VY Большого Пса — Википедия
VY Большого Пса | |||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Звезда | |||||||||||||||||||||
![]() Сравнение размеров Солнца и VY CMa | |||||||||||||||||||||
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) | |||||||||||||||||||||
Прямое восхождение | 07ч 22м 58,33с | ||||||||||||||||||||
Склонение | −25° 46′ 3,17″ | ||||||||||||||||||||
Расстояние | ~3900 св. лет (~1170 пк) | ||||||||||||||||||||
Видимая звёздная величина (V) | 7,9607 | ||||||||||||||||||||
Созвездие | Большой Пёс | ||||||||||||||||||||
Астрометрия | |||||||||||||||||||||
Лучевая скорость (Rv) | 49 ± 10 км/c | ||||||||||||||||||||
Собственное движение | |||||||||||||||||||||
• прямое восхождение | 9,84 mas в год | ||||||||||||||||||||
• склонение | 0,75 mas в год | ||||||||||||||||||||
Параллакс (π) | 1,78 ± 3,54 mas | ||||||||||||||||||||
Спектральные характеристики | |||||||||||||||||||||
Спектральный класс | M4 (М3-М4,5) | ||||||||||||||||||||
Показатель цвета | |||||||||||||||||||||
• B−V | 2,24 | ||||||||||||||||||||
• U−B | 1,82 | ||||||||||||||||||||
Переменность | SR | ||||||||||||||||||||
Физические характеристики | |||||||||||||||||||||
Масса | 17 ± 8 M⊙ | ||||||||||||||||||||
Радиус | 1420 ± 120 R⊙ | ||||||||||||||||||||
Возраст | 8,2 млн лет | ||||||||||||||||||||
Температура | 3490 ± 90 K | ||||||||||||||||||||
Светимость | 270 000 L⊙ | ||||||||||||||||||||
Свойства | g=2.17921*10^6 | ||||||||||||||||||||
Коды в каталогах | |||||||||||||||||||||
VY Canis Majoris, VY CMa, HD 58061, HIP 35793 | |||||||||||||||||||||
Информация в базах данных | |||||||||||||||||||||
SIMBAD | данные | ||||||||||||||||||||
Звёздная система | |||||||||||||||||||||
У звезды существует несколько компонентов Их параметры представлены ниже: | |||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||
Источники: [2] | |||||||||||||||||||||
![]() | |||||||||||||||||||||
![]() |
VY Большого Пса (лат. VY Canis Majoris, VY CMa) — чрезвычайно богатый кислородом красный гипергигант или красный сверхгигант и пульсирующая переменная звезда, расположенная на расстоянии 1,2 килопарсеков (3900 св. лет) от Земли в созвездии Большого Пса. Это одна из самых больших известных звёзд по радиусу, один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, а также одна из самых ярких звёзд в Млечном Пути.
Радиус VY CMa примерно в 1420 раз больше радиуса Солнца (R⊙), что близко к пределу Хаяси и по объёму примерно в 3 млрд раз больше Солнца. Если разместить VY CMa в Солнечной системе, она простиралась бы за пределы орбиты Юпитера, хотя все ещё существуют значительные вариации в оценках радиуса, причём по некоторым из них это расстояние больше, чем орбита Сатурна.
Масса звезды оценивается в 17 ± 8 масс Солнца[3], что указывает на ничтожно малую среднюю плотность — она составляет 0,005—0,01 г/м³. Кубический километр звезды имеет массу примерно 5—10 тонн.
Данные о свойствах звезды противоречивы. Некоторые результаты указывают на то, что эта звезда — очень большой красный гипергигант[4]. Другие — на то, что это самый обычный красный сверхгигант с диаметром лишь в 600 раз больше солнечного, а не в 2000. В этом случае он будет расширяться и дальше[5].
Природа VY Большого Пса
[править | править код]Первые известные наблюдения VY Большого Пса зафиксированы в звёздном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда 7 марта 1801 года, в котором VY CMa указана как звезда седьмой звёздной величины. Дальнейшие наблюдения показали, что с 1850 года звезда тускнела[6].
Начиная с 1847 года, о VY CMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок[6]. В XIX веке наблюдатели обнаруживали у VY CMa по крайней мере шесть отдельных компонентов, предполагая возможность того, что это кратная звезда. Сейчас известно, что эти «компоненты» являются яркими участками окружающей звезду туманности. Визуальные наблюдения в 1957 году и изображения с высоким разрешением, сделанные в 1998 году, показали, что у VY CMa нет звёзд-спутников[6][7].
VY CMa является звездой с высокой светимостью спектрального класса M с эффективной температурой около 3000 К и располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Её звёздная эволюция была сложной. До превращения в красный сверхгигант VY CMa была звездой главной последовательности класса O с массой от 30 до 40 M⊙[7].
Измерение расстояния
[править | править код]В 1976 году Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали открытие яркого ореола молекулярного облака в 15 минутах дуги к востоку от VY CMa. Край этого облака граничит с ярким ободом звезды. Резкое увеличение яркости излучения вместе со снижением выброса газа натолкнуло учёных на мысль о том, что данное облако является частью туманности NGC 2362 и находится на том же расстоянии, что и расположенные рядом звёзды, составляющем 1,5 кпк и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела[8].
VY CMa подсвечивает снаружи края облака в области дуги. В дополнение к этому, скорость молекулярного облака очень близка к скорости звезды. Это ещё раз указывает на связь этой звезды с молекулярным облаком, и, следовательно, с NGC 2362. Это означает, что VY CMa также расположена на расстоянии 1,5 кпк[9].
Физические характеристики
[править | править код]Размер
[править | править код]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Rho_Cassiopeiae_Sol_VY_Canis_Majoris_-_2019-05-14.svg/250px-Rho_Cassiopeiae_Sol_VY_Canis_Majoris_-_2019-05-14.svg.png)
6 и 7 марта 2011 года VY CMa наблюдалась в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью интерферометрии на Очень Большом Телескопе. Размер звезды был рассчитан с учётом двух расстояний 1,14+0,11
−0,09 и 1,20+0,13
−0,10 кпк[10][11]. Её угловой диаметр был непосредственно измерен на расстоянии 11,3 ± 0,3 миллисекунд 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 эффекты загрязнения околозвёздными слоями. Затем эффективная температура 3490 ± 90 К, соответствующая спектральному классу M4, была получена на основе радиуса и светимости 270 000 ± 40 000 L⊙, которая основана на расстоянии и измеренном потоке (6,3 ± 0,3)⋅10−13 Вт/см2[3].
Светимость
[править | править код]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b2/Wide-field_view_of_the_sky_around_VY_Canis_Majoris.jpg/220px-Wide-field_view_of_the_sky_around_VY_Canis_Majoris.jpg)
В 2006 году Хамфри использовал спектральные измерения распределения энергии VY Большого Пса, чтобы вычислить её светимость. Так как большая часть излучения, идущего от звезды, рассеивается пылью в окружающем облаке, то, учитывая интеграцию с суммарным потоком излучения окружающей туманности, расчёты показали, что VY Большого Пса имеет светимость 4,3⋅105 L⊙[12].
Масса
[править | править код]Поскольку у VY CMa нет звезды-компаньона, её массу нельзя измерить напрямую с помощью гравитационных взаимодействий. Сравнение эффективной температуры и болометрической светимости по сравнению с эволюционными треками массивных звёзд позволяет предположить, что начальная масса VY Большого Пса составляла 25 ± 10 M⊙[3][11].
Потеря массы
[править | править код]VY CMa имеет сильный звёздный ветер и теряет много материала из-за своей высокой светимости и довольно низкой поверхностной гравитации. Звезда имеет среднюю скорость потери массы 6⋅10−4 M⊙ в год, что является одним из самых высоких известных значений и необычно высоким даже для красного сверхгиганта, о чем свидетельствует его обширная оболочка[13][14]. Таким образом, это показатель для понимания эпизодов потери большой массы ближе к концу эволюции массивной звезды[15]. Скорость потери массы, вероятно, превышала 10−3 M⊙/год во время крупнейших событий потери массы[13].
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 её гидроксильного мазера[16].
Температура
[править | править код]Эффективная температура этой звезды неизвестна. Некоторые характерные изменения в её спектре соответствуют изменениям температуры. Старые оценки средней температуры давали предполагаемые значения ниже 3000 К на основе спектрального класса M5[17][18]. В 2006 году было рассчитано, что температура достигает 3650 ± 25 К, что соответствует спектральному классу M2.5[19], однако обычно эту звезду рассматривают как звезду спектрального класса от M4 до M5. Принятие последних классов к температурной шкале, предложенной Эмили Левеск, дает диапазон от 3450 до 3535 К[20].
Будущее
[править | править код]Будущая эволюция VY CMa неясна, но, как и самые массивные сверхгиганты, звезда наверняка взорвётся как сверхновая. Она начала массово синтезировать гелий в углерод. Как и Бетельгейзе, она теряет массу и, как ожидается, взорвётся как сверхновая в течение следующих 100 000 лет[3][21][22].
VY Большого Пса является кандидатом на роль звезды во второй фазе красного сверхгиганта, но это в основном спекулятивно и не подтверждено[23].
Звезда взорвётся либо как:
- умеренно яркая и продолжительная сверхновая типа IIn (SN IIn)
- гиперновая; или
- сверхяркая сверхновая (SLSN), сравнимая с SN 1988Z
- или, что менее вероятно, сверхновая типа Ib, но маловероятно, что она будет такой же яркой, как SN 2006tf или SN 2006gy[22].
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 чёрной дырой, а не нейтронной звездой[22].
См. также
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ 1 2 Fabricius C., Høg E., Makarov V. V., Mason B. D., Wycoff G. L., Urban S. E. The Tycho double star catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 384, Iss. 1. — P. 180–189. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361:20011822
- ↑ SIMBAD (англ.). — VY Большого Пса в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 14 августа 2024.
- ↑ 1 2 3 4 M. Wittkowski, P. H. Hauschildt, B. Arroyo Torres, J. M. Marcaide. Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry // Astronomy & Astrophysics. — 2012-04. — Т. 540. — С. L12. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201219126.
- ↑ Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity Архивная копия от 20 декабря 2019 на Wayback Machine, Архив препринтов arxiv.org
- ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Temperature Архивная копия от 21 декабря 2018 на Wayback Machine, Архив препринтов arxiv.org, проверено 05-15-07
- ↑ 1 2 3 Robinson, L. J. (December 7, 1971). «Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris Архивная копия от 5 мая 2022 на Wayback Machine». Commission 27 of the I. A. U., Information Bulletin on Variable Stars (Konkoly Observatory, Budapest) (599).
- ↑ 1 2 Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (October 27, 1998). «Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa». Astronomy and Astrophysics (European Southern Observatory) 340: 39–42.
- ↑ Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (January 1, 1978). «CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris». The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 219: 95-104. Bibcode 1978ApJ…219…95L Архивная копия от 17 августа 2023 на Wayback Machine. doi: 10.1086/155758
- ↑ Lada, C. J.; Reid, M. (March 1976). «The discovery of a molecular cloud associated with VY CMa». Bulletin of the American Astronomical Society (American Astronomical Society) 8: 322.
- ↑ Yoon Kyung Choi, Tomoya Hirota, Mareki Honma, Hideyuki Kobayashi, Takeshi Bushimata, Hiroshi Imai, Kenzaburo Iwadate, Takaaki Jike, Seiji Kameno, Osamu Kameya, Ryuichi Kamohara, Yukitoshi Kan-ya, Noriyuki Kawaguchi, Masachika Kijima, Mi Kyoung Kim, Seisuke Kuji, Tomoharu Kurayama, Seiji Manabe, Kenta Maruyama, Makoto Matsui, Naoko Matsumoto, Takeshi Miyaji, Takumi Nagayama, Akiharu Nakagawa, Kayoko Nakamura, Chung Sik Oh, Toshihiro Omodaka, Tomoaki Oyama, Satoshi Sakai, Tetsuo Sasao, Katsuhisa Sato, Mayumi Sato, Katsunori M. Shibata, Yoshiaki Tamura, Miyuki Thushima, Kazuyoshi Yamashita. Distance to VY Canis Majoris with VERA // Publications of the Astronomical Society of Japan. — 2008-10-25. — Т. 60, вып. 5. — С. 1007–1012. — ISSN 0004-6264. — doi:10.1093/pasj/60.5.1007.
- ↑ 1 2 B. Zhang, M. J. Reid, K. M. Menten, X. W. Zheng. Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: Very Long Baseline Array and Very Large Array Astrometry // The Astrophysical Journal. — 2012-01-01. — Т. 744. — С. 23. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1088/0004-637X/744/1/23.
- ↑ Humphreys, Roberta (October 13, 2006). «VY Canis Majoris: the astrophysical basis of its luminosity». arXiV. arXiv: astro-ph/0610433 Архивная копия от 20 мая 2019 на Wayback Machine.
- ↑ 1 2 Dinesh Shenoy, Roberta M. Humphreys, Terry Jay Jones, Massimo Marengo, Robert D. Gehrz, L. Andrew Helton, William F. Hoffmann, Andrew J. Skemer, Philip M. Hinz. Searching for Cool Dust in the Mid-to-Far Infrared: the Mass Loss Histories of The Hypergiants $\mu$ Cep, VY CMa, IRC+10420, and $\rho$ Cas // The Astronomical Journal. — 2016-03-01. — Т. 151, вып. 3. — С. 51. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/0004-6256/151/3/51.
- ↑ E. M. L. Humphreys, K. Immer, M. D. Gray, E. De Beck, W. H. T. Vlemmings, A. Baudry, A. M. S. Richards, M. Wittkowski, K. Torstensson, C. De Breuck, P. Moller, S. Etoka, M. Olberg. Simultaneous 183 GHz H2O Maser and SiO Observations Towards Evolved Stars Using APEX SEPIA Band 5 // Astronomy & Astrophysics. — 2017-07. — Т. 603. — С. A77. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201730718.
- ↑ Roberta M. Humphreys, Kris Davidson, Gerald Ruch, George Wallerstein. High Resolution, Long - Slit Spectroscopy of VY CMa: The Evidence for Localized High Mass Loss Events // The Astronomical Journal. — 2005-01. — Т. 129, вып. 1. — С. 492–510. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/426565.
- ↑ Roberta M. Humphreys, Kris Davidson, A. M. S. Richards, L. M. Ziurys, Terry J. Jones, Kazunori Ishibashi. The Mass-Loss History of the Red Hypergiant VY CMa // The Astronomical Journal. — 2021-03-01. — Т. 161, вып. 3. — С. 98. — ISSN 0004-6256. — doi:10.3847/1538-3881/abd316.
- ↑ J. D. Monnier, R. Millan-Gabet, P. G. Tuthill, W. A. Traub, N. P. Carleton, V. Coudé du Foresto, W. C. Danchi, M. G. Lacasse, S. Morel, G. Perrin, I. L. Porro, F. P. Schloerb, C. H. Townes. High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer // The Astrophysical Journal. — 2004-04-01. — Т. 605. — С. 436–461. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/382218.
- ↑ P. Le Sidaner, T. Le Bertre. Optical and infrared observations of 27 oxygen-rich stars. Modelling of the circumstellar dust shells. // Astronomy and Astrophysics. — 1996-10-01. — Т. 314. — С. 896–908. — ISSN 0004-6361.
- ↑ Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (August 1, 2006). «Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature». The Astrophysical Journal 646 (2): 1203—1208. arXiv: astro-ph/0604253 Архивная копия от 19 мая 2019 на Wayback Machine. Bibcode 2006ApJ…646.1203M Архивная копия от 10 апреля 2019 на Wayback Machine. doi: 10.1086/505025
- ↑ Emily M. Levesque, Philip Massey, K. A. G. Olsen, Bertrand Plez, Eric Josselin, Andre Maeder, Georges Meynet. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought // The Astrophysical Journal. — 2005-08. — Т. 628, вып. 2. — С. 973–985. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/430901.
- ↑ J. Alcolea, V. Bujarrabal, P. Planesas, D. Teyssier, J. Cernicharo, E. De Beck, L. Decin, C. Dominik, K. Justtanont, A. de Koter, A. P. Marston, G. Melnick, K. M. Menten, D. A. Neufeld, H. Olofsson, M. Schmidt, F. L. Schöier, R. Szczerba, L. B. F. M. Waters. HIFISTARS Herschel/HIFI observations of VY Canis Majoris. Molecular-line inventory of the envelope around the largest known star // Astronomy & Astrophysics. — 2013-11. — Т. 559. — С. A93. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201321683.
- ↑ 1 2 3 Nathan Smith, Kenneth H. Hinkle, Nils Ryde. Red supergiants as potential Type IIn supernova progenitors: Spatially resolved 4.6 micron CO emission around VY CMa and Betelgeuse // The Astronomical Journal. — 2009-03-01. — Т. 137, вып. 3. — С. 3558–3573. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/137/3/3558.
- ↑ Roberta M. Humphreys. LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events (англ.) // Journal of Physics: Conference Series. — 2016-07. — Vol. 728, iss. 2. — P. 022007. — ISSN 1742-6596. — doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007.
Литература
[править | править код]- Monnier, J. D.; Danchi, W. C.; Hale, D. S.; Lipman, E. A.; Tuthill, P. G.; Townes, C. H. Mid-infrared interferometry on spectral lines. II. Continuum (dust) emission around IRC +10216 and VY Canis Majoris // arXiv. — The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society), 2000.
- Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Lopez, B.; Cruzalebes, P.; Danchi, W. C.; Haniff, C. A. The last gasps of VY Canis Majoris: aperture synthesis and adaptive optics imagery // arXiv. — The Astrophysical Journal (American Astronomical Society), 1999.
Статья является кандидатом в добротные статьи с 30 мая 2024. |