stringtranslate.com

VY Canis Majoris

VY Canis Majoris (сокращенно VY CMa ) — красный гипергигант или красный сверхгигант (RHG или RSG, богатый кислородом) и пульсирующая переменная звезда в 1,2 килопарсеках (3900 световых лет ) от Солнечной системы в слегка южном созвездии Большой Пес . Это одна из крупнейших известных звезд , один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов и одна из самых ярких звезд Млечного Пути .

Никаких доказательств того, что она является частью множественной звездной системы, обнаружено не было. Его большое инфракрасное (ИК) избыток делает его одним из самых ярких объектов в локальной части галактики на длинах волн от 5 до 20 микрон (мкм) и указывает на пылевую оболочку или нагретый диск. [14] [15] Речь идет оВ 17 ± 8 раз больше массы Солнца ( M ☉ ). Он окружен сложной асимметричной околозвездной оболочкой (CSE), вызванной потерей его массы . Он производит сильное молекулярное мазерное излучение и был одним из первых обнаруженных радиомазеров. VY CMa встроен в большое молекулярное облако Sh2-310 , большую , довольно локальную область звездообразования H II — ее диаметр: 480 угловых минут (′) или 681 св. лет (209 пк). [16] [17]

Радиус VY CMa примерно в 1420 раз превышает радиус Солнца ( R ☉ ) , что близко к смоделированному максимуму, пределу Хаяши , объему почти в 3 миллиарда раз больше, чем у Солнца. [3] Принимая эту среднюю оценку за правильную, объекту, движущемуся со скоростью света, потребуется 6 часов, чтобы обогнуть свою поверхность, по сравнению с 14,5 секундами для Солнца. [18] Если бы эта звезда заменила Солнце, ее поверхность, согласно этому приближению, находилась бы за орбитой Юпитера . [3]

История наблюдений

Портрет бюста Жерома Лаланда 1802 года.

Первое известное зарегистрированное наблюдение VY Canis Majoris находится в звездном каталоге французского астронома Жерома Лаланда в 1801 году, [b] , где она указана как звезда 7-го порядка величины . Дальнейшие, довольно частые исследования ее видимой величины предполагают, что свет звезды, если смотреть с Земли, потускнел с 1850 года, что может быть связано с изменениями излучения или появлением более плотной части ее окружения ( затухание ). [19] С 1847 года VY Canis Majoris описывается как малиновая звезда. [19] В 19 веке наблюдатели измерили как минимум шесть отдельных компонентов, что позволяет предположить, что это может быть кратная звезда . Теперь известно, что это яркие зоны в родительской туманности . Наблюдения 1957 года и изображения с высоким разрешением 1998 года практически исключают наличие звезд-компаньонов . [19] [20]

В скобках указаны спектральные линии: звезда является сильным излучателем OH (1612 МГц), H2Мазеры O (22235,08 МГц) и SiO (43122 МГц), которые, как было доказано, типичны для OH/IR-звезд . [21] [22] [23] Молекулы, такие как HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH3ОН , TiO и TiO
2были обнаружены. [3] [24] [25] [26] [27] [ чрезмерное цитирование ]

Изменение яркости звезды было впервые описано в 1931 году, когда она была указана (на немецком языке) как долгопериодическая переменная с диапазоном фотографических величин от 9,5 до 11,5. [28] В 1939 году ей было присвоено обозначение переменной звезды VY Большого Пса , она стала 43-й переменной звездой созвездия Большого Пса. [29]

Карта гигантского молекулярного облака Sharpless 310 и его окрестностей

Объединив данные упомянутого телескопа с другими, полученными с телескопа Кек на Гавайях, удалось провести трехмерную реконструкцию оболочки звезды. Эта реконструкция показала, что потеря массы звезды гораздо сложнее, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта или гипергиганта. Стало ясно, что банты и узелки появились в разное время; струи ориентированы беспорядочно, что позволяет предположить, что они возникли в результате взрывов активных частей фотосферы. Спектроскопия доказывает, что струи удаляются от звезды с разными скоростями, подтверждая множество событий и направлений, как и в случае с корональными выбросами массы . [30] Предполагается, что множественные события асимметричной потери массы и выброс самого внешнего материала произошли в течение последних 500–1000 лет, в то время как событие узла вблизи звезды должно было произойти менее 100 лет. Потеря массы происходит из-за сильной конвекции в разреженных внешних слоях звезды, связанной с магнитными полями . Выбросы аналогичны корональным выбросам Солнца , но намного больше их. [9] [30] [31]

Расстояние

Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение VY CMa. Яркая звезда в правом верхнем углу — τ Canis Majoris .
( ESO / Цифровой обзор неба 2 )
VLBA использовалась для получения оценки расстояния VY CMa за 2011 год.

В 1976 году Лада и Рид [c] опубликовали наблюдения молекулярного облака Sh2-310 с яркой каймой , которое находится в 15 ″ к востоку от звезды. На его краю, окаймленном светлым ободком, наблюдается резкое уменьшение эмиссии СО и увеличение яркости12
Наблюдались выбросы CO , что указывает на возможное разрушение молекулярного материала и усиление нагрева на границе раздела облако-край соответственно. Они предположили, что расстояние до облака примерно равно расстоянию до звезд, входящих в рассеянное скопление NGC 2362 , ионизирующих край. NGC 2362 может находиться где угодно в пределах1,5 ± 0,5  килопарсек (кпк) илиНа расстоянии 4890 ± 1630  световых лет (лет), как определено на диаграмме цвет-величина . [32] Эта звезда проецируется на кончик края облака, что убедительно указывает на ее связь. Кроме того, все векторы скорости Ш2-310 очень близки к векторам звезды. Таким образом, во всех стандартных моделях существует почти определенная физическая ассоциация звезды с Sh2-310 и NGC 2362. [33]

Мельник и другие позже отдали предпочтение диапазону с центром в 1,2 килопарсека (около 3900 световых лет). [34]

Расстояния можно рассчитать, измеряя изменение положения относительно очень удаленных фоновых объектов по мере вращения телескопа вокруг Солнца. Однако эта звезда имеет небольшой параллакс из-за своего расстояния, а стандартные визуальные наблюдения имеют погрешность, слишком большую для того, чтобы звезда-гипергигант с расширенным CSE могла быть полезна, например, Каталог Hipparcos 1997 года дает чисто условный параллакс1,78 ± 3,54  миллисекунды дуги (мс), в которой «центральная» цифра равна562  шт (1832 лир ). [35] Параллакс можно измерить с высокой точностью при наблюдении мазеров с использованием интерферометрии с длинной базой. В 2008 г. такие наблюдения H
2О -мазеры с использованием интерферометрии VERA из Национальной астрономической обсерватории Японии дали параллакс0,88 ± 0,08 мс , что соответствует расстоянию1.14+0,11
−0,09 кпк (о3720+360
−300 ли ). [36] В 2012 году наблюдения мазеров SiO с использованием интерферометрии со очень длинной базой (VLBI) с помощью массива со сверхдлинной базой (VLBA) независимо выявили параллакс0,83 ± 0,08 мс , что соответствует расстоянию1.20+0,13
−0,10 кпк (о3910+423
−326 ли ). [10] Это означает, что облако (Sh2-310) находится не так далеко, как предполагалось, или что звезда является объектом на переднем плане. [16]

Миссия Gaia обеспечивает весьма ограниченные параллаксы для некоторых объектов, но в версии данных 2 значение−5,92 ± 0,83 мсд для этой звезды не имеет значения. [37]

Вариативность

Кривая блеска визуальных полос VY Canis Majoris по данным AAVSO [38]

VY Canis Majoris — переменная звезда , видимая визуальная величина которой варьируется от 9,6 при минимальной яркости до 6,5 при максимальной величине с расчетным периодом пульсации 956 дней. [2] [8] В Общем каталоге переменных звезд (GCVS) она классифицируется как полуправильная переменная подтипа SRc, что указывает на холодный сверхгигант, [2] хотя она классифицируется как медленная нерегулярная переменная звезда типа LC в Индекс переменных звезд Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд (AAVSO). [8]  Были получены другие периоды в 1600 [39] и 2200 [20] дней.

VY CMa иногда рассматривается как прототип класса сильно теряющих массу сверхгигантов OH/IR , отличных от более распространенных звезд асимптотической ветви гигантов OH/IR . [40]

Спектр

Спектр VY Canis Majoris соответствует спектру звезды М-класса высокой светимости . Однако линии водорода имеют профили P Лебедя , подходящие для светящихся синих переменных . В спектре преобладают полосы TiO, интенсивность которых предполагает классификацию M5. Линия H-альфа (Hα ) пока не видна, но есть необычные линии излучения нейтральных элементов, таких как натрий и кальций . Класс светимости, определенный по различным спектральным особенностям, варьируется от яркого гиганта (II) до яркого сверхгиганта (Ia), с компромиссным вариантом: M5eIbp. Старые классификации были сбиты с толку интерпретацией окружающих туманностей как звезд-компаньонов. [41]

Существующая система спектральной классификации неадекватна сложностям этой звезды. Класс зависит от того, какие из его сложных спектральных особенностей подчеркнуты. Кроме того, ключевые аспекты этой звезды со временем меняются. Он холоднее и, следовательно, краснее, чем M2, и обычно классифицируется между M3 и M5. Такой крайний класс, как M2.5, появился в исследовании 2006 года. [4] Класс светимости также путают и часто обозначают только как I, отчасти потому, что классы светимости плохо определены в красной и инфракрасной частях спектра. Однако одно исследование дает класс светимости Ia + , что означает гипергигант или чрезвычайно яркий сверхгигант. [42]

Физические свойства

VY Canis Majoris в сравнении с Солнцем и земной орбитой
(Июль 2008 г., устарело). Относительные размеры планет Солнечной системы и некоторых звезд, в том числе VY Canis Majoris:
1. Меркурий < Марс < Венера < Земля
2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер
3. Юпитер < Проксима Центавра < Солнце < Сириус
4. Сириус < Поллукс < Арктур ​​< Альдебаран
5. Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе
6. Бетельгейзе < Мю Цефей < VV Цефей A < VY Canis Majoris.

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

Яркость

Болометрическая светимость (L bol ) VY CMa может быть рассчитана по спектральному распределению энергии или болометрическому потоку, который можно определить с помощью фотометрии в нескольких видимых и инфракрасных диапазонах . Более ранние расчеты светимости, основанные на предполагаемом расстоянии 1,5 кпк (4900 св. лет), дали светимость в 200 000–560 000 раз превышающую светимость Солнца ( L ☉ ). [14] [32] [43] Это значительно очень близко или превышает эмпирический предел Хамфриса-Дэвидсона . Одно исследование дало почти один миллион  л ☉ на расстоянии 2,1 кпк (6800 св. лет). [44] 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. [31] Более поздние оценки светимости экстраполируют значения ниже 350 000  L ☉ на основе расстояний ниже 1,2 кпк. [3] [36] [45]

Большая часть продукции VY CMa излучается в виде инфракрасного излучения с максимальным излучением при5–10  мкм , что отчасти обусловлено переработкой излучения околозвездной туманности. [9] [31] Многие старые оценки светимости согласуются с текущими, если их масштабировать до расстояния 1,2 кпк. [36] Несмотря на то, что VY CMa является одной из самых ярких звезд Млечного Пути, большая часть видимого света поглощается околозвездной оболочкой, поэтому для наблюдения за звездой необходим телескоп. Если снять оболочку, звезда станет видна невооруженным глазом. [24]

Масса

Поскольку у этой звезды нет звезды-компаньона, ее массу нельзя измерить напрямую с помощью гравитационных взаимодействий. Сравнение эффективной температуры и болометрической светимости с эволюционными треками массивных звезд позволяет предположить, что ее первоначальная масса составляла25 ± 10  M ☉ для вращающейся звезды, но текущая масса 15  M ☉ - или 32  M ☉ сначала, если невращающаяся, падает до современных 19  M ☉ , [3] и возраста 8,2 миллиона лет (Млн лет). [10] Более старые исследования обнаружили гораздо более высокие начальные массы (следовательно, и более высокие текущие массы) или массу предшественника 40–60  M ☉ на основе старых оценок светимости. [14] [46]

Потеря массы

Изображение, полученное Очень Большим Телескопом ESO , показывает асимметричную туманность вокруг VY CMa с помощью инструмента SPHERE . Сама звезда скрыта за темным диском. Кресты являются артефактами (эффектами линз) из-за особенностей инструмента.

VY CMa имеет сильный звездный ветер и теряет много материала из-за своей высокой светимости и довольно низкой поверхностной гравитации. Имеет среднюю скорость потери массы6 × 10 −4  M ☉ в год, одна из самых высоких из известных и необычно высокая даже для красного сверхгиганта, о чем свидетельствует его обширная оболочка. [47] [39] Таким образом, это показатель для понимания эпизодов потери большой массы ближе к концу эволюции массивной звезды. [48] ​​Скорость потери массы, вероятно, превысила10 −3  M ☉ /год во время событий наибольшей потери массы. [47]

Звезда произвела крупные события потери массы, вероятно, вызванные конвекцией, 70, 120, 200 и 250 лет назад. Сгусток, потерянный звездой в период с 1985 по 1995 год, является источником ее гидроксильного мазера. [49]

Температура

Эффективная температура этой звезды неизвестна. Некоторые характерные изменения в его спектре соответствуют изменениям температуры. Ранние оценки средней температуры предполагали значения ниже 3000 К на основе спектрального класса M5. [43] [44] По расчетам, в 2006 году его температура достигала3650 ± 25 К , что соответствует спектральному классу M2,5 [4] , однако эту звезду обычно считают звездой от M4 до M5. Принятие последних классов к температурной шкале, предложенной Эмили Левеск, дает диапазон от 3450 до 3535 К. [50]

Размер

Справа налево: VY Canis Majoris в сравнении с Бетельгейзе , Ро Кассиопеи , Звездой-Пистолетом и Солнцем (слишком маленьким, чтобы его можно было увидеть на этом миниатюре). Также показаны орбиты Юпитера и Нептуна.

Расчет радиуса VY CMa осложняется обширной околозвездной оболочкой звезды. VY CMa также является пульсирующей звездой, поэтому ее размер меняется со временем. Ранее прямые измерения радиуса в инфракрасном диапазоне ( K-диапазон = 2,2 мкм) дали угловой диаметр18,7 ± 0,5 мс , что соответствует радиусам выше 3000  R ☉ (2,1 × 10 9  км; 14 а.е.; 1,3 × 10 9  миль) на предполагаемом расстоянии 1,5 кпк, что значительно больше, чем ожидалось для любого красного сверхгиганта или красного гипергиганта. [43] Однако это, вероятно, больше фактического размера звезды, а оценка углового диаметра кажется чрезвычайно большой из-за интерференции со стороны околозвездной оболочки. [31] [9] [3] В 2006–2007 годах радиусы 1800–2100  R ☉ были получены на основе расчетной светимости 430 000  L ☉ и температуры 3450–3535 K. [31] [9]

6 и 7 марта 2011 года VY CMa наблюдался в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью интерферометрии на Очень Большом Телескопе . Размер звезды был рассчитан с использованием радиуса Россланда , места, в котором оптическая глубина равна 2/3 , [51] с двумя современными расстояниями1.14+0,11
−0,09и1.20+0,13
−0,10 кпк . [36] [10] Его угловой диаметр был непосредственно измерен при11,3 ± 0,3 мсек , что соответствует радиусу1420 ± 120  Р ☉ на расстоянии1.17+0,08
−0,07 кпк . Высокое спектральное разрешение этих наблюдений позволило свести к минимуму эффекты загрязнения околозвездными слоями. Эффективная температураЗначение 3490 ± 90 К , соответствующее спектральному классу M4, было затем получено на основе радиуса и светимости270 000 ± 40 000  л ☉ основано на расстоянии и измеренном потоке(6,3 ± 0,3) × 10 -13  Вт/см 2 . [3] В конце 2013 года был определен радиус 2069  R ☉ на основе довольно прохладной принятой температуры 2800 K и светимости 237 000  L ☉ . [52]

Большинство оценок радиуса VY CMa рассматриваются как размер оптической фотосферы , тогда как размер звезды для радиофотосферы рассчитывается как вдвое больший, чем размер звезды для оптической фотосферы. [5] Несмотря на массу и очень большие размеры (хотя по некоторым оценкам размеры меньшие), VY CMa имеет среднюю плотность от 5,33 до 8,38 мг/м 3 (от 0,00000533 до 0,00000838 кг/м 3 ), что более чем в 100 000 раз меньше плотности. чем атмосфера Земли на уровне моря (1,2 кг/м 3 ).

Самая большая звезда

VY Canis Majoris (самая яркая звезда на изображении) и окружающий ее комплекс молекулярных облаков
( Обсерватория Резерферда / Колумбийский университет )

VY Canis Majoris был известен как экстремальный объект с середины XX века, хотя его истинная природа была неясна. [41] [53] В конце 20-го века было признано, что это был красный сверхгигант после главной последовательности. Его угловой диаметр был измерен и оказался существенно различным в зависимости от наблюдаемой длины волны. Первые значимые оценки ее свойств показали, что это очень большая звезда. [54] [55]

Ранние прямые измерения радиуса в инфракрасном диапазоне ( K-диапазон = 2,2 мкм) дали угловой диаметр18,7 ± 0,5 мс , что соответствует радиусам выше 3000  R ☉ (2,1 × 10 9  км; 14 а.е.; 1,3 × 10 9  миль) на все еще очень вероятном расстоянии 1,5 килопарсек; радиус, затмевающий другие известные красные гипергиганты. [43] Однако это, вероятно, больше фактического размера звезды — эта оценка углового диаметра завышена из-за помех со стороны оболочки. [3] [9] [31] В 2006–2007 годах радиус между 1800–2100  R ☉ был получен из предпочтительной светимости 430 000  L ☉ и все еще предпочтительного температурного диапазона3450–3535  Кельвинов . [9] [31]

В отличие от преобладающего мнения, исследование 2006 года, игнорирующее влияние околозвездной оболочки на наблюдаемый поток звезды, получило светимость 60 000  L ☉ , предполагая начальную массу 15  M ☉ и радиус 600  R ☉ на основе принятая эффективная температура 3650 К и расстояние1,5  кпк . На этом основании они считали VY CMa и еще одну примечательную чрезвычайно холодную звезду-гипергигант, NML Лебедя , нормальными красными сверхгигантами раннего типа. [4] [56] Они утверждают, что ранее очень высокие светимости500 000  L ☉ и очень большие радиусы 2 800–3 230  R ☉ [14] [57] (или даже 4 000  R ☉ [20] ) были основаны на неоправданно низких эффективных температурах ниже 3000 К. [4]

Почти сразу же в другой статье была опубликована оценка размера 1800–2100  R ☉ и сделан вывод, что VY CMa — настоящий гипергигант. Здесь используется более поздняя, ​​хорошо изученная эффективная температура.3450–3535  кельвинов и светимость 430 000  л ☉ на основе интеграции SED и расстояния1,5  кпк . [31]

В 2011 году [d] звезда изучалась в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью интерферометрии на Очень Большом Телескопе . Размер звезды был опубликован для ее радиуса Россланда , за пределами которого оптическая глубина падает ниже 2 ⁄ 3 , [51] с учетом среднего значения двух наиболее современных, похожих, но различных расстояний. [e] [10] [36] Его угловой диаметр был непосредственно измерен при11,3 ± 0,3 мс , таким образом, радиус1420 ± 120  Р ☉ на расстоянии1.17+0,08
−0,07 кпк . Высокое спектральное разрешение этих наблюдений позволило свести к минимуму эффекты загрязнения околозвездными слоями. Эффективная температураЗначение 3490 ± 90 К , соответствующее спектральному классу M4, было затем получено на основе радиуса и светимости270 000 ± 40 000  л ☉ основано на расстоянии и измеренном потоке(6,3 ± 0,3) × 10 -13  Вт/см 2 . [3]

Большинство таких оценок радиуса рассматриваются как размер среднего предела оптической фотосферы , тогда как размер звезды для радиофотосферы рассчитывается вдвое больше. [5] Несмотря на массу и очень большой размер (хотя по некоторым оценкам указаны меньшие размеры), VY CMa имеет среднюю плотность от 5,33 до 8,38 мг/м 3 (от 0,00000533 до 0,00000838 кг/м 3 ). Ее плотность более чем в 100 000 раз меньше, чем у атмосферы Земли на уровне моря (1,2 кг/м 3 ).

В 2012 году размер был рассчитан более точно и оказался несколько меньшим, например, 1420  R ☉ , [3] что оставляет опубликованными и актуальными большие размеры для других галактических и внегалактических красных сверхгигантов (и гипергигантов), таких как Вестерлунд 1 W26 и WOH. Г64 . Несмотря на это, VY Canis Majoris по-прежнему часто называют самой крупной из известных звезд , иногда с оговорками, объясняющими весьма неопределенные размеры всех этих звезд. [58] [f] Оценка 2013 года, основанная на радиусе Витковского и радиусе Монье, определила средний размер в 2000  R ☉ , [27] а позже в том же году Мацуура и другие выдвинули конкурирующий метод определения радиуса внутри оболочки, полагая звезда с температурой 2069  R ☉ на основе холодных оценок приняла температуру 2800 K и светимость 237 000  L ☉ . [52] Однако эти значения не соответствуют его спектральным классам, в результате чего значения 2012 года лучше соответствуют.

Окружение

Изображение WFPC2 / HST , показывающее асимметричную туманность, окружающую VY CMa, центральную звезду.

VY Canis Majoris окружен обширной и плотной асимметричной красной отражательной туманностью с общей выброшенной массой 0,2-0,4  M ☉ и температурой800  Кельвинов , основано на модели ПЫЛЬНОЙ атмосферы, образованной материалом, выброшенным из центральной звезды. [14] [47] Внутренняя оболочка имеет диаметр 0,12  дюйма , что соответствует 140  а.е. (0,0022  св. лет ) для звезды, находящейся на расстоянии 1200 парсеков, тогда как внешняя оболочка имеет диаметр 10 дюймов, что соответствует 12 000 а.е. (0,19 св. лет). [47] Эта туманность настолько яркая, что ее обнаружили на сухом ночном небе в 1917 году с помощью 18-сантиметрового телескопа, а ее сгущения когда-то считали звездами-компаньонами. [20] Она была тщательно изучена с помощью космического телескопа Хаббла (HST), показав, что туманность имеет сложную структуру, включающую волокна и дуги, которые были вызваны прошлыми извержениями; структура аналогична структуре пост-красного сверхгиганта (Post-RSG) или желтого гипергиганта (YHG) IRC +10420 . Сходство побудило по крайней мере в двух профессиональных статьях предложить модель, согласно которой звезда может эволюционировать в голубую сторону на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (диаграмма HR), чтобы стать желтым гипергигантом, затем светящейся синей переменной (LBV) и, наконец, Вольфом-Райе. звезда (звезда WR). [14] [20]

Эволюция

VY Canis Majoris — высокоразвитая звезда, возраст которой составляет менее 10 миллионов лет. В некоторых старых источниках звезда рассматривалась как очень молодая протозвезда или массивная звезда до главной последовательности с возрастом всего 1 млн лет и обычно представляющая собой околозвездный диск . [15] Вероятно, она произошла от горячей и плотной звезды главной последовательности O9 с радиусом 5–20  R ☉ (солнечного радиуса). [30] [32] [59] Звезда быстро эволюционировала из-за своей большой массы. Время, проведенное до фазы красного гипергиганта, оценивается между 100 000 и 500 000 лет, и, таким образом, VY CMa, скорее всего, покинул свою фазу главной последовательности более миллиона лет назад. [10] [30]

Будущая эволюция VY CMa неясна, но, как и самые крутые сверхгиганты, звезда наверняка взорвется как сверхновая . Гелий начал массово синтезироваться в углерод. [g] Как и Бетельгейзе , она теряет массу и, как ожидается, взорвется как сверхновая в течение следующих 100 000 лет — вероятно, заранее она вернется к более высокой температуре. [3] [58] [60] Звезда очень нестабильна, имеет колоссальную потерю массы, например, при выбросах.

VY Canis Majoris является кандидатом на роль звезды во второй фазе красного сверхгиганта, но это в основном спекулятивно и неподтверждено. [61]

Излучение CO этой звезды совпадает с яркой оболочкой KI в ее асимметричной туманности.

Звезда будет производить либо:

Взрыв может быть связан с гамма-всплесками (GRB), и он создаст ударную волну со скоростью несколько тысяч километров в секунду, которая может поразить окружающую оболочку материала, вызывая сильное излучение в течение многих лет после взрыва. Для такой большой звезды остаток, скорее всего, будет черной дырой , а не нейтронной звездой . [60]

Примечания

  1. ^ Данная звездная металличность указана как солнечная металличность ([Fe/H] = прибл. +0,0 dex).
  2. ^ 7 марта
  3. ^ Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид
  4. ^ 6 и 7 марта.
  5. ^ 1.14+0,11
    −0,09    и1.20+0,13
    −0,10     кпк     , см. выше в разделе «Расстояние».
  6. ^ Алколеа и др., 2013 г. называют VY CMa имеющим самый высокий радиус «среди хорошо изученных звезд в нашей галактике», ссылаясь на Витковски и др. Значение 2012 г. 1420  R ☉ , основанное на расстояниях по данным Choi et al. 2008 г. и Чжан и др. 2012 года плюс угловой диаметр. Некоторые красные сверхгиганты (или гипергиганты), возможно, больше, хотя у них могут быть менее точные оценки радиуса.
  7. ^ звезда главной последовательности превращает водород в гелий.

Ссылки и сноски

  1. ^ abcde Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В. дои : 10.1051/0004-6361: 20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abcd "GCVS Query=VY CMa". Общий каталог переменных звезд @ Астрономический институт Штернберга, Москва, Россия . Проверено 24 ноября 2010 г.
  3. ^ abcdefghijklmnopqr Витковски, М.; Хаушильдт, PH; Арройо-Торрес, Б.; Маркайд, Ж.М. (5 апреля 2012 г.). «Фундаментальные свойства и структура атмосферы красного сверхгиганта VY CMa на основе спектроинтерферометрии VLTI/AMBER». Астрономия и астрофизика . 540 : Л12. arXiv : 1203.5194 . Бибкод : 2012A&A...540L..12W. дои : 10.1051/0004-6361/201219126. S2CID  54044968.
  4. ^ abcde Мэсси, Филип; Левеск, Эмили М.; Плез, Бертран (1 августа 2006 г.). «Уменьшение размера VY Canis Majoris: улучшенное определение его эффективной температуры». Астрофизический журнал . 646 (2): 1203–1208. arXiv : astro-ph/0604253 . Бибкод : 2006ApJ...646.1203M. дои : 10.1086/505025. S2CID  14314968.
  5. ^ abc Липси, SJ; Юра, М.; Рид, MJ (10 июня 2005 г.). «Радиофотосфера и оболочка потери массы VY Canis Majoris». Астрофизический журнал . 626 (1): 439–445. arXiv : astro-ph/0502586 . Бибкод : 2005ApJ...626..439L. дои : 10.1086/429900. S2CID  14878122.
  6. ^ abcdef Ducati, JR (2002). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Онлайн-каталог данных VizieR . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D.
  7. ^ Аб Серковски, К. (1969). «Большая оптическая поляризация источника излучения OH VY Canis Majoris». Астрофизический журнал . 156 : Л139. Бибкод : 1969ApJ...156L.139S. дои : 10.1086/180366.
  8. ^ abc «VSX: Подробности для VY CMa». Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 20 июля 2018 г.
  9. ^ abcdefg Хамфрис, Роберта М.; Хелтон, Л. Эндрю; Джонс, Терри Дж. (2007). «Трехмерная морфология VY Canis Majoris. I. Кинематика выброса». Астрономический журнал . 133 (6): 2716–2729. arXiv : astro-ph/0702717 . Бибкод : 2007AJ....133.2716H. дои : 10.1086/517609. S2CID  119009102.
  10. ^ abcdefgh Чжан, Б.; Рид, MJ; Ментен, КМ; Чжэн, XW (январь 2012 г.). «Расстояние и кинематика красного гипергиганта VY CMa: астрометрия VLBA и VLA». Астрофизический журнал . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Бибкод : 2012ApJ...744...23Z. дои : 10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID  121202336.
  11. ^ Гордон, Майкл С.; Джонс, Терри Дж.; Хамфрис, Роберта М.; Эртель, Стив; Хинц, Филип М.; Хоффман, Уильям Ф.; Стоун, Джордан; Сполдинг, Экхарт; Ваз, Амали (февраль 2019 г.). «Тепловая эмиссия в юго-западном скоплении VY CMa». Астрономический журнал . 157 (2): 57. arXiv : 1811.05998 . Бибкод : 2019AJ....157...57G. дои : 10.3847/1538-3881/aaf5cb . S2CID  119044678.
  12. ^ Аб Каминьски, Т. (2019). «Массивные комки пыли в оболочке красного сверхгиганта VY Canis Majoris». Астрономия и астрофизика . 627 : А114. arXiv : 1903.09558 . Бибкод : 2019A&A...627A.114K. дои : 10.1051/0004-6361/201935408. S2CID  85459804.
  13. ^ Дэвис, Бен; Бизор, Эмма Р. (март 2020 г.). «Проблема красных сверхгигантов»: верхняя граница светимости прародителей сверхновых типа II». МНРАС . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Бибкод : 2020MNRAS.493..468D. дои : 10.1093/mnras/staa174. S2CID  210714093.
  14. ^ abcdef Смит, Натан; Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Криз; Герц, Роберт Д.; Шустер, Монтана; Крауттер, Иоахим (февраль 2001 г.). «Асимметричная туманность, окружающая крайний красный сверхгигант Vy Canis Majoris». Астрономический журнал . 121 (2): 1111–1125. Бибкод : 2001AJ....121.1111S. дои : 10.1086/318748 .
  15. ^ аб Хербиг, GH (1970). «В. Я. Canis Majoris. II. Интерпретация распределения энергии». Астрофизический журнал . 162 : 557. Бибкод : 1970ApJ...162..557H. дои : 10.1086/150688.
  16. ^ ab «Результат для Ш-2 310». Карта Галактики . Архивировано из оригинала 13 апреля 2009 года . Проверено 20 августа 2018 г.
  17. ^ Шарплесс, Стюарт (1959). «Каталог регионов H II». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 4 : 257. Бибкод : 1959ApJS....4..257S. дои : 10.1086/190049.
  18. ^ «Исследование Солнечной системы: Планеты: Солнце: факты и цифры» . НАСА . Архивировано из оригинала 2 января 2008 года . Проверено 15 января 2016 г.
  19. ^ abc Робинсон, LJ (1971). «Три несколько упущенных из виду аспекта VY Canis Majoris». Информационный бюллетень о переменных звездах . 599 : 1. Бибкод : 1971IBVS..599....1R.
  20. ^ abcde Витковски, М.; Лангер, Н.; Вайгельт, Г. (2004). «Ограниченная дифракцией интерферометрия с спекл-маскировкой красного сверхгиганта VY CMa». Астрономия и астрофизика . 340 (2004): 77–87. arXiv : astro-ph/9811280 . Бибкод : 1998A&A...340L..39W.
  21. ^ Уилсон, Уильям Дж; Барретт, Алан Х (1968). «Открытие гидроксильного радиоизлучения инфракрасных звезд». Наука . 161 (3843): 778–9. Бибкод : 1968Sci...161..778W. дои : 10.1126/science.161.3843.778. PMID  17802620. S2CID  29999031.
  22. ^ Элиассон, Б; Бартлетт, Дж. Ф. (1969). «Открытие источника интенсивного выброса OH». Астрофизический журнал . 155 : Л79. Бибкод : 1969ApJ...155L..79E. дои : 10.1086/180306.
  23. ^ Снайдер, LE; Буль, Д. (1975). «Обнаружение новых звездных источников колебательно-возбужденного мазерного излучения монооксида кремния на длине волны 6,95 миллиметров». Астрофизический журнал . 197 : 329. Бибкод : 1975ApJ...197..329S. дои : 10.1086/153517 .
  24. ^ AB Дэвид Дарлинг. «В.И. Большого Пса» . Проверено 9 июля 2018 г.
  25. ^ "В.И. Canis Majoris". Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . 13 апреля 2010 г.
  26. ^ Де Бек, Э; Влеммингс, В; Мюллер, С; Блэк, Дж. Х.; О'Горман, Э; Ричардс, AM С; Бодри, А; Меркер, М; Децин, Л; Хамфрис, Э.М. (2015). «Наблюдения ALMA за TiO 2 вокруг VY Canis Majoris». Астрономия и астрофизика . 580 : А36. arXiv : 1506.00818 . Бибкод : 2015A&A...580A..36D. дои : 10.1051/0004-6361/201525990. S2CID  56413042.
  27. ^ аб Каминский, Т; Готлиб, Калифорния; Ментен, К.М.; Патель, Н.А.; Янг, К.Х; Брюнкен, С; Мюллер, HS P; Маккарти, MC; Уинтерс, Дж. М.; Децин, Л (2013). «Чистые вращательные спектры TiO и TiO 2 в VY Canis Majoris». Астрономия и астрофизика . 551 (2013): А113. arXiv : 1301.4344 . Бибкод : 2013A&A...551A.113K. дои : 10.1051/0004-6361/201220290. S2CID  59038056.
  28. ^ Хоффмайстер, Куно (1931). «316 новых Veränderlilche». Астрономические Нахрихтен . 242 (7): 129–142. Бибкод : 1931AN....242..129H. дои : 10.1002/asna.19312420702.
  29. ^ Гутник, П.; Шнеллер, Х. (1939). «Benennung von veränderlichen Sternen». Астрономические Нахрихтен . 268 (11–12): 165. Бибкод : 1939AN....268..165G. дои : 10.1002/asna.19392681102.
  30. ^ abcd «Астрономы составляют карту массивных вспышек звезды-гипергиганта». Сайт Хаббла . 8 января 2007 года . Проверено 9 июля 2018 г.
  31. ^ abcdefgh Хамфрис, Роберта М. (2006). «VY Canis Majoris: астрофизическая основа его светимости». Бюллетень Американского астрономического общества . 38 : 1047. arXiv : astro-ph/0610433 . Бибкод : 2006AAS...20910109G.
  32. ^ abc Лада, Чарльз Дж.; Рид, Марк Дж. (1 января 1978 г.). «Наблюдения CO за комплексом молекулярных облаков, связанным с ярким краем возле VY Canis Majoris». Астрофизический журнал . 219 : 95–104. Бибкод : 1978ApJ...219...95L. дои : 10.1086/155758 .
  33. ^ Лада, CJ; Рид, М. (1976). «Открытие молекулярного облака, связанного с VY CMa». Бюллетень Американского астрономического общества . 8 : 322. Бибкод : 1976BAAS....8R.322L.
  34. ^ Мельник, А.М.; Дамбис, АК (2009). «Кинематика OB-ассоциаций и новая редукция данных Hipparcos». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 400 (1): 518–523. arXiv : 0909.0618 . Бибкод : 2009MNRAS.400..518M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15484.x. S2CID  11885068.
  35. ^ Перриман, MAC; Линдегрен, Л.; Ковалевский Ю.; Хог, Э.; Бастиан, У.; Бернакка, Польша; Крезе, М.; Донати, Ф.; Гренон, М.; Рост, М.; Ван Леувен, Ф.; Ван дер Марель, Х.; Миньяр, Ф.; Мюррей, Калифорния; Ле Пул, РС; Шрийвер, Х.; Турон, К.; Ареноу, Ф.; Фрешле, М.; Петерсен, CS (1997). «Каталог HIPPARCOS». Астрономия и астрофизика . 323 : Л49. Бибкод : 1997A&A...323L..49P.
  36. ^ abcde Чой, ЮК; Хирота, Томоя; Хонма, Мареки; Кобаяши, Хидеюки; Бусимата, Такеши; Имаи, Хироши; Ивадате, Кензабуро; Дзике, Такааки; Камено, Сейджи; Камея, О.; Камохара, Р.; Кан-Я, Ю.; Кавагути, Н.; Киджима, М.; Ким, МК; Куджи, С.; Кураяма, Т.; Манабе, С.; Маруяма, К.; Мацуи, М.; Мацумото, Н.; Мияджи, Т.; Нагаяма, Т.; Накагава, А.; Накамура, К.; О, CS; Омодака, Т.; Ояма, Т.; Сакаи, С.; и другие. (2008). «Расстояние до VY Canis Majoris с VERA». Публикации Астрономического общества Японии . 60 (5): 1007. arXiv : 0808.0641 . Бибкод : 2008PASJ...60.1007C. дои : 10.1093/pasj/60.5.1007. S2CID  15042252.
  37. ^ Браун, AGA ; и другие. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). «Выпуск данных Gaia 2: Краткое изложение содержания и свойств исследования». Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  38. ^ «Загрузить данные». aavso.org . ААВСО . Проверено 1 октября 2021 г.
  39. ^ аб Хамфрис, EM L; Иммер, К; Грей, доктор медицины; Де Бек, Э; Влеммингс, штат Вашингтон; Бодри, А; Ричардс, AM С; Витковский, М; Торстенссон, К; Де Брук, К; Моллер, П; Этока, С; Ольберг, М (2017). «Одновременные наблюдения мазера H2O и SiO на частоте 183 ГГц в направлении эволюционирующих звезд с использованием APEX SEPIA Band 5». Астрономия и астрофизика . 603 : А77. arXiv : 1704.02133 . Бибкод : 2017A&A...603A..77H. дои : 10.1051/0004-6361/201730718. S2CID  55162530.
  40. ^ Кастнер, Джоэл (1996). «Визуализация FOC пыльных оболочек сверхгигантов, теряющих массу». Предложение HST : 6416. Бибкод : 1996hst..prop.6416K.
  41. ^ аб Валлерстайн, Джордж (1958). «Спектр нерегулярной переменной VY Canis Majoris». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 70 (416): 479. Бибкод : 1958PASP...70..479W. дои : 10.1086/127278 .
  42. ^ Скифф, Бакалавр (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2016)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : Б/мк. Бибкод : 2014yCat....1.2023S.
  43. ^ abcd Моннье, JD; Миллан-Габе, Р.; Тутхилл, П.Г.; Трауб, Вашингтон; Карлтон, Нью-Йорк; Куде Дю Форесто, В; Данчи, В.К.; Лакасс, MG; Морель, С; Перрен, Дж; Порро, Иллинойс; Шлёрб, Ф.П.; Таунс, CH (2004). «Визуализация пылевых оболочек с высоким разрешением с использованием маскировки апертуры Кека и интерферометра IOTA». Астрофизический журнал . 605 (1): 436–461. arXiv : astro-ph/0401363 . Бибкод : 2004ApJ...605..436M. дои : 10.1086/382218. S2CID  7851916.
  44. ^ аб Ле Сиданер, П; Ле Бертр, Т. (1996). «Оптические и инфракрасные наблюдения 27 богатых кислородом звезд. Моделирование околозвездных пылевых оболочек». Астрономия и астрофизика . 314 : 896. Бибкод : 1996A&A...314..896L.
  45. ^ Маурон, Н.; Жослен, Э. (2011). «Скорость потери массы красных сверхгигантов и рецепт де Ягера». Астрономия и астрофизика . 526 : А156. arXiv : 1010.5369 . Бибкод : 2011A&A...526A.156M. дои : 10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  46. ^ Кнапп, GR; Сэнделл, Дж; Робсон, Э.И. (1993). «Содержание пыли в эволюционировавших околозвездных оболочках и оптические свойства пыли в диапазоне от субмиллиметровых до радиоволн». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 88 : 173. Бибкод : 1993ApJS...88..173K. дои : 10.1086/191820 .
  47. ^ abcd Шеной, Динеш; Хамфрис, Роберта М; Терри Джей Джонс; Маренго, Массимо; Герц, Роберт Д.; Эндрю Хелтон, л; Хоффманн, Уильям Ф; Скемер, Эндрю Дж; Хинц, Филип М (2015). «В поисках прохладной пыли в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне: истории потери массы гипергигантов μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 и ρ Cas». Астрономический журнал . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Бибкод : 2016AJ....151...51S. дои : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . S2CID  119281306.
  48. ^ Хамфрис, Роберта М; Дэвидсон, Крис; Рух, Джеральд; Валлерстайн, Джордж (2005). «Спектроскопия высокого разрешения с длинной щелью VY Canis Majoris: доказательства локализованных событий большой потери массы». Астрономический журнал . 129 (1): 492–510. arXiv : astro-ph/0410399 . Бибкод : 2005AJ....129..492H. дои : 10.1086/426565 .
  49. ^ Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Ричардс, AMS; Зюрис, Л.М.; Джонс, Терри Дж.; Исибаши, Кадзунори (2021), «История потери массы красного гипергиганта VY CMa», The Astronomical Journal , 161 (3): 98, arXiv : 2012.08550 , Bibcode : 2021AJ....161...98H, doi : 10.3847/1538-3881/abd316 , S2CID  229188960
  50. ^ Левеск, Эмили М.; Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Плез, Бертран; Жослен, Эрик; Медер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Бибкод : 2005ApJ...628..973L. дои : 10.1086/430901. S2CID  15109583.
  51. ^ аб Верзе, Р.; Шольц, М.; Башек, Б. (июнь 1991 г.). «Параметры R и Teff в звездных моделях и наблюдениях». Астрономия и астрофизика . 246 (2): 374–382. Бибкод : 1991A&A...246..374B.
  52. ^ Аб Мацуура, Микако; Йейтс, Дж. А.; Барлоу, MJ; Свиньярд, БМ; Ройер, П.; Черничаро, Дж.; Дечин, Л.; Вессон, Р.; Полхэмптон, ET; Бломмарт, JADL; Гроеневеген, MAT (30 октября 2013 г.). «Наблюдения Herschel SPIRE и PACS красного сверхгиганта VY CMa: анализ молекулярных линейчатых спектров». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (1): 532–546. arXiv : 1310.2947 . Бибкод : 2014MNRAS.437..532M. doi : 10.1093/mnras/stt1906. ISSN  0035-8711. S2CID  53393704.
  53. ^ Хайленд, Арканзас; Беклин, Э.Э.; Нойгебауэр, Г.; Валлерстайн, Джордж (1969). «Наблюдения за инфракрасным объектом VY Canis Majoris». Астрофизический журнал . 158 : 619. Бибкод : 1969ApJ...158..619H. дои : 10.1086/150224 .
  54. ^ Юра, М.; Кляйнманн, С.Г. (1990). «М-сверхгиганты, теряющие массу в окрестностях Солнца». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 73 : 769. Бибкод : 1990ApJS...73..769J. дои : 10.1086/191488 .
  55. ^ Хамфрис, Роберта М. (1987). «Массивные звезды в галактиках». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 99 : 5. Бибкод : 1987PASP...99....5H. дои : 10.1086/131948 .
  56. ^ Мэсси, Филип; Левеск, Эмили М; Плез, Бертран; Олсен, Кнут А.Г.; Бресолин, Ф; Кроутер, Пенсильвания; Пульс, Дж (2008). «Физические свойства красных сверхгигантов: сравнение теории и наблюдений». Массивные звезды как космические двигатели . 250 : 97–110. arXiv : 0801.1806 . Бибкод : 2008IAUS..250...97M. дои : 10.1017/S1743921308020383. S2CID  15766762.
  57. ^ Зубко, Виктор; Ли, Ди; Лим, Таня; Фейхтгрубер, Гельмут; Харвит, Мартин (2004). «Наблюдения за истечением водяного пара из NML Cygnus». Астрофизический журнал . 610 (1): 427–435. arXiv : astro-ph/0405044 . Бибкод : 2004ApJ...610..427Z. дои : 10.1086/421700. S2CID  14352419.
  58. ^ аб Алколеа, Дж; Бухаррабаль, В.; Планесас, П; Тейсье, Д; Черничаро, Дж; Де Бек, Э; Децин, Л; Доминик, К; Юсттанонт, К; Де Котер, А; Марстон, AP; Мельник, Г; Ментен, К.М.; Нойфельд, Д.А.; Олофссон, Х; Шмидт, М; Шойер, Флорида; Щерба, Р; Уотерс, LBF M (2013). «Наблюдения HIFISTARSherschel/HIFI за VY Canis Majoris. Инвентаризация молекулярных линий оболочки вокруг самой большой известной звезды». Астрономия и астрофизика . 559 : А93. arXiv : 1310.2400 . Бибкод : 2013A&A...559A..93A. дои : 10.1051/0004-6361/201321683. S2CID  55758451.
  59. ^ Валлерстайн, Г. (1978). «Интерпретация видимой орбиты VY CMa AB: гипотеза вращающегося дырчатого пылевого облака». Обсерватория . 98 : 224. Бибкод : 1978Obs....98..224W.
  60. ^ Аб Смит, Натан; Хинкль, Кеннет Х.; Райд, Нильс (март 2009 г.). «Красные сверхгиганты как потенциальные прародители сверхновых типа II: пространственно разрешенное излучение CO 4,6 мкм вокруг VY CMa и Бетельгейзе». Астрономический журнал . 137 (3): 3558–3573. arXiv : 0811.3037 . Бибкод : 2009AJ....137.3558S. дои : 10.1088/0004-6256/137/3/3558. S2CID  19019913.
  61. ^ Хамфрис, Роберта (июль 2016 г.). «LBV, гипергиганты и самозванцы — свидетельства событий большой потери массы». Физический журнал: серия конференций . 728 (2): 022007. Бибкод : 2016JPhCS.728b2007H. дои : 10.1088/1742-6596/728/2/022007 . S2CID  125806208.

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме VY Canis Majoris .