalne artykuły do ​​zaproponowania modelu, według którego gwiazda może ewoluować w kierunku niebieskim na diagramie Hertzsprunga-Russella (diagram HR), aby stać się żółtym nadolbrzymem, następnie zmienną luminescencyjną (LBV) i wreszcie zmienną Wolfa-Rayeta. gwiazda ( gwiazda WR).

Mapa gigantycznego obłoku molekularnego Sharpless 310 i jego otoczenia

Łącząc dane ze wspomnianego teleskopu z innymi z Keck na Hawajach udało się dokonać trójwymiarowej rekonstrukcji otoczki gwiazdy. Ta rekonstrukcja wykazała, że ​​utrata masy gwiazdy jest znacznie bardziej złożona niż oczekiwano w przypadku czerwonego nadolbrzyma lub nadolbrzyma. Stało się jasne, że łuki i guzki pojawiały się w różnym czasie; dżety są zorientowane losowo, co nasuwa podejrzenie, że pochodzą one z eksplozji aktywnych części fotosfery. Spektroskopia dowodzi dysze oddalają się od gwiazdy w różnym tempie, co potwierdza wiele zdarzeń i kierunki jak z koronalny wyrzut masy. Wydedukowano, że w ciągu ostatnich 500 do 1000 lat miały miejsce liczne asymetryczne zdarzenia utraty masy i wyrzuty najbardziej zewnętrznej materii, podczas gdy węzeł w pobliżu gwiazdy byłby krótszy niż 100 lat. Utrata masy wynika z silnej konwekcji w cienkich zewnętrznych warstwach gwiazdy, związanej z polami magnetycznymi . Wyrzuty są analogiczne, ale znacznie większe niż wyrzuty koronalne Słońca.

Dystans

Połączony obraz optyczny i termowizyjny VY CMa. Jasna gwiazda w prawym górnym rogu to τ Canis Majoris .
( ESO / Cyfrowy przegląd nieba 2 )
VLBA wykorzystał do obliczenia szacunkowej odległości VY CMa z 2011 r.

W 1976 roku Lada i Reid opublikowali obserwacje obłoku molekularnego Sh2-310 o jasnej oprawie , który znajduje się 15 ″ na wschód od gwiazdy. Na jego krawędzi otoczonej jasną obwódką gwałtowny spadek emisji CO i wzrost jasności12
Zaobserwowano emisję CO , co wskazuje na możliwość zniszczenia materiału molekularnego i odpowiednio zwiększone nagrzewanie na granicy chmura-obrzeże. Założyli, że odległość obłoku jest w przybliżeniu równa odległości gwiazd, które są członkami gromady otwartej NGC 2362 jonizującej krawędź. NGC 2362 może znajdować się w dowolnym miejscu w zakresie1,5 ± 0,5  kiloparsek (kpc) lub4890 ± 1630  lat świetlnych (ly), jak określono na podstawie wykresu barwa-wielkość . Ta gwiazda jest rzutowana na wierzchołek krawędzi obłoku, co silnie sugeruje jej skojarzenie. Co więcej, wszystkie wektory prędkości Sh2-310 są bardzo zbliżone do wektorów gwiazdy. Istnieje zatem niemal pewne fizyczne powiązanie gwiazdy z Sh2-310 i NGC 2362 we wszystkich standardowych modelach.

Melnik i inni później wolą zasięg skoncentrowany na 1,2 kiloparsekach (około 3900 lat świetlnych).

Odległości można obliczyć, mierząc zmianę pozycji na bardzo odległych obiektach tła, gdy teleskop krąży wokół Słońca. Jednak gwiazda ta ma małą paralaksę ze względu na swoją odległość, a standardowe obserwacje wizualne mają margines błędu zbyt duży, aby nadolbrzym z rozszerzonym CSE był użyteczny, na przykład Katalog Hipparcos z 1997 r. podaje czysto hipotetyczną paralaksę1,78 ± 3,54  milisekundy (mas), w której „centralna” cyfra równa się562  szt. (1832 lata ). Paralaksę można z dużą dokładnością zmierzyć na podstawie obserwacji maserów przy użyciu interferometrii z długą linią bazową. W 2008 roku takie obserwacje H
2O masery wykorzystujące interferometrię VERA z Narodowego Obserwatorium Astronomicznego Japonii dały paralaksę0,88 ± 0,08 mas , co odpowiada odległości1.140,11
-0,09 kpc (około3720+360
−300 ly ). W 2012 r. obserwacje maserów SiO przy użyciu interferometrii o bardzo długich liniach bazowych (VLBI) z systemu VLBA (ang. Very Long Baseline Array ) niezależnie wyprowadziły paralaksę0,83 ± 0,08 mas , co odpowiada odległości1,200,13
-0,10 kpc (około3910+423
-326 ly ). Sugerują one, że obłok (Sh2-310) jest mniej odległy niż sądzono lub że gwiazda jest obiektem na pierwszym planie.

Gaia misja zapewnia bardzo ograniczone paralaksy do niektórych obiektów, ale dane Release 2 wartość-5,92 ± 0,83 mas dla tej gwiazdy nie ma znaczenia.

Zmienność

VY Canis Majoris jest gwiazdą zmienną, której jasność widzialna waha się od 9,6mag przy minimalnej jasności do maksymalnej 6,5mag z szacowanym okresem pulsacji wynoszącym 956 dni. W General Catalog of Variable Stars (GCVS) jest sklasyfikowana jako zmienna półregularna podtypu SRc, co wskazuje na chłodnego nadolbrzyma, chociaż jest sklasyfikowana jako wolna nieregularna gwiazda zmienna typu LC w Amerykańskim Stowarzyszeniu Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO). Indeks gwiazd zmiennych. Wyprowadzono inne okresy 1600 i 2200 dni.

VY CMa jest czasami uważany za prototyp dla klasy nadolbrzymów OH/IR o dużej utracie masy , różniących się od bardziej powszechnych asymptotycznych gałęzi olbrzymów OH/IR .

Widmo

Widmo VY Canis Majoris jest widmem gwiazdy klasy M o wysokiej jasności . Linie wodorowe mają jednak profile P Cygni pasujące do zmiennych w kolorze jasnoniebieskim . Widmo jest zdominowane przez pasma TiO, których mocne strony sugerują klasyfikację M5. Linia H-alfa (H α ) nie jest jeszcze widoczna i istnieją niezwykłe linie emisji pierwiastków obojętnych, takich jak sód i wapń . Klasa jasności określona na podstawie różnych cech widmowych waha się od jasnego olbrzyma (II) do jasnego nadolbrzyma (Ia), przy czym podano kompromis: jako M5eIbp. Stare klasyfikacje zostały zdezorientowane interpretacją otaczającej mgławicy jako gwiazd towarzyszących.

Obecny system klasyfikacji widmowej jest nieadekwatny do złożoności tej gwiazdy. Klasa zależy od tego, które z jej złożonych cech spektralnych są podkreślane. Co więcej, kluczowe aspekty tej gwiazdy zmieniają się w czasie. Jest chłodniejszy, a przez to bardziej czerwony niż M2 i zwykle jest klasyfikowany między M3 a M5. Klasa tak ekstremalna jak M2,5 pojawiła się w badaniu z 2006 roku. Klasa jasności jest również mylona i często podawana jako I, częściowo dlatego, że klasy jasności są słabo zdefiniowane w czerwonej i podczerwonej części widma. Jednak jedno badanie daje klasę jasności Ia +, co oznacza nadolbrzyma lub niezwykle jasnego nadolbrzyma.

Właściwości fizyczne

VY Canis Majoris w porównaniu do Słońca i orbity Ziemi
(lipiec 2008, nieaktualny). Względne rozmiary planet Układu Słonecznego i kilku gwiazd, w tym VY Canis Majoris:
1. Merkury < Mars < Wenus < Ziemia
2. Ziemia < Neptun < Uran < Saturn < Jowisz
3. Jowisz < Proxima Centauri < Słońce < Syriusz
4. Syriusz < Pollux < Arcturus < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.

Bardzo duża i jasna gwiazda, VY CMa, jest jedną z najbardziej ekstremalnych gwiazd w Drodze Mlecznej i ma efektywną temperaturę poniżej 4000  K (3730 °C; 6740 °F). Zajmuje prawy górny róg wykresu HR, chociaż jego dokładna jasność i temperatura są niepewne. Większość właściwości gwiazdy zależy bezpośrednio od jej odległości.

Jasność

Bolometric jasność (L oporna ) z VY CMA może być obliczona z rozkładu widmowego energii (SED) lub bolometric strumienia, który może być określony z fotometrii kilku widzialnych i podczerwieni pasma . Wcześniejsze obliczenia jasności oparte na założonej odległości 1,5 kpc (4900 ly) dawały jasność między 200 000 a 560 000 razy większą od jasności Słońca ( L ☉ ). Jest to znacznie bardzo blisko lub poza empiryczną granicą Humphreysa-Davidsona . Jedno badanie dało prawie milion  L ☉ w odległości 2,1 kpc (6800 ly). W 2006 roku jasność 430 000  L ☉ została obliczona poprzez całkowanie całkowitych strumieni w całej mgławicy, ponieważ większość promieniowania pochodzącego od gwiazdy jest ponownie przetwarzana przez pył w otaczającym obłoku. Nowsze szacunki jasność wartości poniżej 350.000 ekstrapolować  L ☉ na podstawie odległości poniżej 1,2 kpc.

Większość wyjścia VY CMa jest emitowana jako promieniowanie podczerwone, z maksymalną emisją przy 5–10  μm , co jest częściowo spowodowane ponownym przetwarzaniem promieniowania przez mgławicę okołogwiazdową. Wiele starszych szacunków jasności jest zgodnych z obecnymi, jeśli zostaną przeskalowane do odległości 1,2 kpc. Pomimo tego, że jest to jedna z najjaśniejszych gwiazd Drogi Mlecznej, znaczna część światła widzialnego VY CMa jest pochłaniana przez otoczkę okołogwiazdową, więc do obserwacji gwiazda potrzebuje teleskopu. Usuwając swoją otoczkę, gwiazda byłaby widoczna gołym okiem.

Masa

Ponieważ ta gwiazda nie ma gwiazdy towarzyszącej, jej masy nie można zmierzyć bezpośrednio za pomocą oddziaływań grawitacyjnych. Porównanie temperatury efektywnej i jasności bolometrycznej w porównaniu do ścieżek ewolucyjnych dla masywnych gwiazd sugeruje, że ich masa początkowa wynosiła25 ± 10  M ☉ na obracającym gwiazdy, ale aktualnej masy 15  M ☉ -OR 32  M ☉ w pierwszym, czy nieobrotowe spada do dzisiejszych 19  M ☉ i wieku 8,2 milionów lat (Myr). Starsze badania wykazały znacznie wyższe masy początkowe (a więc również wyższe masy prądu) lub masę progenitorową 40–60  M ☉ na podstawie starych szacunków jasności.

Utrata masy

Obraz podjęte przez ESO „s Very Large Telescope pokazując asymetryczną mgławicę wokół VY CMA użyciu sferze instrumencie. Sama gwiazda jest ukryta za ciemnym dyskiem. Krzyżyki są artefaktami (efektami soczewki) ze względu na charakterystykę instrumentu.

VY CMa ma silny wiatr gwiazdowy i traci dużo materiału ze względu na wysoką jasność i dość niską grawitację powierzchniową. Ma średni wskaźnik utraty masy6 × 10 -4  M ☉ rocznie, jeden z najwyższych znanych i niezwykle wysoki nawet dla czerwonego nadolbrzyma, o czym świadczy jego rozległa otoczka. Jest to zatem wykładnik zrozumienia epizodów utraty masy pod koniec ewolucji masywnych gwiazd. Wskaźnik utraty masy prawdopodobnie przekroczony10 -3  M ☉ / rok w najważniejszych zdarzeń utraty masy.

Gwiazda wytworzyła duże, prawdopodobne, napędzane konwekcją zdarzenia utraty masy, datowane na 70, 120, 200 i 250 lat przed 2020 rokiem. Grudka zrzucona przez gwiazdę w latach 1985-1995 jest źródłem emisji maserów hydroksylowych.

Temperatura

Efektywna temperatura tej gwiazdy jest niepewna. Niektóre zmiany sygnatury w jego widmie odpowiadają zmianom temperatury. Wczesne szacunki średniej temperatury przyjmowały wartości poniżej 3000 K w oparciu o klasę widmową M5. Obliczono, że w 2006 roku jego temperatura wynosiła aż3650 ± 25 K , co odpowiada klasie widmowej M2,5, jednak gwiazda ta jest zwykle uważana za gwiazdę od M4 do M5. Przyjęcie tych ostatnich klas ze skalą temperatury zaproponowaną przez Emily Levesque daje zakres od 3450 do 3535 K.

Rozmiar

Od prawej do lewej: VY Canis Majoris w porównaniu z Betelgeuse , Rho Cassiopeiae , Pistoletową Gwiazdą i Słońcem (zbyt małe, aby było widoczne na tej miniaturze). Pokazane są również orbity Jowisza i Neptuna.

Obliczenie promienia VY CMa komplikuje rozległa otoczka okołogwiazdowa gwiazdy. VY CMa jest również gwiazdą pulsującą, więc jej rozmiar zmienia się z czasem. Wcześniejsze bezpośrednie pomiary promienia w podczerwieni ( pasmo K = 2,2 µm) dały średnicę kątową18,7 ± 0,5 mas , odpowiadające promieniowi powyżej 3000  R ☉ (2,1 x 10 9  m; 14 Au, 1,3 x 10 9  mil) przy założeniu, że odległości 1,5 kpc znacznie większa niż oczekiwano na jakąkolwiek nadolbrzymem lub czerwonego hiperolbrzym. Jednak jest to prawdopodobnie większe niż rzeczywisty rozmiar leżącej pod nim gwiazdy, a oszacowana średnica kątowa wydaje się wyjątkowo duża z powodu interferencji otoczki okołogwiazdowej. W latach 2006–2007 promienie 1800–2100  R ☉ wyprowadzono z szacowanej jasności 430 000  L ☉ i temperatur 3450–3535 K.

W dniach 6 i 7 marca 2011 r. VY CMa był obserwowany w bliskiej podczerwieni za pomocą interferometrii na Bardzo Dużym Teleskopie . Wielkość gwiazdy została obliczona przy użyciu promienia Rosselanda , w miejscu którego głębokość optyczna wynosi 2 ⁄ 3 , przy dwóch współczesnych odległościach1.140,11
-0,09 oraz 1,200,13
-0,10 kpc . Jego średnicę kątową zmierzono bezpośrednio przy11,3 ± 0,3 mas , co odpowiada promieniowi1420 ± 120  R ☉ w odległości1,17+0,08
−0,07 kpc . Wysoka rozdzielczość widmowa tych obserwacji umożliwiła zminimalizowanie skutków zanieczyszczenia przez warstwy okołogwiazdowe. Efektywna temperatura3490 ± 90 K , odpowiadające klasie widmowej M4, zostało następnie wyprowadzone z promienia i jasności270000 ± 40000  L ☉ która opiera się na odległość, przy czym zmierzone strumień(6,3 ± 0,3) x 10 -13  W / cm 2 . Pod koniec 2013 roku wyznaczono promień 2069  R ☉ na podstawie dość chłodnej przyjętej temperatury 2800 K i jasności 237 000  L ☉ .

Większość oszacowań promienia VY CMa jest uważana za wielkość fotosfery optycznej, podczas gdy wielkość gwiazdy w fotosferze radiowej jest obliczana jako dwukrotność wielkości gwiazdy w fotosferze optycznej. Pomimo masy i bardzo dużych rozmiarów (choć niektóre szacunki podają mniejsze rozmiary), VY CMa ma średnią gęstość od 5,33 do 8,38 mg/m 3 (od 0,0000533 do 0,00000838 kg/m 3 ), jest ponad 100 000 razy mniej gęsty niż ziemska atmosfera na poziomie morza (1,2 kg/m 3 ).

Największa gwiazda

VY Canis Majoris (najjaśniejsza gwiazda na zdjęciu) i otaczający ją kompleks obłoków molekularnych
( Rutherfurd Observatory / Columbia University )

VY Canis Majoris znany jest jako obiekt ekstremalny od połowy XX wieku, chociaż jego prawdziwa natura była niepewna. Pod koniec XX wieku uznano, że jest to czerwony nadolbrzym po sekwencji głównej. Zmierzono jej średnicę kątową i stwierdzono, że różni się ona znacząco w zależności od obserwowanej długości fali. Pierwsze miarodajne szacunki jej właściwości wykazały bardzo dużą gwiazdę.

Wczesne bezpośrednie pomiary promienia w podczerwieni ( pasmo K = 2,2 µm) dały średnicę kątową18,7 ± 0,5 mas , odpowiadające promieniowi powyżej 3000  R ☉ (2,1 x 10 9  m; 14 Au, 1,3 x 10 9  mil) przy jeszcze bardzo prawdopodobną odległości 1,5 kiloparseków; promień przewyższający innych znanych czerwonych hiperolbrzymów. Jednak jest to prawdopodobnie większe niż rzeczywisty rozmiar leżącej pod spodem gwiazdy – ta szacunkowa średnica kątowa jest podwyższona z powodu interferencji otoczki. W latach 2006-07 promień między 1800-2100  R ☉ został wyprowadzony z preferowanej jasności 430 000  L ☉ i nadal preferowanego zakresu temperatur3450–3535  kelwinów .

W przeciwieństwie do dominujących opinii, badanie z 2006 roku, ignorując wpływ otoczki okołogwiazdowej na obserwowany strumień gwiazdy, wyprowadziło jasność 60 000  L ☉ , co sugeruje początkową masę 15  M ☉ i promień 600  R ☉ na podstawie założona temperatura efektywna 3650 K i odległość1,5 tys  . szt . . Na tej podstawie uznali VY CMa i inną godną uwagi, ekstremalnie chłodną gwiazdę hiperolbrzymów, NML Cygni , za normalne czerwone nadolbrzymy wczesnego typu. Twierdzą, że wcześniej bardzo wysokie jasności500000  L ☉ i bardzo duże promienie 2,800-3,230  R ☉ (lub nawet 4000  R ☉ ) oparto na skuteczne temperaturach poniżej 3000 K, które były zbyt niskie.

Niemal natychmiast w innej pracy opublikowano szacunkową wielkość 1800–2100  R ☉ i stwierdzono, że VY CMa jest prawdziwym hiperolbrzymem. Wykorzystuje to późniejszą, dobrze sprawdzoną temperaturę efektywną3450-3535  kelwinów i jasność 430 000  L ☉ w oparciu o integrację SED i odległość1,5 tys  . szt . .

W 2011 roku gwiazdę badano w bliskiej podczerwieni za pomocą interferometrii na Bardzo Dużym Teleskopie . Rozmiar gwiazdy został opublikowany w jej promieniu Rosseland , poza którym głębokość optyczna spada poniżej 2 ⁄ 3 , biorąc pod uwagę średnią z dwóch najnowocześniejszych, podobnych, ale odrębnych odległości. Jego średnicę kątową zmierzono bezpośrednio przy11,3 ± 0,3 mas , a więc promień1420 ± 120  R ☉ przy odległości1,17+0,08
−0,07 kpc . Wysoka rozdzielczość widmowa tych obserwacji umożliwiła zminimalizowanie skutków zanieczyszczenia przez warstwy okołogwiazdowe. Efektywna temperatura3490 ± 90 K , odpowiadające klasie widmowej M4, zostało następnie wyprowadzone z promienia i jasności270000 ± 40000  L ☉ która opiera się na odległość, przy czym zmierzone strumień(6,3 ± 0,3) x 10 -13  W / cm 2 .

Większość takich szacunków promienia jest uważana za wielkość średniej granicy optycznej fotosfery, podczas gdy wielkość gwiazdy dla fotosfery radiowej jest obliczana jako dwukrotnie większa. Pomimo masy i bardzo dużych rozmiarów (choć niektóre szacunki podają mniejsze rozmiary), VY CMa ma średnią gęstość od 5,33 do 8,38 mg/m 3 (od 0,0000533 do 0,00000838 kg/m 3 ). Jest ponad 100 000 razy mniej gęsty niż atmosfera ziemska na poziomie morza (1,2 kg/m 3 ).

W 2012 r. obliczono dokładniej, aby rozmiar był nieco niższy, na przykład 1420  R ☉ , co pozostawia większe rozmiary opublikowane i nieaktualne dla innych galaktycznych i pozagalaktycznych czerwonych nadolbrzymów (i hiperolbrzymów), takich jak Westerlund 1-26 , WOH G64 i Stephensona 2-18 . Mimo to, VY Canis Majoris jest wciąż często opisywana jako największa znana gwiazda , czasami z pewnymi zastrzeżeniami wynikającymi z wysoce niepewnych rozmiarów wszystkich tych gwiazd. Szacunki z 2013 r. oparte na promieniu Wittkowskiego i promieniu Monniera określają średnią wielkość na 2000  R ☉ .

Pod koniec 2013 roku Matsuura i inni przedstawili konkurencyjną metodę znajdowania promienia w otoczce, umieszczając gwiazdę na 2069  R ☉ , w oparciu o chłodny koniec szacunków przyjętych przy temperaturze 2800 K i jasności 237 000  L ☉ .

Ewolucja

VY Canis Majoris jest wysoko rozwiniętą gwiazdą, ale ma mniej niż 10 milionów lat (Myr). Niektóre stare pisma przedstawiały gwiazdę jako bardzo młodą protogwiazdę lub masywną gwiazdę poprzedzającą ciąg główny, w wieku zaledwie 1 Myr i zazwyczaj jako dysk okołogwiazdowy . Prawdopodobnie wyewoluował z gorącej, gęstej gwiazdy ciągu głównego O9 o 5-20  R ☉ (promienie słoneczne). Gwiazda ewoluowała szybko z powodu swojej dużej masy. Szacuje się, że czas spędzony w fazie czerwonego hiperolbrzyma wynosi od 100 000 do 500 000 lat, a zatem VY CMa opuścił swoją główną sekwencję ponad milion lat temu.

Przyszła ewolucja VY CMa jest niepewna, ale podobnie jak większość fajnych nadolbrzymów, gwiazda z pewnością wybuchnie jako supernowa . Zaczęła masowo przekształcać hel w węgiel. Podobnie jak Betelgeuse traci masę i oczekuje się, że eksploduje jako supernowa w ciągu następnych 100 000 lat – prawdopodobnie wcześniej powróci do wyższej temperatury. Gwiazda jest bardzo niestabilna, ma ogromne straty masy, takie jak wyrzuty.

Emisja CO z tej gwiazdy jest zbieżna z jasną powłoką KI w jej asymetrycznej mgławicy.

Gwiazda wyprodukuje albo:

Eksplozja może być związana z rozbłyskami gamma (GRB) i wytworzy falę uderzeniową o prędkości kilku tysięcy kilometrów na sekundę, która może uderzyć w otaczającą powłokę materii, powodując silną emisję przez wiele lat po wybuchu. W przypadku tak dużej gwiazdy pozostałość byłaby prawdopodobnie czarną dziurą, a nie gwiazdą neutronową .

Uwagi

Odniesienia i przypisy

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki

Współrzędne : Mapa nieba 07 h 22 m 58,33 s , −25° 46′ 03.17″