Gaan na inhoud

VY Canis Majoris

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
VY Canis Majoris
Die ligging van VY Canis Majoris (in die rooi sirkel).
Die ligging van VY Canis Majoris (in die rooi sirkel).
Sterrebeeld Groot Hond
Spektraaltipe M3-M4,5[1] M5e Ia[2]
Soort Rooihiperreus/rooisuperreus
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming 07h 22m 58.32877s[3]
Deklinasie -25° 46′ 03.2355″[3]
Skynmagnitude (m) 6,5-9,6[4]
B-V-kleurindeks  +2,057[3]
U-B-kleurindeks  +2,32[5]
Besonderhede
Massa (M☉) 17±8[1]
Radius (R☉) 1 420 ± 120,[6][1] 2 069[7][8]
Ligsterkte (L☉) 270 000 ± 40 000,[1] 178,000+40,900−29,900[9]
Ouderdom (jaar) 8,2 miljoen[10]
Temperatuur (K) 3 490 ± 90[1]
Afstand (ligjaar) ~3,820+260−230
Metaalinhoud [Fe/H] -0,3[11]
Eienskappe
Veranderlikheid Halfgereeld[4] of stadig ongereeld[12]
Ander name
VY CMa, HD 58061, HIP 35793, CD-25 4441, AAVSO 0718-25, IRAS 07209-2540, WDS J07230-2546AB, 2MASS J07225830-2546030, ens.[13]
Portaal  Portaalicoon   Sterrekunde

VY Canis Majoris (afgekort as VY CMa) is 'n uiters suurstofryke rooihiperreus of rooisuperreus en pulserende veranderlike ster sowat 3 900 ligjare van die Son af in die suidelike sterrebeeld Groot Hond (Canis Major). Dit is een van die grootste, helderste en swaarste bekende sterre.

Geen bewyse is nog gevind dat dit deel van 'n veelvoudige groep sterre is nie. Sy volop infrarooi maak dit een van die helderste sterre in die plaaslike deel van die Melkweg. Sy massa is sowat 17 keer dié van die Son. Dit word omring deur 'n ingewikkelde asimmetriese wolk wat deur sy massaverlies veroorsaak word. VY CMa lê in die groot molekulêre wolk Sh2-310, 'n groot stervormende streek (H II-gebied) – sy deursnee is 480 boogminute, of 681 ligjare.[14][15]

VY CMa se radius is rofweg 1 420 keer dié van die Son en sy volume amper 3 miljard keer soveel as die Son s'n. As dié gemiddelde raming korrek is, sal dit 'n voorwerp wat teen die ligsnelheid beweeg, ses uur neem om om sy oppervlak te beweeg, in vergelyking met 14,5 sekondes vir die Son.[16] As die ster in die middel van die Sonnestelsel geplaas kon word, sou hy tot anderkant Jupiter gestrek het.[17]

'n Foto deur Hubble wat die asimmetriese wolk om VY CMa (in die middel) wys.
'n Gekombineerde optiese en infrarooifoto van VY CMa. Die helder ster regs bo is τ Canis Majoris. (ESO/Digitized Sky Survey 2)

Omgewing

[wysig | wysig bron]

VY Canis Majoris word omring deur 'n groot, digte asimmetrese rooi refleksiewolk met 'n totale uitgeworpe massa van 0,2-0,4 sonmassas en 'n temperatuur van 800 kelvin.[18][19]

Die wolk is so helder dat dit in 1917 met 'n teleskoop van 18 cm ontdek is. Dit is eens beskou as metgeselsterre.[20] Dit is goed nagevors met die Hubble-ruimteteleskoop en daar is vasgestel die wolk het 'n ingewikkelde struktuur met onder meer filamente en boë wat deur uitwerping in die verlede veroorsaak is.

Deur die kombinasie van data van Hubble en die Keck-sterrewag in Hawaii is 'n 3D-rekonstruksie van die wolk om die ster geskep. Daarvolgens is die ster se massaverlies baie ingewikkelder as wat van enige rooisuperreus of -hiperreus verwag word. Dit het duidelik geword dat die filamente en boë op verskillende tyde gevorm het. Hulle het teen verskillende snelhede weg van die ster af beweeg, en dit bevestig dat dit met verskillende uitbarstings geskep is, soos met koronamassauitbarstings.[21]

Die meeste voorvalle het die afgelope 500 tot 1 000 jaar plaasgevind, terwyl 'n knoop naby die ster minder as 100 jaar oud is. Die massaverlies is vanweë sterk konveksie in die broos buitelae van die ster wat met magneetvelde verbind word.

Die uitbarstings is analoog aan, maar veel groter as, die Son se koronamassauitbarstings.[22][21][23]

Veranderlikheid

[wysig | wysig bron]

VY Canis Majoris is 'n veranderlike ster waarvan die skynbare magnitude wissel tussen 9,6 en 6,5, met 'n garaamde pulseringstydperk van 956 dae.[4][12] In die General Catalogue of Variable Stars (GCVS) word dit geklassifiseer as 'n halfgereelde veranderlike ster, of subtipe SRc, wat dui op 'n koel superreus.[4] In die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) se Variable Star Index word dit egter geklassifiseer as 'n LC-tipe (stadige onreëlmatige veranderlike) ster.[12] Ander tydperke van 1 600[24] en 2 200[20] dae is ook al aangeteken.

VY CMa word soms beskou as die prototipe van 'n klas hewig massaverlorende OH/IR-superreuse, wat verskil van die meer algemene OH/IR-sterre van die asimptotiese reusetak.[25]

Die foto van die ESO se Baie Groot Teleskoop wys die asimmetriese wolk om VY CMa. Dit is met die SPHERE-instrument geneem. Die ster self is agter 'n donker skyf versteek. Die kruise is kunsmatig vanweë die eienskappe van die instrument.

Massa

[wysig | wysig bron]

Omdat VY CMa nie 'n metgeselster het nie, kan sy massa nie direk gemeet word deur middel van swaartekragwisselwerkings nie. Vergelykings van die effektiewe temperatuur en bolometriese ligsterkte met dié van ander swaar sterre dui op 'n aanvanklike massa van 25±10 M☉ vir 'n roterende ster, maar sy huidige massa as hy nie roteer nie is na raming 19±10 M☉.[1] Hy is sowat 8,2 miljoen jaar oud.[10] Ouer studies het gedui op 'n veel groter aanvanklike en dus ook huidige massa, soos 40-60 sonmassas.[18][26]

Massaverlies

[wysig | wysig bron]

VY CMa het 'n sterk sterwind en verloor 'n groot deel van sy massa as gevolg van sy groot ligsterkte en taamlik lae oppervlakswaartekrag. Gemeet aan die omringende wolk het dit 'n gemiddelde massaverlies van 6×10−4 M☉ per jaar, wat selfs vir 'n rooisupperreus baie is.[19][24] Die ster kan dus gebruik word om groot massaverlies aan die einde van swaar sterre se evolusie beter te verstaan.[27] Die masseverliestempo is waarskynlik meer as 1×10−3 M☉ per jaar ten tye van sy grootste massaverlies.[19]

Evolusie

[wysig | wysig bron]

VY Canis Majoris is 'n hoogs ontwikkelde ster, maar minder as 10 miljoen jaar oud. In sommige ouer geskrifte is hy beskou as 'n baie jong protoster of 'n massiewe voor-hoofreeksster van net 1 miljoen jaar oud en met 'n groot sirkumstellêre skyf.[28] Dit het waarskynlik ontwikkel van 'n warm, digte O9-tipe hoofreeksster met 'n radius van 5 R☉ tot 20 R☉ (sonradiusse).[21][29][30] Die ster het vanweë sy groot massa vinnig ontwikkel. Hy het na raming tussen 100 000 en 500 000 in sy rooihiperreusstadium deurgebring en het dus sy hoofreeksfase waarskynlik meer as 'n miljoen jaar gelede verlaat.[10][21]

Die toekomstige evolusie van VY CMa is onseker, maar dit sal waarskynlik nes die meeste koel superreuse as 'n supernova ontplof. Dit het begin om in 'n groot mate helium te verbrand en koolstof te vorm.[nota 1] Nes Betelgeuse verloor dit massa en sal dit na verwagting binne die volgende 100 000 jaar ontplof. Dit sal waarskynlik vooraf warmer word.[1][31][32] Die ster is baie onstabiel weens sy groot massaverlies.

VY Canis Majoris is 'n kandidaat vir 'n ster in 'n tweede rooisuperreusfase, maar dit is uiters spekulatief en onbevestig.[33]

Die ster sal een van die volgende skep wanneer hy ontplof:

  • 'n matig helder en langdurige tipe IIn supernova (SN IIn);
  • 'n hipernova;
  • 'n superhelder supernova (SLSN);
  • of, minder waarskynlik, 'n tipe Ib-supernova, maar nie van die helderstes nie.

Die ontploffing sal dalk gapaard gaan met 'n gammastraaluitbarsting en 'n skokgolf skep met 'n spoed van 'n paar duisend kilometer per sekonde wat die omringende wolk kan tref en vir baie jare ná die ontploffing 'n sterk emissie kan veroorsaak. So 'n groot ster se oorblyfsel sal waarskynlik 'n swartkolk wees en nie 'n neutronster nie.[32]

Notas

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 'n Hoofreeksster verbrand waterstof en vorm helium.

Verwysings

[wysig | wysig bron]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 Wittkowski, M.; Hauschildt, P.H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J.M. (5 April 2012). "Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry". Astronomy & Astrophysics. 540: L12. arXiv:1203.5194. Bibcode:2012A&A...540L..12W. doi:10.1051/0004-6361/201219126.
  2. ↑ Lipscy, S. J.; Jura, M.; Reid, M. J. (10 Junie 2005). "Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. 626 (1): 439–445. arXiv:astro-ph/0502586. Bibcode:2005ApJ...626..439L. doi:10.1086/429900. S2CID 14878122.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Van Leeuwen, F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 "GCVS Query=VY CMa". General Catalogue of Variable Stars @ Centre de données astronomiques de Strasbourg. Besoek op 24 November 2010.
  5. ↑ Serkowski, K (1969). "Large Optical Polarization of the OH Emission Source VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. 156: L139. Bibcode:1969ApJ...156L.139S. doi:10.1086/180366.
  6. ↑ Gordon, Michael S.; Jones, Terry J.; Humphreys, Roberta M.; Ertel, Steve; Hinz, Philip M.; Hoffman, William F.; Stone, Jordan; Spalding, Eckhart; Vaz, Amali (Februarie 2019). "Thermal Emission in the Southwest Clump of VY CMa". The Astronomical Journal. 157 (2): 57. arXiv:1811.05998. Bibcode:2019AJ....157...57G. doi:10.3847/1538-3881/aaf5cb. S2CID 119044678.
  7. ↑ Neufeld, David A.; Menten, Karl M.; Durán, Carlos; Güsten, Rolf; Kaufman, Michael J.; Kraus, Alex; Mazumdar, Parichay; Melnick, Gary J.; Ortiz-Leon, Gisela; Wiesemeyer, Helmut; Wyrowski, Friedrich (2021). "Terahertz Water Masers. II. Further SOFIA/GREAT Detections Toward Circumstellar Outflows, and a Multitransition Analysis". The Astrophysical Journal. 907 (1): 42. arXiv:2011.01807. Bibcode:2021ApJ...907...42N. doi:10.3847/1538-4357/abc628.
  8. ↑ Matsuura, Mikako; Yates, J. A.; Barlow, M. J.; Swinyard, B. M.; Royer, P.; Cernicharo, J.; Decin, L.; Wesson, R.; Polehampton, E. T.; Blommaert, J. A. D. L.; Groenewegen, M. A. T. (30 Oktober 2013). "Herschel SPIRE and PACS observations of the red supergiant VY CMa: analysis of the molecular line spectra". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (1): 532–546. arXiv:1310.2947. Bibcode:2014MNRAS.437..532M. doi:10.1093/mnras/stt1906. ISSN 0035-8711. S2CID 53393704.
  9. ↑ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (Maart 2020). "The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors". MNRAS (in Engels). 493 (1): 468–476. arXiv:2001.06020. Bibcode:2020MNRAS.493..468D. doi:10.1093/mnras/staa174. S2CID 210714093.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W. (Januarie 2012). "Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: VLBA and VLA Astrometry". The Astrophysical Journal. 744 (1): 23. arXiv:1109.3036. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID 121202336.
  11. ↑ Matsuura, Mikako; Sargent, B; Swinyard, Bruce; Yates, Jeremy; Royer, P; Barlow, M. J; Boyer, Martha; Decin, L; Khouri, Theo; Meixner, Margaret; van Loon, Jacco Th; Woods, Paul M (2016). "The mass-loss rates of red supergiants at low metallicity: Detection of rotational CO emission from two red supergiants in the Large Magellanic Cloud". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 462 (3): 2995–3005. arXiv:1608.01729. Bibcode:2016MNRAS.462.2995M. doi:10.1093/mnras/stw1853. S2CID 53059365.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 "VSX: Detail for VY CMa". American Association of Variable Star Observers. Besoek op 20 Julie 2018.
  13. ↑ "VY CMa", SIMBAD (Centre de Données astronomiques de Strasbourg), https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=VY+CMa, besoek op 2019-06-20 
  14. ↑ "Result for Sh-2 310". Galaxy Map. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 April 2009. Besoek op 20 Augustus 2018.
  15. ↑ Sharpless, Stewart (1959). "A Catalogue of H II Regions". The Astrophysical Journal Supplement Series. 4: 257. Bibcode:1959ApJS....4..257S. doi:10.1086/190049.
  16. ↑ "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Januarie 2008. Besoek op 15 Januarie 2016.
  17. ↑ Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (1 Augustus 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. Bibcode:2006ApJ...646.1203M. doi:10.1086/505025. S2CID 14314968.
  18. ↑ 18,0 18,1 Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kriz; Gehrz, Robert D.; Schuster, M. T.; Krautter, Joachim (Februarie 2001). "The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris". The Astronomical Journal. 121 (2): 1111–1125. Bibcode:2001AJ....121.1111S. doi:10.1086/318748.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M; Terry Jay Jones; Marengo, Massimo; Gehrz, Robert D; Andrew Helton, L; Hoffmann, William F; Skemer, Andrew J; Hinz, Philip M (2015). "Searching for Cool Dust in the Mid-to-Far Infrared: The Mass Loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas". The Astronomical Journal. 151 (3): 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51. S2CID 119281306.
  20. ↑ 20,0 20,1 Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (2004). "Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa". Astronomy and Astrophysics. 340 (2004): 77–87. arXiv:astro-ph/9811280. Bibcode:1998A&A...340L..39W.
  21. ↑ 21,0 21,1 21,2 21,3 "Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts". HubbleSite. 8 Januarie 2007. Besoek op 9 Julie 2018.
  22. ↑ Humphreys, Roberta M.; Helton, L. Andrew; Jones, Terry J. (2007). "The Three-Dimensional Morphology of VY Canis Majoris. I. The Kinematics of the Ejecta". The Astronomical Journal. 133 (6): 2716–2729. arXiv:astro-ph/0702717. Bibcode:2007AJ....133.2716H. doi:10.1086/517609. S2CID 119009102.
  23. ↑ Humphreys, Roberta M. (2006). "VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity". Bulletin of the American Astronomical Society. 38: 1047. arXiv:astro-ph/0610433. Bibcode:2006AAS...20910109G.
  24. ↑ 24,0 24,1 Humphreys, E. M. L; Immer, K; Gray, M. D; De Beck, E; Vlemmings, W. H. T; Baudry, A; Richards, A. M. S; Wittkowski, M; Torstensson, K; De Breuck, C; Moller, P; Etoka, S; Olberg, M (2017). "Simultaneous 183 GHz H2O Maser and SiO Observations Towards Evolved Stars Using APEX SEPIA Band 5". Astronomy & Astrophysics. 603: A77. arXiv:1704.02133. Bibcode:2017A&A...603A..77H. doi:10.1051/0004-6361/201730718. S2CID 55162530.
  25. ↑ Kastner, Joel (1996). "FOC Imaging of the Dusty Envelopes of Mass-Losing Supergiants". HST Proposal: 6416. Bibcode:1996hst..prop.6416K.
  26. ↑ Knapp, G. R; Sandell, G; Robson, E. I (1993). "The Dust Content of Evolved Circumstellar Envelopes and the Optical Properties of Dust at Submillimeter to Radio Wavelengths". The Astrophysical Journal Supplement Series. 88: 173. Bibcode:1993ApJS...88..173K. doi:10.1086/191820.
  27. ↑ Humphreys, Roberta M; Davidson, Kris; Ruch, Gerald; Wallerstein, George (2005). "High-Resolution, Long-Slit Spectroscopy of VY Canis Majoris: The Evidence for Localized High Mass Loss Events". The Astronomical Journal. 129 (1): 492–510. arXiv:astro-ph/0410399. Bibcode:2005AJ....129..492H. doi:10.1086/426565.
  28. ↑ Herbig, G. H (1970). "VY Canis Majoris. II. Interpretation of the Energy Distribution". The Astrophysical Journal. 162: 557. Bibcode:1970ApJ...162..557H. doi:10.1086/150688.
  29. ↑ Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (1 Januarie 1978). "CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal. 219: 95–104. Bibcode:1978ApJ...219...95L. doi:10.1086/155758.
  30. ↑ Wallerstein, G (1978). "An interpretation of the apparent orbit of VY CMa AB: The rotating holey dust cloud hypothesis". The Observatory. 98: 224. Bibcode:1978Obs....98..224W.
  31. ↑ Alcolea, J; Bujarrabal, V; Planesas, P; Teyssier, D; Cernicharo, J; De Beck, E; Decin, L; Dominik, C; Justtanont, K; De Koter, A; Marston, A. P; Melnick, G; Menten, K. M; Neufeld, D. A; Olofsson, H; Schmidt, M; Schöier, F. L; Szczerba, R; Waters, L. B. F. M (2013). "HIFISTARSHerschel/HIFI observations of VY Canis Majoris. Molecular-line inventory of the envelope around the largest known star". Astronomy & Astrophysics. 559: A93. arXiv:1310.2400. Bibcode:2013A&A...559A..93A. doi:10.1051/0004-6361/201321683. S2CID 55758451.
  32. ↑ 32,0 32,1 Smith, Nathan; Hinkle, Kenneth H.; Ryde, Nils (Maart 2009). "Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova Progenitors: Spatially Resolved 4.6 μm CO Emission Around VY CMa and Betelgeuse". The Astronomical Journal. 137 (3): 3558–3573. arXiv:0811.3037. Bibcode:2009AJ....137.3558S. doi:10.1088/0004-6256/137/3/3558. S2CID 19019913.
  33. ↑ Humphreys, Roberta (Julie 2016). "LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events". Journal of Physics: Conference Series. 728 (2): 022007. Bibcode:2016JPhCS.728b2007H. doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007. S2CID 125806208.

Skakels

[wysig | wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=VY_Canis_Majoris&oldid=2584621"