Эта статья входит в число добротных статей

VY Большого Пса (VY >kl,okik Hvg)

Перейти к навигации Перейти к поиску
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 M⊙
Радиус 1420 R⊙
Возраст 8,2 млн лет
Температура 3500 K
Светимость 4–5⋅105 L⊙
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:
Источники: [2]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

VY Большого Пса (лат. VY Canis Majoris, VY CMa) — красный гипергигант или сверхгигант, расположенный на расстоянии 1,2 килопарсеков (3900 св. лет) от Земли в созвездии Большого Пса. Это одна из самых больших известных звёзд, один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, а также одна из самых ярких звёзд в Млечном Пути. Она относится к пульсирующим переменным звёздам.

Параметры звезды измерены с невысокой точностью. Так, встречаются оценки радиуса VY CMa от 600 до 2000 радиусов Солнца (R⊙)[3][4]. Если принять более современную оценку в 1420 R⊙, то радиус звезды превышает расстояние от Солнца до Юпитера, а объём оказывается в 3 миллиарда раз больше, чем у Солнца. Масса звезды оценивается как около 17 M⊙[5] и её плотность низка — она составляет 0,005—0,01 г/м³. Её эффективная температура составляет около 3500 K, так что она относится к спектральному классу M, а светимость составляет 4—5⋅105 L⊙, так что звезда располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела[6].

Физические характеристики

[править | править код]

Размер

[править | править код]
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).

В 2006—2007 годах радиус 1800—2100 R⊙ был получен из расчётной светимости 430 000 L⊙ и диапазона возможных температур 3450—3535 K[3][7].

Одна из оценок радиуса, 600 R⊙, была получена в 2006 году по результатам моделирования спектра звезды. Однако позже выяснилось, что в этой работе не учитывалось поглощение света в межзвёздной оболочке, так что оценка оказалась значительно заниженной. В этом же исследовании была рассмотрена не только VY CMa, но также другой красный гипергигант, NML Лебедя, как обычные красные сверхгиганты раннего типа[4][8].

6 и 7 марта 2011 года VY CMa наблюдалась с помощью интерферометрии на VLT в ближнем инфракрасном диапазоне. Это позволило измерить угловой диаметр звезды как 11,3 ± 0,3 миллисекунд дуги, при этом при наблюдении на разных длинах волн это значение отличается из-за эффекта, связанного с потемнением диска к краю. Учитывая оценки расстояний 1,14 и 1,20 кпк[9][10], это соответствует радиусу 1420 R⊙[5].

Светимость

[править | править код]

В 2006 году Роберта Хамфрис[англ.] использовала измерения спектрального распределения энергии VY Большого Пса и получила оценку светимости в 4,3⋅105 L⊙; в основном приняты значения около 4—5⋅105 L⊙. Поскольку большая часть излучения, идущего от звезды, поглощается и рассеивается пылью в окружающем облаке и переизлучается в инфракрасном диапазоне, то без учёта этого оценка светимости оказывается сильно заниженной — около 6⋅104 L⊙[11].

Масса

[править | править код]

Поскольку у VY CMa нет звезды-компаньона, её массу нельзя измерить напрямую, как это делается для двойных звёзд по их взаимному орбитальному движению. Сравнение эффективной температуры и болометрической светимости по сравнению с эволюционными треками массивных звёзд позволяет предположить, что, если звезда быстро вращалась при формировании, то её начальная масса составляла 25 M⊙, а текущая — 15 M⊙; если же значимого вращения не было, то оценка начальной массы составляет 32 M⊙, а текущей — 19 M⊙[5], при возрасте звезды 8,2 млн лет[10]. Более ранние исследования давали гораздо более высокие начальные и текущие массы; по этим оценкам, начальная масса VY CMa составляла 40—60 M⊙[12][13].

Потеря массы и окружение

[править | править код]
Комбинированное оптическое и инфракрасное изображение VY Большого Пса. Яркая звезда в правом верхнем углу — τ Большого Пса.

VY CMa испускает сильный звёздный ветер и быстро теряет вещество из-за своей высокой светимости и довольно низкого ускорения свободного падения на поверхности. Её средний темп потери массы составляет 6⋅10−4 M⊙ в год, что является одним из самых высоких известных значений, в результате чего звезда имеет обширную оболочку из сброшенной материи[14][15][16]. Скорость потери массы, вероятно, превышала 10−3 M⊙ в год во времена крупнейших событий потери массы[14]. Подобные события потери массы, вероятно, вызванные конвекцией, происходили 70, 120, 200 и 250 лет назад. Сгусток вещества, потерянный звездой в период с 1985 по 1995 год, является гидроксильным мазерным источником[17].

VY CMa подсвечивает снаружи края облака в области дуги. 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[18].

Температура

[править | править код]

Старые оценки средней температуры давали предполагаемые значения ниже 3000 К на основе спектрального класса M5[19][20]. В 2006 году было рассчитано, что температура достигает 3650 K, что соответствует спектральному классу M2.5[21], однако обычно эту звезду рассматривают как звезду спектрального класса от M4 до M5. Если использовать шкалу температур для сверхгигантов поздних спектральных классов, которую предложила Эмили Левеск, то температуру VY CMa при спектральных классах M4—M5 можно оценить как 3450—3535 K[22].

Эволюция

[править | править код]

VY CMa находится на стадии эволюции сверхгиганта, в её недрах происходит синтез углерода из гелия. Возможно, что она проходит стадию красного сверхгиганта уже второй раз за время своей жизни[23]. Как и Бетельгейзе, она теряет массу. Её будущая эволюция неясна в деталях, но, как ожидается, вспыхнет как сверхновая в течение следующих 100 000 лет[5][24][25]. Возможно, что это будет умеренно яркая и продолжительная сверхновая типа IIn (SN IIn), либо гиперновая, либо сверхяркая сверхновая (SLSN), сравнимая с SN 1988Z, или, что менее вероятно, как сверхновая типа Ib, но маловероятно, что она будет такой же яркой, как SN 2006tf или SN 2006gy[25].

Вспышка может быть связана с гамма-всплесками, и она создаст ударную волну со скоростью несколько тысяч километров в секунду, которая может воздействовать на окружающую оболочку материала и вызвать сильное излучение в течение многих лет после взрыва. Для такой массивной звезды остаток, скорее всего, будет чёрной дырой, а не нейтронной звездой[25].

До превращения в красный сверхгигант VY CMa была звездой главной последовательности и относилась к спектральному классу O[26].

История изучения

[править | править код]

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[27].

Начиная с 1847 года, о VY CMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок[27]. 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[6][27].

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 кпк и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела[28].

Примечания

[править | править код]
  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 августа 2024.
  3. ↑ 1 2 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
  4. ↑ 1 2 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
  5. ↑ 1 2 3 4 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.
  6. ↑ 1 2 Wittkowski M., Langer N., Weigelt G. Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa // Astronomy and Astrophysics. — 1998-12-01. — Т. 340. — С. L39–L42. — ISSN 0004-6361. — doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9811280.
  7. ↑ Roberta M. Humphreys, L. Andrew Helton, Terry J. Jones. The 3D Morphology of VY Canis Majoris. I The Kinematics of the Ejecta // The Astronomical Journal. — 2007-06. — Т. 133, вып. 6. — С. 2716–2729. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/517609.
  8. ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez, K. A. G. Olsen. The Physical Properties of Red Supergiants: Comparing Theory and Observations // Proceedings of the International Astronomical Union. — 2007-12. — Т. 3, вып. S250. — С. 97–110. — ISSN 1743-9213. — doi:10.1017/S1743921308020383.
  9. ↑ 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.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ Humphreys R. M. VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity // arXiv e-prints. — 2006-10-01. — С. astro–ph/0610433. — doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0610433.
  12. ↑ Nathan Smith, Roberta M. Humphreys, Kris Davidson, Robert D. Gehrz, M. T. Schuster, Joachim Krautter. The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris (англ.) // The Astronomical Journal. — 2001-02-01. — Vol. 121, iss. 2. — P. 1111. — ISSN 1538-3881. — doi:10.1086/318748.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ 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.
  18. ↑ 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.
  19. ↑ 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.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ 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
  22. ↑ 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.
  23. ↑ Roberta M. Humphreys. LBVs, hypergiants and impostors — the evidence for high mass loss events (англ.) // Journal of Physics: Conference Series. — 2016-07. — Vol. 728, iss. 2. — P. 022007. — ISSN 1742-6596. — doi:10.1088/1742-6596/728/2/022007.
  24. ↑ J. Alcolea, V. Bujarrabal, P. Planesas, D. Teyssier, J. Cernicharo, E. De Beck, L. Decin, C. Dominik, K. Justtanont, A. de Koter, A. P. Marston, G. Melnick, K. M. Menten, D. A. Neufeld, H. Olofsson, M. Schmidt, F. L. Schöier, R. Szczerba, L. B. F. M. Waters. HIFISTARS Herschel/HIFI observations of VY Canis Majoris. Molecular-line inventory of the envelope around the largest known star // Astronomy & Astrophysics. — 2013-11. — Т. 559. — С. A93. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201321683.
  25. ↑ 1 2 3 Nathan Smith, Kenneth H. Hinkle, Nils Ryde. Red supergiants as potential Type IIn supernova progenitors: Spatially resolved 4.6 micron CO emission around VY CMa and Betelgeuse // The Astronomical Journal. — 2009-03-01. — Т. 137, вып. 3. — С. 3558–3573. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1088/0004-6256/137/3/3558.
  26. ↑ C. J. Lada, M. J. Reid. CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris. // The Astrophysical Journal. — 1978-01-01. — Т. 219. — С. 95–104. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/155758.
  27. ↑ 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).
  28. ↑ 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

Литература

[править | править код]


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=VY_Большого_Пса&oldid=141598881