VY Большого Пса

VY Большого Пса
Звезда
Сравнение размеров Солнца и VY CMa
Сравнение размеров Солнца и VY CMa
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
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:
Компонент ???
Видимая звёздная величина 9,75 ± 0,02[1]
Показатель цвета  
 • B−V 2,48
SIMBAD NAME VY CMa A
Компонент ???
Видимая звёздная величина 10,34 ± 0,03[1]
Показатель цвета  
 • B−V 2,25
SIMBAD NAME VY CMa B
Источники: [2]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

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

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[7][6].

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

Расстояния до звёзд определяют по их параллактическому смещению, вызванному движением наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Однако VY CMa имеет слишком малый параллакс — на уровне погрешности измерений — что делает этот способ определения расстояния ненадёжным[8].

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 ± 0,5 кпк и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела[9].

VY CMa проецируется на кончик обода молекулярного облака, предполагая её связь с ним. 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[10].

Физические характеристики

Размер

Справа налево: VY Большого Пса по сравнению с Бетельгейзе, ρ Кассиопеи, звездой Пистолет и Солнцем (слишком малым, чтобы быть видимым на этой иллюстрации). Также показаны орбиты Юпитера (красная) и Нептуна (синяя).

Профессор Роберта М. Хамфрис из университета Миннесоты оценивает радиус VY CMa в 1800—2100 солнечных[11]. Если такая звезда окажется на месте Солнца, то её поверхность окажется за орбитой Сатурна (около 9 а.e.). Если учесть верхний предел радиуса VY Большого Пса в 2100 солнечных, то на её облёт свету понадобится более 8,5 часов, по сравнению с Солнцем, облёт которого со скоростью света занял бы 14,5 секунд. Объём этой звезды в 7⋅1015 раз больше объёма Земли[12].

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 использованием радиуса Россланда, места, в котором оптическая толщина составляет 2⁄3[13], с учётом двух расстояний 1,14+0,11
−0,09 и 1,20+0,13
−0,10 кпк[14][15]. 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

Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение VY Большого Пса. Яркая звезда в правом верхнем углу — τ Большого Пса.

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⊙[11].

Масса

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][15]. Более ранние исследования обнаружили гораздо более высокие начальные массы (а следовательно, и более высокие текущие массы) или массу предшественника 40—60 M⊙ на основе старых оценок светимости[16][17].

Потеря массы

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[18][19]. Таким образом, это показатель для понимания эпизодов потери большой массы ближе к концу эволюции массивной звезды[20]. Скорость потери массы, вероятно, превышала 10−3 M⊙/год во время крупнейших событий потери массы[18].

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[21].

Температура

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[22][23]. В 2006 году было рассчитано, что температура достигает 3650 ± 25 К, что соответствует спектральному классу M2.5[24], 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[25].

Споры

Есть два противоречивых мнения о свойствах VY CMa. По точке зрения профессора Роберты М. Хамфрис[11], эта звезда является очень большим и очень ярким красным гипергигантом. По мнениям Филипа Мэсси, Эмили М. Левеск и Бертрана Плез[24], это обычный красный сверхгигант с радиусом около 600 солнечных. Светимость VY CMa, как и размеры, дискуссионна. Хамфрис указывает, что обработка фотометрии в видимой, красной и тепловом инфракрасной области спектра недостаточна для звёзд с большим количеством околозвёздной пыли[11].

Эволюция

Звезда, как показали исследования, неустойчива и сбросила большую часть своей массы в окружающую её туманность. В будущем VY Большого Пса взорвётся как сверхновая, либо сразу сколлапсирует в чёрную дыру[26].

См. также

Примечания

  1. ↑ 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
  2. ↑ SIMBAD (англ.). — VY Большого Пса в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 14 ноября 2009.
  3. ↑ 1 2 3 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.
  4. ↑ 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
  5. ↑ 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
  6. ↑ 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).
  7. ↑ 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.
  8. ↑ Pogge, Richard W. «Stellar distances» Архивная копия от 1 сентября 1999 на Wayback Machine. Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies and the Universe. Ohio State University.
  9. ↑ 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 Архивная копия от 17 августа 2023 на Wayback Machine
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 1 2 3 4 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.
  12. ↑ Объём радиуса 9,58 а.e. составляет 1,23⋅1037 м³; для сравнения, объём Земли составляет 1,08⋅1021 м³, а отношение объёмов — 1,14⋅1016, или 11,4 квадриллионов
  13. ↑ B. Baschek, M. Scholz, R. Wehrse. The parameters R and Teff in stellar models and observations. // Astronomy and Astrophysics. — 1991-06-01. — Т. 246. — С. 374. — ISSN 0004-6361.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Nathan Smith, Roberta M. Humphreys, Kris Davidson, Robert D. Gehrz, M. T. Schuster, Joachim Krautter. The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme RedSupergiant Vy CanisMajoris* (англ.) // The Astronomical Journal. — 2001-02-01. — Vol. 121, iss. 2. — P. 1111. — ISSN 1538-3881. — doi:10.1086/318748.
  17. ↑ G. R. Knapp, G. Sandell, E. I. Robson. The Dust Content of Evolved Circumstellar Envelopes and the Optical Properties of Dust at Submillimeter to Radio Wavelengths // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 1993-09-01. — Т. 88. — С. 173. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1086/191820.
  18. ↑ 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.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 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.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ 1 2 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
  25. ↑ 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.
  26. ↑ Hubble Solves Mystery of Monster Star’s Dimming (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 16 марта 2021. Архивировано 18 марта 2021 года.

Литература

  • 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.

Ссылки

  • Медиафайлы на Викискладе
  • Исследования звезды-гипергиганта » Gomel-Sat — Центр космических технологий  (неопр.). Архивировано из оригинала 19 июля 2012 года.
Перейти к шаблону «Звёзды созвездия Большого Пса»
Звёзды созвездия Большого Пса
Байер
Флемстид
Переменные
Планетные
системы
Другие