VY Великого Пса

VY Великого Пса зірка
Порівняння розмірів Сонця і VY CMa пряме сходження 07ч 22м 58,3315с схиляння -25 ° 46 '03,174 " Відстань ~ 3 900 св. років (~ 1 170 пк ) [1] Видима зоряна величина (V) 7,9607 [2] (Варіює від 6,5 до 9,6 [3] ) сузір'я великий Пес променева швидкість (Rv) 49 ± 10 [4] км / c власний рух (Μ) RA: 9,84 [4] mas в рік
Dec: 0,75 [4] mas в рік паралакс (Π) 1,78 ± 3,54 [4] mas спектральний клас M4 (М3-М4,5) [1] [4] / M5Ia [5] показник кольору (B - V) 2,24 змінність SR [6] маса 17 ± 8 [1] M ☉ радіус 1420 ± 120 [1] R ☉ температура 3490 ± 90 [1] K світність ~ 270,000 [1] L ☉ Властивості g = 2.17921 * 10 ^ 6 SIMBAD дані джерела: [4] Інформація в вікідані

координати : 07ч 22м 58,3315с -25 ° 46 '03,174 "

VY Великого Пса ( лат. VY Canis Majoris, VY CMa) - зірка в сузір'ї великого Пса , гіпергігант . Одна з найбільших відомих зірок .

Радіус зірки був уточнений в 2012 році - 1420 ± 120 радіусів Сонця [1] . Таким чином, діаметр цього надгіганта - близько 2 мільярдів кілометрів (≈13,2 а. Е.). Якщо VY Великого Пса помістити на місце Сонця, то поверхня зірки буде перебувати між Сатурном і Юпітером . Для того щоб облетіти зірку по колу, світла треба було б 6 годин. Щоб облетіти її на надзвуковому літаку зі швидкістю 4500 км / год, знадобилося б близько 160 років.

Маса зірки оцінюється в 17 ± 8 мас Сонця [1] , Що вказує на мізерну середню щільність. Вона становить 0,000005-0,00001 кг / м³ (для порівняння, щільність повітря при 0 ° C становить 1,2929 кг / м³). Кубічний кілометр зірки має масу приблизно 5-10 тонн.

Дані про властивості зірки суперечливі. Деякі результати вказують на те, що ця зірка - дуже великий червоний гіпергігант [7] . Інші - на те, що це дуже великий червоний надгігант з діаметром лише в 600 разів більше сонячного, а не в 2000. У цьому випадку він буде розширюватися і далі [8] .

Перші відомі спостереження VY Великого Пса зафіксовані в зоряному каталозі Жозефа Жерома де Лаланда 7 березня 1801 року, в якому VY СМА вказана як зірка сьомий зоряної величини . Подальші спостереження показали, що з 1850 року зірка тьмяніли [9] .

Починаючи з 1847 року, про VY СМА було відомо, що ця зірка має малиновий відтінок [9] . У XIX столітті спостерігачі виявляли у VY СМА принаймні шість окремих компонентів, припускаючи можливість того, що це кратна зірка . Зараз відомо, що ці «компоненти» є яскравими ділянками навколишнього зірку туманності. Візуальні спостереження в 1957 році і зображення з високою роздільною здатністю, зроблені в 1998 році, показали, що у VY СМА немає зірок-супутників [10] [9] .

VY СМА є зіркою з високою світністю спектрального класу M з ефективною температурою близько 3000 К і розташовується в правому верхньому куті діаграми Герцшпрунга - Рассела , І передбачається, що її еволюція була складною. До перетворення в червоного надгіганта VY СМА була зіркою головної послідовності класу O з масою від 30 до 40 M☉ [10] .

Відстані до зірок визначають по їх параллактическому зміщення , Викликаному рухом спостерігача разом із Землею навколо Сонця. Однак VY CMa має занадто малий паралакс - на рівні похибки вимірювань - що робить цей спосіб визначення відстані ненадійним [11] .

У 1976 році Чарльз Дж. Лада і Марк Дж. Рід опублікували відкриття яскравого ореолу молекулярного хмари в 15 хвилинах дуги на схід від VY CMa. Край цієї хмари межує з яскравим ободом зірки. Різке збільшення яскравості випромінювання разом зі зниженням викиду газу наштовхнуло вчених на думку про те, що дане хмара є частиною туманності NGC 2362 і знаходиться на тій же відстані, що і розташовані поруч зірки, що становить 1,5 ± 0,5 кілопарсек і визначається по діаграмі Герцшпрунга-Рассела [12] .

VY CMa проектується на кінчик обода молекулярного хмари, припускаючи її зв'язок з ним. На додаток до цього, швидкість молекулярного хмари дуже близька до швидкості зірки. Це ще раз вказує на зв'язок цієї зірки з молекулярною хмарою, і, отже, з NGC 2362. Це означає, що VY CMa також розташована на відстані 1,5 кпк [13] .

Професор Роберт М. Хамфріс з університету Міннесоти оцінює радіус VY СМА в 1800-2100 сонячних [14] . Якщо така зірка виявиться на місці Сонця, то її поверхня опиниться за орбітою Сатурна (Близько 9 а. е. ). Якщо врахувати верхня межа радіусу VY Великого Пса в 2100 сонячних, то на її обліт світла знадобиться більше 8,5 годин, в порівнянні з Сонцем, обліт якого зі швидкістю світла зайняв би 14,5 секунд. Обсяг цієї зірки в 7⋅1015 разів більше обсягу Землі [15] .

Якщо Сонце представити у вигляді кулі діаметром в один сантиметр, то при аналогічному співвідношенні діаметр VY СМА складе 21 м, при оцінці її радіусу в 2100 сонячних.

У 2006 році Хамфрі використовував спектральні вимірювання розподілу енергії VY Великого Пса, щоб обчислити її світність. Оскільки велика частина випромінювання, що йде від зірки розсіюється пилом в навколишньому хмарі, то з огляду на інтеграцію з сумарним потоком випромінювання навколишнього туманності розрахунки показали, що VY Великого Пса має світність 4,3⋅105 L☉ [14] .

Є два суперечливих думки про властивості VY CMa. За одній точці зору [14] ця зірка є дуже великим і дуже корисним світловим гіпергіганти . За інших думок [17] це звичайний червоний надгігант з радіусом близько 600 сонячних.

Світність VY CMa, як і розміри, є предметом дискусій. Хамфріс вказує, що візуальна фотометрія по переробці візуальних і червоних потоків в теплової інфрачервоної області спектра не є достатньою для зірок з великою кількістю околозвёздной пилу [14] .

VY Великого Пса також ілюструє концептуальні проблеми визначення «поверхні» (і радіусу) дуже великих зірок. При середній щільності близько 0,000005 до 0,000010 кг / м³, зірка в тисячі разів менш щільна, ніж атмосфера Землі (повітря) на рівні моря. При обліку радіуса нашого Сонця, в радіус ніколи не включають корону, але корона Сонця гаряче і гущі, ніж «поверхню» VY Великого Пса. Тому точний радіус зірки досі не встановлено.

Зірка, як показали дослідження, є нестійкою, скинувши більшу частину своєї маси в навколишнє її туманність . Астрономи за допомогою космічного телескопа Хаббл пророкують, що VY Великого Пса вибухне як гіпернової в найближчі 100 тисяч років. Теоретично, вибух гіпернової викличе гамма-сплески , Які можуть пошкодити вміст локальної частини Всесвіту, знищуючи будь-яку клітинну життя в радіусі декількох світлових років, проте гіпергігант розташований недостатньо близько до Землі, щоб становити загрозу.

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Wittkowski, M .; Hauschildt, PH; Arroyo-Torres, B .; Marcaide, JM Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI / AMBER spectro-interferometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics : Journal. - EDP ​​Sciences (Англ.), 2012. - 5 April (vol. 540). - P. L12. - DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219126 . - Bibcode : 2012A & A ... 540L..12W . - arXiv : 1203.5194 .
2. ↑ 1 2 "Hipparchos catalogue: query form" (неопр.) (Недоступна посилання). Читальний зал 4 липня 2012 року. . CASU Astronomical Data Centre. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006.
3. ↑ "GCVS Query = VY CMa" . General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 SIMBAD (Англ.). - VY Великого Пса в базі даних SIMBAD . Дата звернення 14 листопада 2009.
5. ↑ 1 2 Lipscy, SJ; Jura, M .; Reid, MJ (June 10, 2005). "Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 626 (1): 439-445. arXiv : astro-ph / 0502586 . Bibcode : 2005ApJ ... 626..439L . DOI : 10.1086 / 429900
6. ↑ Monnier, JD; Geballe, TR; Danchi, WC (August 1, 1998). "Temporal variations of midinfrared spectra in late-type stars". The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 502 (2): 833-846. arXiv: astro-ph / 9803027 . Bibcode 1998ApJ ... 502..833M . doi: 10.1086 / 305945 .
7. ↑ Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity , Архів препринтів arxiv.org
8. ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Tempeature , Архів препринтів arxiv.org, перевірено 05-15-07
9. ↑ 1 2 3 Robinson, LJ (December 7, 1971). « Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris ». Commission 27 of the IAU, Information Bulletin on Variable Stars (Konkoly Observatory, Budapest) (599).
10. ↑ 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.
11. ↑ Pogge, Richard W. «Stellar distances» . Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies and the Universe. Ohio State University.
12. ↑ 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 . doi: 10.1086 / 155758
13. ↑ Lada, CJ; 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.
14. ↑ 1 2 3 4 Humphreys, Roberta (October 13, 2006). "VY Canis Majoris: the astrophysical basis of its luminosity". arXiV. arXiv: astro-ph / 0610433 .
15. ↑ Обсяг радіусу 9,58 а.о. становить 1,23⋅1037 м³; Обсяг Землі 1,08⋅10211021 м³; співвідношення обсягів 1,14⋅1016 або 11,4 квадрильйонів
16. ↑ HubbleSite - NewsCenter - Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts (01/08/2007) - Release Images
17. ↑ 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 . Bibcode 2006ApJ ... 646.1203M . doi: 10.1086 / 505025