VY കാനിസ് മെജോറിസ്
 സൂര്യനും വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസും തമ്മിലുള്ള വലിപ്പത്തിന്റെ താരതമ്യം | |
| നിരീക്ഷണ വിവരം എപ്പോഹ് J2000 | |
|---|---|
| നക്ഷത്രരാശി (pronunciation) |
Canis Major |
| റൈറ്റ്‌ അസൻഷൻ | 07h 22m 58.33s[1] |
| ഡെക്ലിനേഷൻ | −25° 46′ 03.17″[1] |
| ദൃശ്യകാന്തിമാനം (V) | 7.9607[2] |
| സ്വഭാവഗുണങ്ങൾ | |
| സ്പെക്ട്രൽ ടൈപ്പ് | M3[1]-M5e Ia[3] |
| B-V കളർ ഇൻഡക്സ് | 2.24[1] |
| ചരനക്ഷത്രം | Semiregular[4] |
| ആസ്ട്രോമെട്രി | |
| കേന്ദ്രാപഗാമി പ്രവേഗം(radial velocity) (Rv) | 49 ± 10[1] km/s |
| പ്രോപ്പർ മോഷൻ (μ) | RA: 9.84[1] mas/yr Dec.: 0.75[1] mas/yr |
| ദൃഗ്‌ഭ്രംശം (π) | 1.78 ± 3.54[1] mas |
| ദൂരം | ~4,900 ly (~1,500[5] pc) |
| ഡീറ്റെയിൽസ് | |
| പിണ്ഡം | ~15[6]-25[7] M☉ |
| വ്യാസാർദ്ധം | ~1,800-2,100[8] R☉ |
| പ്രകാശതീവ്രത | ~2-5.6×105[9][10] L☉ |
| താപനില | ~3000[10] K |
| മറ്റു ഡെസിഗ്നേഷൻസ് | |
ബൃഹച്ഛ്വാനം നക്ഷത്രരാശിയിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു അതിഭീമ ചുവന്നനക്ഷത്രമാണ് വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസ്. സൂര്യന്റെ വ്യാസാർദ്ധത്തിന്റെ 1,800 മടങ്ങിനും 2,100 മടങ്ങിനും ഇടയിൽ ഇരട്ടി വ്യാസാർദ്ധമുണ്ടെന്ന് അനുമാനിക്കുന്ന ഈ നക്ഷത്രമാണ് അറിയപ്പെട്ടതിൽ വെച്ച് ഏറ്റവും വലിയ നക്ഷത്രങ്ങളിലൊന്ന്. ഭൂമിയിൽ നിന്ന് 1.5 കിലോ പാർസെക്(4.6×1016 കി.മീ) അല്ലെങ്കിൽ 4,900 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ അകലെയാണ് ഈ നക്ഷത്രം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. ഭൂരിഭാഗം നക്ഷത്രങ്ങളെ പോലെ ഇത് ദ്വന്ദ്വമല്ല മറിച്ച് ഏക നക്ഷത്രം തന്നെയാണ്. ഏകദേശം 2,200 ദിവസത്തെ ഇടവേളയോടുകൂടിയ ഒരു അർദ്ധ അനിയത ചരനക്ഷത്രമായാണ് (semiregular variable) ഇതിനെ കണക്കാക്കുന്നത്.[4]
വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിന്റെ പ്രകൃതം
[തിരുത്തുക]1801 മാർച്ച് 7 ന് ജെറോം ലാലെൻഡെ തയ്യാറാക്കിയ നക്ഷത്ര കാറ്റലോഗിലാണ് വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിനെ കുറിച്ചുള്ള ആദ്യത്തെ രേഖകൾ കാണപ്പെടുന്നത്. ഈ കാറ്റലോഗിൽ ഇതിനെ 7 ആം കാന്തിമാനം ഉള്ള നക്ഷത്രമായി വിവക്ഷിച്ചിരിക്കുന്നു. പിന്നീട് പത്തൊൻപതാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഇതിന്റെ ദൃശ്യ കാന്തിമാനവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട് നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങൾ 1850 മുതൽ ഇത് മങ്ങി വരുന്നതായി വെളിവാക്കി.[11]
1847 മുതൽ വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസ് ഒരു ചുവന്ന നക്ഷത്രമായാണ് നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നത്.[11]
പത്തിൻപതാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഈ നക്ഷത്രത്ത്തിന്റേതായി കുറഞ്ഞത് ആറു വ്യത്യസ്ത പ്രകാശസ്രോതസ്സുകൾ നീരീക്ഷികൻമാരുടെ ശ്രദ്ധയിൽപ്പെടുകയുണ്ടായി. അവ വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിനെ ഒരു ബഹുനക്ഷത്രവ്യൂഹമായി കണക്കാക്കുന്നതിന് പ്രേരിപ്പിക്കുന്നവയായിരുന്നു. എന്നാൽ അവ നക്ഷത്രത്തിനു ചുറ്റിലുള്ള നീഹാരികയുടെ തെളിഞ്ഞുകാണപ്പെടുന്ന ഭാഗങ്ങളാണെന്ന് നിലവിൽ അറിയുന്ന കാര്യമാണ്. 1957 ൽ നടത്തിയ നിരീക്ഷണങ്ങളും ഉയർന്ന റെസല്യൂഷനിലുള്ള ചിത്രീകരണവും വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിന് സഹചാരികളില്ലെന്ന് വ്യക്തമയിത്തന്നെ തെളിയിച്ചു.[6][11]
3000 - ത്തോളം കെൽവിൻ നക്ഷത്രാന്തരീക്ഷതാപനിലയും ഉയർന്ന ദ്യോതിയുമുള്ള M വിഭാഗത്തിൽപ്പെട്ട നക്ഷത്രമാണ് വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസ്. ഹെർട്സ്പ്രങ്-റസ്സൽ ആരേഖത്തിൽ മുകളിൽ വലതുവശത്തായാണ് ഇത് വരിക. ഇതു സൂചിപ്പിക്കുന്നത് പരിണാമപ്രക്രിയയിൽ വളരെയധികം മുന്നിലെത്തിക്കഴിഞ്ഞതാണ് ഈ നക്ഷത്രം എന്നാണ്. മുഖ്യധാരയിലായിരുന്നപ്പോൾ ഇത് O വിഭാഗത്തിൽപ്പെട്ടതും[10] 30 മുതൽ 40 M☉ (സൗരപിണ്ഡം) ഉള്ളതുമായ നക്ഷത്രമായിരുന്നിരിക്കണം.[6]
വലിപ്പം
[തിരുത്തുക]
വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിന് സൗരവ്യസാർദ്ധത്തിന്റെ 1,800 മടങ്ങിനും 2,100 മടങ്ങിനും ഇടയിൽ വലിപ്പമുണ്ടാകുമെന്നാണ്[8] അമേരിക്കയിലെ മിനസോട്ട സർവ്വകലാശാലയിലെ പ്രൊഫസ്സർ റോബെർട്ട എം. ഹംഫ്യെയ്സ്[12] കണക്കാക്കുന്നത്. ഇതിന്റെ വലിപ്പം മനസ്സിലാക്കാൻ സൂര്യന്റെ സ്ഥാനത്ത് ഇതിനെ പ്രതിഷ്ഠിക്കുന്നതായി സങ്കൽപ്പിക്കുകയാണെങ്കിൽ ഈ നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഉപരിതലം ശനി ഗ്രഹത്തിന്റെ പ്രദക്ഷിണപഥം വരെ വരും. പരമാവധി വലിപ്പമായ 2,100 മടങ്ങ് സൗരവ്യാസാർദ്ധം തന്നെയെടുക്കുകയാണെങ്കിൽ പ്രകാശത്തിന്റെ ഇതിന്റെ ഉപരിതലത്തിലൂടെ ഒരു തവണ ചുറ്റി സഞ്ചരിക്കാൻ 8 മണിക്കൂർ വേണ്ടി വരും, സൂര്യന്റെ കാര്യത്തിൽ പ്രകാശത്തിന് 14.5 സെകന്റ് മതി. വി.വൈ. കാനിസ് മെജോറിസിന്റെ വലിപ്പത്തിനും സമമാകാൻ 7,000,000,000,000,000 ഭൂമികൾ വേണ്ടി വരും.[13]
അവലംബം
[തിരുത്തുക]- ↑ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 1.5 1.6 1.7 "SIMBAD basic query result: VY Canis Majoris". SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Retrieved March 7, 2009.
- ↑ 2.0 2.1 "Hipparchos catalogue: query form". CASU Astronomical Data Centre. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006. Archived from the original on 2016-03-03. Retrieved March 10, 2009.
- ↑ 3.0 3.1 Lipscy, S. J.; Jura, M.; Reid, M. J. (June 10, 2005). "Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. 626. The American Astronomical Society: 439–445.
- ↑ 4.0 4.1 Monnier, J. D.; Geballe, T. R.; Danchi, W. C. (August 1, 1998). "Temporal variations of midinfrared spectra in late-type stars". The Astrophysical Journal. 502. American Astronomical Society: 833–846.
- ↑ Lada, C. J.; Reid, M. (March 1976). "The discovery of a molecular cloud associated with VY CMa". Bulletin of the American Astronomical Society. 8. American Astronomical Society: 322.
- ↑ 6.0 6.1 6.2 Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (October 27, 1998). "Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa". Astronomy and Astrophysics. 340. European Southern Observatory: 39–42.
- ↑ Monnier, J. D.; Danchi, W. C.; Hale, D. S.; Lipman, E. A.; Tuthill, P. G.; Townes, C. H. (November 10, 2000). "Mid-infrared interferometry on spectral lines. II. Continuum (dust) emission around IRC +10216 and VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. 543. The American Astronomical Society: 861–867.
- ↑ 8.0 8.1 Humphreys, Roberta (October 13, 2006). "VY Canis Majoris: the astrophysical basis of its luminosity". arXiV. Retrieved May 15, 2007.
{{cite conference}}: Unknown parameter|booktitle=ignored (|book-title=suggested) (help) - ↑ Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Lopez, B.; Cruzalebes, P.; Danchi, W. C.; Haniff, C. A. (February 10, 1999). "The last gasps of VY Canis Majoris: aperture synthesis and adaptive optics imagery". The Astrophysical Journal. 512. American Astronomical Society: 351–361. doi:10.1086/306761.
- ↑ 10.0 10.1 10.2 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. 219. American Astronomical Society: 95–104.
- ↑ 11.0 11.1 11.2 Robinson, L. J. (December 7, 1971). "Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris". Commission 27 of the I. A. U., Information Bulletin on Variable Stars (599). Konkoly Observatory, Budapest.
- ↑ Roberta Humphreys, physics.umn.edu, retrieved 2009-05-17
- ↑ Volume with radius 9.58 AU=1.23*10^37 m3; Earth volume 1.08*10^21 m3; ratio is 1.14*10^16 or 11.4 quadrillion.