Preskočiť na obsah

VY Canis Majoris

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
VY Canis Majoris
Pozorovacie dáta
EpochaJ2000
Súhvezdie Veľký pes
Rektascenzia 07h22m58,29s
Deklinácia -25° 46′ 03,5″Súradnice:Hviezdna mapa07h22m58s;-25° 46′ 04″
Zdanlivá magnitúda(V) 7.9607[2]
6.5 až 9.6[3]
Spektrálne charakteristiky
Spektrálny typ M3[4]-M5e Ia[5]
U-Bfarebný index -
B-Vfarebný index 2.24[4]
R-Ifarebný index -
Typ premennosti Polopravidelná[6]
Astrometria
Radiálna rýchlosť(Rv)49 ± 10 km/s[4]km/s
Vlastný pohyb(μ)RA: 9.84[4]mas/r
Dek.: 0.75[4]mas/r
Paralaxa(π)0.83 ± 0.1[7]mas
Vzdialenosť3900ly(1200[8] [9]pc)
Fyzikálne charakteristiky
Hmotnosť 17 ± 8[8]M☉
Polomer 1420 ± 120[8]R☉
Svietivosť 270 000[8]L☉
Teplota ~3,490[8]K
Metalicita -
Rotácia -
Vek -rokov
Iné označenia
VY CMa,HD58061[5],SAO173591,HIP35793[2],ADS6033 AB, CCDM J07230-2546ABCDEF
Databázové referencie
SIMBAD dáta
Porovnanie veľkosti medzi Slnkom a VY Canis Majoris

VY Canis Majoris(VY CMa) je červenýhyperoborv súhvezdíVeľký pes.Patrí medzihviezdys najväčším známym polomerom a tiež je jednou z najsvietivejších hviezd svojho typu. V priemere má približne 1 975 000 000 km (1420±120x priemer Slnka[8],6,6astronomických jednotiek) a odZemeje vzdialená zhruba 1,2 kpc (3 900ly). VY CMa je samostatná hviezda zaradená medzipolopravidelné premenné hviezdy.Jej priemerná hustota je 5 - 10 mg/m³. Ak by sme ju umiestnili do streduslnečnej sústavy,tak jej povrch by sa nachádzal až zaobežnou dráhouJupitera.[10]

Charakteristika VY Canis Majoris

[upraviť|upraviť zdroj]

Prvý záznam o pozorovaní VY Canis Majoris je v katalóguJérôme Lalandeazo7. marca1801.VY CMa je tu zaradená medzi hviezdy 7.magnitúdy.Neskoršie pozorovania počas 19. storočia potvrdzujú postupné znižovanie svietivosti od roku 1850.[11]

Od roku1947je známe, že VY CMa je purpurová hviezda.[11]Počas 19. storočia pozorovatelia zistili prinajmenšom šesť diskrétnych komponentov VY CMa, čo naznačuje možnosť, že to jeviacnásobná hviezda.Tieto diskrétne komponenty predstavujú jasné oblasti vhmlovineokolo hviezdy. Pozorovania v roku1957a zobrazenie vo vysokom rozlíšení z roku1998odhalili, že VY CMa je samostatná hviezda.[11][12]

VY CMa je vysoko svietivá hviezdatypu Ms teplotou okolo 3000K,čo ju umiestňuje do pravého horného rohuHertzsprung-Russellovho diagramua to znamená, že to je veľmi vyvinutá hviezda. Kým sa nachádzala nahlavnej postupnosti,patrila do kategórie O[13]s hmotnosťou 15 - 35hmotností Slnka.[8]

Meranie vzdialenosti

[upraviť|upraviť zdroj]

Vzdialenosti hviezd sa dajú vypočítať pomocouparalaxypočas obehu Zeme okolo Slnka, ale VY CMa má veľmi malú paralaxu s veľkou možnosťou chyby, kvôli čomu je tento spôsob výpočtu nespoľahlivý.[14]

Charles J. LadaaMark J. Reidv roku1976publikovali objav jasnéhomolekulárneho oblaku15 uhlových minút východne od VY CMa. Na okraji jasne ohraničeného mraku pozorovali náhly poklesemisiíCOa zvýšenie jasu emisií12CO, čo naznačovalo možný zánik molekulárneho materiálu a zvýšené zahrievanie okraja mraku. Lada a Reid predpokladali, že vzdialenosť molekulárneho oblaku je približne rovnaká ako v prípade hviezd, ktoré patria dootvorenej hviezdokopyNGC 2362.Vzdialenosť NGC 2362 podľa diagramu farby a magnitúdy je 1,5 ± 0,5kiloparseku.[13]VY CMa sa nachádza na špičke okraja molekulárneho mraku, čo naznačuje je súvislosť s molekulárnym mrakom. Navyše rýchlosť mraku je veľmi blízka rýchlosti hviezdy. To ďalej znamená súvislosť hviezdy s mrakom a následne s NGC 2362, čo znamená, že VY CMa je tiež vzdialená 1,5 kpc.[15]Výsledok neskorších meraní vzdialenosti NGC 2362 bol 1,2 kpc.[16] Súčasné VLBI priame merania paralaxy VY CMa potvrdili vzdialenosť 1,1-1,2 kpc.[7][9]

Veľkosť

[upraviť|upraviť zdroj]
Sprava doľava: VY Canis Majoris v porovnaní sBetelgeuze,Rho Cassiopeiae,Pištoľovou hviezdouaSlnkom(príliš malé, aby bolo viditeľné). Viditeľné sú aj obežné dráhyJupiteraaNeptúna.
VY Canis Majoris je hyperobor triedy M

Profesorka Minessotskej univerzityRoberta M. Humphreysovápôvodne odhadla polomer VY CMa na 1 800 až 2 100 polomerov Slnka[17],čo by z nej urobilo najväčšiu hviezdu podľa polomeru. Ale novšie VLTI[8]priame merania udali polomer 1 420±120 slnečných polomerov.

Svietivosť

[upraviť|upraviť zdroj]

V roku2006použila prof. Humphreysová distribúciu spektrálnej energie a vzdialenosť VY CMa na výpočet jej jasnosti. Pretože väčšina žiarenia hviezdy prechádza prachom, ktorý ju obklopuje, zjednotila celkové toky z celej hmloviny a vypočítala, že VY Canis Majoris má svietivosť 5,6 × 105L☉.Súčasné odhady svietivosti pomocou viacerých metód udali svietivosť 3 × 105L☉.[17][18]

Hmlovina okolo hviezdy

[upraviť|upraviť zdroj]

VY Canis Majoris je obklopená rozľahlou hmlovinou, ktorá vykazuje znakykondenzácie.[12]Tie boli najskôr považované za ďalšie hviezdy. Intenzívny výskum s pomocouHubblovho vesmírneho teleskopuodhalil komplexnú štruktúru vlákien a oblúkov spôsobenú poslednýmierupciami.Táto štruktúra je podobná tej okolo žltého hyperobraIRC+10420,čo viedlo niektorých astronómov k záveru, že VY CMa sa stane podobným objektom[19]a neskôrWolf-Rayetovou hviezdou.[12]

Kontroverznosť

[upraviť|upraviť zdroj]
VY Canis Majoris vyvrhuje veľké množstvá plynu.[20]

Na vlastnosti VY CMa existujú konfliktné názory. Jeden pohľad je, že je to veľmi veľký a veľmi jasný červenýnadobor.Rôzne odhady veľkosti a jasu boli mimo hraníc súčasnej hviezdnej teórie. Veľkosť viac ako maximálna možná veľkosť hviezdy a teplota omnoho nižšia, akú by hviezda tohoto jasu mala mať. Iný pohľad[21]hovorí, že je to normálny červený nadobor s polomerom okolo 600 slnečných polomerov, a preto pohodlne zapadá do modelov hviezdnej štruktúry a vývoja.

VY Canis Majoris tiež prestavuje koncepčný problém definície povrchu a polomeru veľmi veľkých hviezd. S priemernou hustotou 0,000005 až 0,000010 kg/m³ je hviezda tisíckrát redšia akozemská atmosférav úrovni mora.

Externé odkazy

[upraviť|upraviť zdroj]

Referencie

[upraviť|upraviť zdroj]
  1. ↑abSIMBAD basic query result: VY Canis Majoris[online]. SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, [cit. 2013-01-23].Dostupné online.
  2. ↑abHipparchos catalogue: query form[online]. Cambridge Astronomical Survey Unit, 2006, [cit. 2009-03-10].Dostupné online.Archivované 2012-06-06 zoriginálu.
  3. ↑GCVS Query=VY CMa[online]. General Catalogue of Variable Stars @Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia,[cit. 2010-11-24].Dostupné online.
  4. ↑abcdeSIMBAD basic query result: VY Canis Majoris[online]. SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, [cit. 2009-03-07].Dostupné online.
  5. ↑abRadio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris.The Astrophysical Journal(The American Astronomical Society), 10 June 2005, s. 439–445.ISSN0004-637X.DOI:10.1086/429900.
  6. ↑Temporal variations of midinfrared spectra in late-type stars.The Astrophysical Journal(American Astronomical Society), 1 August 1998, s. 833–846.DOI:10.1086/305945.
  7. ↑abDistance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CM[online]. [Cit. 2012-05-19].Dostupné online.
  8. ↑abcdefghFundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry.Astronomy and Astrophysics,5 April 2012, s. L12.DOI:10.1051/0004-6361/201219126.
  9. ↑ab Y. K. Choi; Hirota, Tomoya; Honma, Mareki. Distance to VY VMa with VERA.Publications of the Astronomical Society of Japan(Publications Astronomical Society of Japan), 2008, s. 1007.
  10. ↑Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature.The Astrophysical Journal,1 August 2006, s. 1203–1208.DOI:10.1086/505025.
  11. ↑abcROBINSON, L. J.. Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris.Commission 27 of the I. A. U., Information Bulletin on Variable Stars(Konkoly Observatory, Budapest), 7 December 1971.
  12. ↑abcDiffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa.Astronomy and Astrophysics(European Southern Observatory), 27 October 1998, s. 39–42.
  13. ↑abCO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris.The Astrophysical Journal(American Astronomical Society), 1 January 1978, s. 95–104.DOI:10.1086/155758.
  14. ↑POGGE, Richard W..Stellar distances[online]. Ohio State University, 31 October 2006, [cit. 2009-03-20].Dostupné online.
  15. ↑The discovery of a molecular cloud associated with VY CMa.Bulletin of the American Astronomical Society(American Astronomical Society), March 1976, s. 322.
  16. ↑Monthly Notices of the Royal Astronomical Society,s. 518.
  17. ↑abHUMPHREYS, Roberta.VY Canis Majoris: the astrophysical basis of its luminosity.[s.l.]: [s.n.].
  18. ↑Spectrum of massive star VY Canis Majoris[online]. ESA Herschel, [cit. 2011-11-15].Dostupné online.Archivované 2011-08-29 zoriginálu.
  19. ↑The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant Vy Canis Majoris.The Astronomical Journal,February, 2001, s. 1111–1125.DOI:10.1086/318748.
  20. ↑HubbleSite: Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts
  21. ↑Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature.The Astrophysical Journal,1 August 2006, s. 1203–1208.DOI:10.1086/505025.

Encyklopédia astronómie Tento článok alebo jeho časť obsahuje heslo zEncyklopédie astronómies láskavým dovolením autorov a podporouSZA.

Zdroj: „https://sk.wikipedia.org/w/index.php?title=VY_Canis_Majoris&oldid=7943827“