VY Canis Major

VY Canis Majoris ( lat.  VY Canis Majoris , YV CMa) este o hipergigantă roșie sau supergigantă roșie extrem de bogată în oxigen și o stea variabilă pulsantă situată la o distanță de 1,2 kiloparsecs (3900  de ani lumină ) de Pământ în constelația Canis Major . Este una dintre cele mai mari stele cunoscute din punct de vedere al razei, una dintre cele mai strălucitoare și mai masive supergiganți roșii și una dintre cele mai strălucitoare stele din Calea Lactee.

Raza lui YV CMa este de aproximativ 1420 de ori mai mare decât raza Soarelui ( R ⊙ ), care este aproape de limita Hayashi și de aproximativ 3 miliarde de ori mai mare decât Soarele în volum. Dacă YV CMa ar fi plasat în Sistemul Solar, s-ar extinde dincolo de orbita lui Jupiter, deși există încă variații considerabile în estimările razei, unele dintre ele fiind mai mari decât orbita lui Saturn.

Masa stelei este estimată la 17 ± 8 mase solare [ 1] , ceea ce indică o densitate medie neglijabilă - este de 0,005–0,01 g/m³ (pentru comparație, densitatea aerului la 0 °C este de 1292,9 g/m³ ) . Un kilometru cub al unei stele are o masă de aproximativ 5-10 tone .

Datele despre proprietățile stelei sunt contradictorii. Unele rezultate indică faptul că această stea este o hipergigantă roșie foarte mare [8] . Alții spun că aceasta este cea mai comună supergigant roșie cu un diametru de numai 600 de ori mai mare decât cel al soarelui, și nu 2000. În acest caz, se va extinde și mai mult [9] .

Nature VY Canis Major

Primele vederi cunoscute ale lui VY Canis Major sunt înregistrate în catalogul de stele al lui Joseph Jérôme de Lalande pe 7 martie 1801, care listează YV CMa ca o stea de magnitudinea a șaptea . Observații ulterioare au arătat că steaua se diminuase din 1850 [10] .

Din 1847, YV CMa este cunoscut ca având o nuanță purpurie [10] . În secolul al XIX-lea, observatorii au găsit cel puțin șase componente distincte în YV CMa, sugerând posibilitatea ca aceasta să fie o stea multiplă . Aceste „componente” sunt acum cunoscute a fi pete strălucitoare ale nebuloasei din jur. Observațiile vizuale din 1957 și imaginile de înaltă rezoluție realizate în 1998 au arătat că YV CMa nu are stele însoțitoare [11] [10] .

YV CMa este o stea cu luminozitate mare de tip spectral  M cu o temperatură efectivă de aproximativ 3000 K și este situată în colțul din dreapta sus al diagramei Hertzsprung-Russell . Se presupune că evoluția sa a fost complexă. Înainte de a deveni o supergigantă roșie, VY CMa a fost o stea din secvența principală de clasă O cu o masă între 30 și 40  M ⊙ [11] .

Măsurarea distanței

Distanțele față de stele sunt determinate de deplasarea lor paralactică , cauzată de mișcarea observatorului împreună cu Pământul în jurul Soarelui. Cu toate acestea, YV CMa are prea puțină paralaxă - la nivelul erorii de măsurare - ceea ce face ca această metodă de determinare a distanței să fie nesigură [12] .

În 1976, Charles J. Lada și Mark J. Reed au publicat descoperirea unui halou strălucitor al unui nor molecular la 15  minute de arc la est de YV CMa. Marginea acestui nor se învecinează cu marginea strălucitoare a stelei. O creștere bruscă a luminozității radiației, împreună cu o scădere a emisiilor de gaz, i-au determinat pe oamenii de știință la ideea că acest nor face parte din nebuloasa NGC 2362 și este situat la aceeași distanță cu stelele din apropiere, care este de 1,5 ± . 0,5 kpc și se determină prin diagrama Hertzsprung-Russell [13] .

YV CMa este proiectat pe vârful marginii norului molecular, sugerând legătura acestuia cu acesta. În plus, viteza norului molecular este foarte apropiată de viteza stelei. Acest lucru indică încă o dată legătura acestei stele cu norul molecular și, în consecință, cu NGC 2362. Aceasta înseamnă că YV CMa este, de asemenea, situat la o distanță de 1,5 kpc [14] .

Dimensiune

Profesorul Robert M. Humphreys de la Universitatea din Minnesota estimează că raza YV CMa este 1800-2100 solar [15] . Dacă o astfel de stea se află în locul Soarelui, atunci suprafața sa va fi dincolo de orbita lui Saturn (aproximativ 9  UA ). Dacă luăm în considerare limita superioară a razei VY a Canisului Major în anul 2100 solar, atunci luminii va dura mai mult de 8,5 ore pentru a zbura în jurul lui, în comparație cu Soarele, căruia i-ar lua 14,5 secunde pentru a zbura cu viteza de lumina . Volumul acestei stele este de 7⋅10 15  ori volumul Pământului [16] .

Dacă Soarele este reprezentat ca o minge cu un diametru de un centimetru, atunci cu un raport similar, diametrul lui YV CMa va fi de 21 m (presupunând că raza sa este de 2100 solare).

Luminozitate

În 2006, Humphrey a folosit măsurători spectrale ale distribuției de energie a Canis Major VY pentru a calcula luminozitatea acestuia. Deoarece cea mai mare parte a radiațiilor provenite de la stea este împrăștiată de praf în norul din jur, atunci, ținând cont de integrarea cu fluxul total de radiații al nebuloasei din jur, calculele au arătat că VY Canis Majoris are o luminozitate de 4,3⋅10 5  L ⊙ [15] .

Controversa

Există două opinii contradictorii despre proprietățile YV CMa. Conform unui punct de vedere [15] , această stea este o hipergigantă roșie foarte mare și foarte strălucitoare . Conform altor opinii [18] , aceasta este o supergigantă roșie obișnuită cu o rază de aproximativ 600 solare.

Luminozitatea lui YV CMa, ca și dimensiunile, este discutabilă. Humphreys subliniază că procesarea fotometriei în regiunile vizibil, roșu și infraroșu termic ale spectrului este insuficientă pentru stelele cu o cantitate mare de praf circumstelar [15] .

VY Canis Major ilustrează și problemele determinării „suprafeței” (și razei) stelelor foarte mari. Cu o densitate medie a materiei de aproximativ 0,005-0,01 g/m³, o stea este de mii de ori mai puțin densă decât chiar și atmosfera Pământului la nivelul mării. Când luăm în considerare raza Soarelui nostru, corona sa nu este niciodată luată în considerare , dar corona Soarelui este mai fierbinte și mai densă decât „suprafața” VY Canis Major. Prin urmare, raza exactă a stelei nu a fost încă stabilită.

Evoluție

Steaua, după cum au arătat studiile, este instabilă și și-a aruncat cea mai mare parte a masei în nebuloasa din jur . În viitor, VY Canis Major fie va exploda ca o supernovă , fie va prăbuși imediat într-o gaură neagră [19] .

Vezi și

• Lista celor mai mari stele
• Lista celor mai masive stele

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Wittkowski, M.; Hauschildt, P.H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, JM Proprietăți fundamentale și structura atmosferică a supergiantei roșii YV CMa pe baza spectro-interferometriei VLTI/AMBER   // Astronomy and Astrophysics  : journal. - EDP Sciences , 2012. - 5 aprilie ( vol. 540 ). — P.L12 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219126 . — Cod biblic . - arXiv : 1203.5194 .
2. ↑ 1 2 „Catalogul Hipparchos: formular de interogare” (downlink) . Arhivat din original pe 4 iulie 2012.  (nedefinit) . Centrul de Date Astronomice CASU. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006.
3. ↑ „GCVS Query=YV CMa” Arhivat 21 februarie 2019 la Wayback Machine . Catalogul General al Stelelor Variabile @ Institutul Astronomic Sternberg, Moscova, Rusia.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD . _ — VY Canis Major în baza de date SIMBAD . Recuperat la 14 noiembrie 2009.  
5. ↑ 1 2 Lipscy, SJ; Jura, M.; Reid, MJ (10 iunie 2005). „Fotosfera radio și plicul cu pierdere de masă a VY Canis Majoris”. The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 626(1): 439–445. arXiv : astro-ph/0502586 . . doi : 10.1086/429900
6. ↑ Monnier, JD; Geballe, TR; Danchi, W. C. (1 august 1998). „Variații temporale ale spectrelor medii în infraroșu în stele de tip târziu”. The Astrophysical Journal (Societatea Americană de Astronomie) 502(2): 833–846. arXiv: astro-ph/9803027 Arhivat 19 mai 2019 la Wayback Machine . Bibcode 1998ApJ...502..833M . doi: 10.1086/305945 .
7. ↑ 1 2 Fabricius C. , Høg E., Makarov V. V., Mason B. D., Wycoff G. L., Urban S. E. The Tycho double star catalog  , Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2002. - Vol. 384, Iss. 1. - P. 180-189. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20011822
8. ↑ Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity Arhivat 20 decembrie 2019 la Wayback Machine , Preprint Archive arxiv.org
9. ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Temperature Arhivat 21 decembrie 2018 la Wayback Machine , Preprint Archive arxiv.org, accesat 05-15-07
10. ↑ 1 2 3 Robinson, LJ (7 decembrie 1971). „ Trei fațete oarecum trecute cu vederea ale VY Canis Majoris Arhivate 5 mai 2022 la Wayback Machine .” Comisia 27 a IAU, Buletinul informativ privind stelele variabile (Observatorul Konkoly, Budapesta) (599).
11. ↑ 1 2 Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (27 octombrie 1998). „Interferometria de mascare a patei limitată de difracție a supergiantei roșii YV CMa”. Astronomie și astrofizică (Observatorul European de Sud) 340: 39–42.
12. ↑ Pogge, Richard W. „Stellar distances” Arhivat la 1 septembrie 1999 la Wayback Machine . Astronomie 162: Introducere în stele, galaxii și univers. Universitatea de Stat din Ohio.
13. ↑ Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (1 ianuarie 1978). „Observații CO ale unui complex de nor molecular asociat cu marginea strălucitoare din apropierea VY Canis Majoris”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 219: 95-104. Bibcode 1978ApJ…219…95L . doi: 10.1086/155758
14. ↑ Lada, CJ; Reid, M. (martie 1976). „Descoperirea unui nor molecular asociat cu YV CMa”. Buletinul Societății Americane de Astronomie (Societatea Americană de Astronomie) 8: 322.
15. ↑ 1 2 3 4 Humphreys, Roberta (13 octombrie 2006). „VY Canis Majoris: baza astrofizică a luminozității sale”. arXiV. arXiv: astro-ph/0610433 Arhivat 20 mai 2019 la Wayback Machine .
16. ↑ Raza volum 9,58  AU. este 1,23⋅10 37  m³ ; pentru comparație, volumul Pământului este 1,08⋅10 21  m³ , iar raportul dintre volume este 1,14⋅10 16 , sau 11,4  cvadrilioane
17. ↑ HubbleSite - NewsCenter - Astronomii cartografiază izbucnirile masive ale unei stele hipergiante (08/01/2007) - Imagini de lansare . Preluat la 2 decembrie 2019. Arhivat din original la 21 decembrie 2016. (nedefinit)
18. ↑ Massey, Filip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (1 august 2006). „Reducerea VY Canis Majoris la dimensiune: o determinare îmbunătățită a temperaturii sale efective”. The Astrophysical Journal 646(2): 1203-1208. arXiv: astro-ph/0604253 Arhivat 19 mai 2019 la Wayback Machine . Bibcode 2006ApJ...646.1203M Arhivat 10 aprilie 2019 la Wayback Machine . doi: 10.1086/505025
19. ↑ Hubble rezolvă misterul stingerii stelei  monstru . HubbleSite.org . Preluat la 16 martie 2021. Arhivat din original la 18 martie 2021.

Literatură

• Monnier, JD; Danchi, W. C.; Hale, D.S.; Lipman, EA; Tuthill, P.G.; Townes, CH (10 noiembrie 2000). „Interferometrie în infraroșu mediu pe linii spectrale. II. Emisia de continuu (praf) în jurul IRC +10216 și VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 543(2): 861-867. arXiv: astro-ph/0007393 . Bibcode 2000ApJ…543..861M . doi: 10.1086/317126
• Monnier, JD; Tuthill, P.G.; Lopez, B.; Cruzalebes, P.; Danchi, W. C.; Haniff, CA (10 februarie 1999). „Ultimele respirații ale VY Canis Majoris: sinteza diafragmei și imaginile optice adaptive”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 512(1): 351-361. arXiv: astro-ph/9810024 . Bibcode 1999ApJ…512..351M . doi: 10.1086/306761 .

Link -uri

• Cercetarea unei stele hipergigant » Gomel-Sat - Centrul de Tehnologie Spațială (link inaccesibil) . Arhivat din original pe 19 iulie 2012. (nedefinit)