La Superba

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm

La Superba (Y CVn, Y Canum Venaticorum) là một ngôi sao khổng lồ màu đỏ nổi bật trong chòm sao Canes Venatici. Nó là một ngôi sao carbonbiến bán nguyệt.

Tầm nhìn[sửa | sửa mã nguồn]

Đường cong ánh sáng Y Canum Venaticorum, bao gồm các phép đo quang điện RGB

La Superba là một ngôi sao biến thiên nửa vòng, thay đổi khoảng một độ lớn trong chu kỳ khoảng 160 ngày, nhưng với sự biến đổi chậm hơn trong phạm vi lớn hơn. Khoảng thời gian 194 và 186 ngày đã được đề xuất, với sự cộng hưởng giữa các thời kỳ.[1]

Y CVn là một trong những ngôi sao đỏ nhất được biết đến, và nó là một trong những ngôi sao carbon đỏ khổng lồ nhất. Đây là ngôi sao J sáng nhất được biết đến, là một loại sao carbon rất hiếm có chứa lượng lớn carbon-13 (nguyên tử carbon có 7 neutron thay vì 6 neutron thông thường). Nhà thiên văn học thế kỷ 19, Angelo Secchi, ấn tượng với vẻ đẹp của nó, đã đặt cho ngôi sao này cái tên chung.[2]

Tính chất[sửa | sửa mã nguồn]

CV CV và mô phỏng từ Celestia

Đường kính góc của La Superba đã được đo ở mức 13,81 mas.[3] Nó được dự kiến sẽ dao động nhưng điều này đã không được nhìn thấy trong các phép đo. Với 320pc, giá trị này tương ứng với bán kính 2,2 đơn vị thiên văn ([Chuyển đổi: Đơn vị bất ngờ])[Chuyển đổi: Số không hợp lệ]. Nếu nó được đặt ở vị trí của Mặt trời, bề mặt của ngôi sao sẽ vượt ra ngoài quỹ đạo của Sao Hỏa.

Nhiệt độ của La Superba được cho là khoảng 2.750 K, khiến nó trở thành một trong những ngôi sao lạnh nhất được biết đến. Nó có thể nhìn thấy rõ bằng mắt thường và màu đỏ rất rõ ràng trong ống nhòm.[2] Khi bao gồm bức xạ hồng ngoại, Y CVn có độ sáng gấp vài nghìn lần so với Mặt trời.

Sự phát triển[sửa | sửa mã nguồn]

Y Canum Venaticorum trong ánh sáng quang học

Sau khi các ngôi sao lớn gấp vài lần khối lượng mặt trời đã kết hợp hydro với helium trong lõi của chúng, chúng bắt đầu đốt cháy hydro trong vỏ bên ngoài lõi helium thoái hóa và mở rộng đáng kể sang trạng thái khổng lồ đỏ. Khi lõi đạt đến nhiệt độ đủ cao, nó sẽ bốc cháy dữ dội trong đèn flash helium, bắt đầu đốt cháy lõi helium trên nhánh ngang. Ngay cả khi helium lõi bị cạn kiệt, lõi carbon-oxy bị thoái hóa vẫn còn. Sự kết hợp tiếp tục trong cả vỏ hydro và heli ở các độ sâu khác nhau trong ngôi sao và ngôi sao làm tăng độ sáng trên nhánh khổng lồ không triệu chứng (AGB). La Superba hiện là một ngôi sao AGB.

Trong các ngôi sao AGB, các sản phẩm nhiệt hạch được di chuyển ra khỏi lõi bằng sự đối lưu sâu mạnh được gọi là nạo vét, do đó tạo ra sự dồi dào carbon trong bầu khí quyển bên ngoài nơi carbon monoxit và các hợp chất khác được hình thành. Các phân tử này có xu hướng hấp thụ bức xạ ở bước sóng ngắn hơn, dẫn đến phổ có màu xanh lam và tím thậm chí ít hơn so với người khổng lồ đỏ thông thường, tạo cho ngôi sao màu đỏ nổi bật.[4]

La Superba rất có thể trong giai đoạn cuối cùng hợp nhất nhiên liệu thứ cấp còn lại (helium) thành carbon và làm giảm khối lượng của nó với tốc độ gấp khoảng một triệu lần so với gió mặt trời. Nó cũng được bao quanh bởi lớp vỏ mỏng 2,5 năm của vật liệu bị đẩy ra trước đó, ngụ ý rằng tại một thời điểm, nó phải mất khối lượng nhanh hơn gấp 50 lần so với bây giờ. Do đó, La Superba dường như đã sẵn sàng đẩy các lớp bên ngoài của nó để tạo thành một tinh vân hành tinh, để lại phía sau lõi của nó dưới dạng một sao lùn trắng.[5]

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ Neilson, Hishing R.; Bỏ qua, Richard; Smith, Beverly J.; Henson, Gary; Adams, Alyssa M. (2014). "Bằng chứng về một cái đuôi và cung giống như Mira về cú sốc bán thường xuyên V CVn từ bốn thập kỷ đo phân cực". Thiên văn học & Vật lý thiên văn. 568: A88. arXiv: 1407,5644. Mã số: 2014A & A... 568A..88N. doi: 10.1051 / 0004-6361 / 201424037.
  2. ^ a ă "50 đối tượng Deep Sky cho ống nhòm 50mm". Thiên văn học hai mắt. Loạt thiên văn học thực tế của Patrick Moore. Năm 2007   107. doi: 10,1007 / 978-1-84628-788-6_9. Mã số   980-1-84628-308-6.
  3. ^ Quirrenbach, A.; Mozurkewich, D.; Hummel, C. A.; Buscher, D. F.; Armstrong, J. T. (1994). “Angular diameters of the carbon stars UU Aurigae, Y Canum Venaticorum, and TX PISCIUM from optical long-baseline interferometry”. Astronomy and Astrophysics 285: 541. Bibcode:1994A&A...285..541Q. 
  4. ^ Abia, C.; Dominguez, I.; Gallino, R.; Busso, M.; Masera, S.; Straniero, O.; De Laverny, P.; Plez, B.; Isern, J. (2002). “S‐Process Nucleosynthesis in Carbon Stars”. The Astrophysical Journal 579 (2): 817. Bibcode:2002ApJ...579..817A. arXiv:astro-ph/0207245. doi:10.1086/342924. 
  5. ^ Libert, Y.; Gérard, E.; Le Bertre, T. (2007). “The formation of a detached shell around the carbon star Y CVn”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 380 (3): 1161. Bibcode:2007MNRAS.380.1161L. arXiv:0706.4211. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12154.x. 

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]