Перейти к содержанию

VY Большого Пса

Добавить ссылки
Материал из Мегавики — свободной энциклопедии
Данная страница не проверялась участниками с соответствующими правами.
VY Большого Пса
Звезда
Сравнение размеров Солнца и YV CMaСравнение размеров Солнца и YV CMa
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 07ч 22м 58,3315с −25° 46′ 03,174″
Склонение 07ч 22м 58,3315с −25° 46′ 03,174″
Расстояние ~3900 св. лет (~1170 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) 7,9607[2] (варьирует от 6,5 до 9,6[3])
Созвездие Большой Пёс
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 49±10[4] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 9,84[4] mas в год
 • склонение 0,75[4] mas в год
Параллакс (π) 1,78 ± 3,54[4] mas
Спектральные характеристики
Спектральный класс M4 (М3-М4,5)[1][4]/M5Ia[5]
Показатель цвета
 • B−V 2,24
Переменность SR[6]
Физические характеристики
Масса 17 ± 8[1] M⊙
Радиус 1420 ± 120[1] R⊙
Температура 3490±90[1] K
Светимость ~270,000[1] L⊙
Свойства g=2.17921*10^6
Коды в каталогах
VY Canis Majoris, YV CMa, HD 58061[5], HIP 35793[2]
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Источники: [4]

VY Большого Пса (лат. VY Canis Majoris, YV 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 YV 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 YV 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[1], что указывает на ничтожно малую среднюю плотность — она составляет 0,005—0,01 г/м³ (для сравнения, плотность воздуха при 0 °C составляет 1292,9 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[7]. 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[8].

Природа VY Большого Пса[править]

Первые известные наблюдения VY Большого Пса зафиксированы в звёздном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда 7 марта 1801 года, в котором YV CMa указана как звезда седьмой звёздной величины. Дальнейшие наблюдения показали, что с 1850 года звезда тускнела[9].

Начиная с 1847 года, о YV CMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок[9]. В XIX веке наблюдатели обнаруживали у YV 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 YV CMa нет звёзд-спутников[10][9].

YV CMa является звездой с высокой светимостью спектрального класса M с эффективной температурой около 3000 К и располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Предполагается, что её эволюция была сложной. До превращения в красный сверхгигант VY CMa была звездой главной последовательности класса O с массой от 30 до 40 M⊙[10].

Измерение расстояния[править]

Расстояния до звёзд определяют по их параллактическому смещению, вызванному движением наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Однако YV CMa имеет слишком малый параллакс — на уровне погрешности измерений — что делает этот способ определения расстояния ненадёжным[11].

В 1976 году Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали открытие яркого ореола молекулярного облака в 15 минутах дуги к востоку от YV 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[12].

YV 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 YV CMa также расположена на расстоянии 1,5 кпк[13].

Размер[править]

Справа налево: YV CMa 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 Роберт М. Хамфрис из университета Миннесоты оценивает радиус YV CMa в 1800—2100 солнечных[14]. 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[15].

Если Солнце представить в виде шара диаметром в один сантиметр, то при аналогичном соотношении диаметр YV CMa составит 21 м (при оценке её радиуса в 2100 солнечных).

Светимость[править]

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⊙[14].

Споры[править]

VY Большого Пса выбрасывает огромное количество газа во время своей вспышки[16].

Есть два противоречивых мнения о свойствах YV CMa. По одной точке зрения[14], эта звезда является очень большим и очень ярким красным гипергигантом. По другим мнениям[17], это обычный красный сверхгигант с радиусом около 600 солнечных.

Светимость YV 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[14].

VY Большого Пса также иллюстрирует проблемы определения «поверхности» (и радиуса) очень больших звёзд. Имея среднюю плотность вещества около 0,005—0,01 г/м³, звезда в тысячи раз менее плотная, чем даже атмосфера Земли на уровне моря. При учёте радиуса нашего Солнца никогда не учитывают его корону, но корона Солнца горячее и плотнее, чем «поверхность» VY Большого Пса. Поэтому точный радиус звезды до сих пор не установлен.

Эволюция[править]

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[18].

См. также[править]

Примечания[править]

  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. Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant YV CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2012. — 5 April (vol. 540). — P. L12. — doi:10.1051/0004-6361/201219126. — Bibcode: 2012A&A...540L..12W. — arXiv:1203.5194.
  2. ↑ 2,0 2,1 "Hipparchos catalogue: query form". Архивировано из оригинала 4 июля 2012 года.. CASU Astronomical Data Centre. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006.
  3. ↑ "GCVS Query=YV CMa" Архивная копия от 21 февраля 2019 на Wayback Machine. General Catalogue of Variable Stars @ Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 SIMBAD (англ.). — VY Большого Пса в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 14 ноября 2009.
  5. ↑ 5,0 5,1 Lipscy, S. J.; Jura, M.; Reid, M. J. (June 10, 2005). "Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris". The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 626 (1): 439–445. arXiv:astro-ph/0502586. Bibcode: 2005ApJ...626..439L. doi:10.1086/429900
  6. ↑ Monnier, J. D.; Geballe, T. R.; Danchi, W. C. (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 Архивная копия от 19 мая 2019 на Wayback Machine. Bibcode 1998ApJ...502..833M. doi:10.1086/305945.
  7. ↑ 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
  8. ↑ 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
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 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).
  10. ↑ 10,0 10,1 Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (October 27, 1998). «Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant YV CMa». Astronomy and Astrophysics (European Southern Observatory) 340: 39–42.
  11. ↑ 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.
  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, C. J.; Reid, M. (March 1976). «The discovery of a molecular cloud associated with YV CMa». Bulletin of the American Astronomical Society (American Astronomical Society) 8: 322.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 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.
  15. ↑ 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
  16. ↑ HubbleSite — NewsCenter — Astronomers Map a Hypergiant Star’s Massive Outbursts (01/08/2007) — Release Images. Дата обращения: 2 декабря 2019. Архивировано 21 декабря 2016 года.
  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 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
  18. ↑ Hubble Solves Mystery of Monster Star’s Dimming (англ.). HubbleSite.org. Дата обращения: 16 марта 2021. Архивировано 18 марта 2021 года.

Литература[править]

  • 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 (The American Astronomical Society) 543 (2): 861—867. arXiv: astro-ph/0007393. Bibcode 2000ApJ…543..861M. doi: 10.1086/317126
  • 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 (American Astronomical Society) 512 (1): 351—361. arXiv: astro-ph/9810024. Bibcode 1999ApJ…512..351M. doi: 10.1086/306761.

Ссылки[править]

Источник — https://megawiki.ru/wiki/VY_Большого_Пса