VY Canis Majoris

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Buớc tưới chuyển hướng Bước tới tìm kiếm
VY Canis Majoris
Sun and VY Canis Majoris.png
Hình so sánh kích thước giữa Mặt Trời và VY Canis Majoris. (Click vào hình để thấy Mặt Trời)
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao Canis Major
Xích kinh 07h 22m 58.33s[1]
Xích vĩ −25° 46′ 03.17″[1]
Cấp sao biểu kiến (V)7.9607[2]
Các đặc trưng
Kiểu quang phổM3[1]-M5e Ia[3]
Chỉ mục màu B-V2.24[1]
Kiểu biến quangSemiregular[4]
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)49 ± 10[1] km/s
Chuyển động riêng (μ) RA: 9.84[1] mas/năm
Dec.: 0.75[1] mas/năm
Thị sai (π)1.78 ± 3.54[1] mas
Khoảng cách~4,900 ly
(~1,500[5] pc)
Chi tiết
Khối lượng~15[6]-25[7] M
Bán kính1.420 R
Độ sáng~2-5.6×105[8][9] L
Nhiệt độ~3000[9] K
Tên gọi khác

VY Canis Majoris (VY CMa) là một sao cực siêu khổng lồ tím nằm trong chòm sao Đại Khuyển (Canis Major). Đây là từng là ngôi sao có đường kính lớn nhất (nhỏ hơn NML CygniUY Scuti) được biết đến và một trong những ngôi sao sáng nhất.

Roberta M. Humphreys (2006) ước tính bán kính của VY CMa tương đương 1420 lần bán kính Mặt Trời. Nếu sao VY Canis Majoris thay chỗ cho Mặt Trời, Sao Thổ cũng sẽ lọt vào trong bề mặt ngôi sao này. Nếu chúng ta xem bán kính của VY Canis Majoris là khoảng 1420 Mặt Trời, thì ánh sáng sẽ phải mất 8 tiếng để đi hết một vòng chu vi của ngôi sao này. Hoặc nếu một con người có thể đi trên bề mặt của VY Canis Majoris, thì với tốc độ 3 dặm/giờ (4,8 km/giờ) và 8 giờ một ngày, người đó sẽ phải mất 650.000 năm để đi hết một vòng chu vi ngôi sao (so với 2 năm 11 tháng để đi hết một vòng Trái Đất).

Hiện tại có hai ý kiến tranh cãi về đặc tính của VY CMa. Theo Roberta M. Humphreys [10], VY CMa là một sao siêu khổng lồ đỏ rất lớn và rất sáng với bán kính khoảng 1800 tới 2100 lần bán kính Mặt Trời. Nhưng theo ý kiến của Massey, Levesque, & Plez[11], đây chỉ là một sao khổng lồ đỏ bình thường, với bán kính chỉ khoảng 600 lần bán kính Mặt Trời. Trong trường hợp này thì bề mặt của nó sẽ chỉ vượt qua quỹ đạo Sao Hỏa một chút.

Ngôi sao này rất có thể sẽ trở thành một siêu tân tinh vào năm 3200.

Khoảng cách

Từ Trái Đất tới VY CMa vào khoảng 1.5 kiloparsec (khoảng 5.000 năm ánh sáng). So sánh kích thước từ các hành tinh trong hệ Mặt Trời và các ngôi sao lân cận lần lượt theo kích thước tăng dần đến UY Scuti: 1. Sao Thủy < Sao Hỏa < Sao Kim < Trái Đất 2. Trái Đất < Sao Hải Vương < Sao Thiên Vương < Sao Thổ < Sao Mộc 3. Sao Mộc < Wolf 359 < Mặt Trời < Sirius 4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran 5. Aldebaran < Rigel < Antares < Betelgeuse 6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.< UY Scuti

Năm 1976, Charles J. Lada và Mark J. Reid đã công bố các quan sát về đám mây phân tử có vành sáng Sh2-310, nằm cách VY Canis Majoris 15 'về phía đông. Ở rìa của đám mây giáp với vành sáng, xảy ra sụ giảm khí CO đột ngột và tăng độ sáng lên 12

Sự phát thải CO đã được quan sát, cho thấy khả năng phá hủy vật liệu phân tử và gia nhiệt tăng cường ở giao diện đám mây tương ứng. Lada và Reid giả định khoảng cách của Sh2-310 xấp xỉ bằng khoảng cách của các ngôi sao, là thành viên của cụm mở NGC 2362, làm ion hóa vành. NGC 2362 có khoảng cách 1,5 ± 0,5 kiloparsecs (kpc) hoặc khoảng 4,890 ± 1,630 năm ánh sáng (ly) được xác định từ biểu đồ cường độ màu của nó. VY CMa được chiếu lên đỉnh của vành mây, gợi ý sự liên kết của nó với Sh2-310. Thêm vào đó, vận tốc của Sh2-310 rất gần với vận tốc của ngôi sao. Điều này tiếp tục cho thấy sự liên kết của ngôi sao với Sh2-310 và do đó với NGC 2362, có nghĩa là VY Canis Majoris ở cùng khoảng cách. [33] Một phép đo gần đây hơn về khoảng cách đến NGC 2362 cho 1,2 kpc hoặc khoảng 3.910 ly. [34]

Khoảng cách sao có thể được tính bằng cách đo thị sai khi quỹ đạo Trái đất quanh Mặt trời. Tuy nhiên, VY Canis Majoris có thị sai nhỏ do khoảng cách rất xa và các quan sát hình ảnh tiêu chuẩn có biên độ sai số quá lớn đối với một ngôi sao siêu cường với CSE mở rộng có ích, ví dụ, Danh mục Hipparcos (1997) đưa ra thị sai là 1,78 ± 3,54 milliarcs giây (mas), thu được khoảng cách 561,8 pc (1,832,34 ly). [35] Độ thị sai của VY CMa có thể được đo chính xác với độ chính xác cao từ việc quan sát các thợ xây bằng giao thoa kế cơ sở dài. Năm 2008, quan sát H

Các thợ xây 2O sử dụng giao thoa kế VERA từ Đài quan sát thiên văn quốc gia Nhật Bản đưa ra thị sai là 0,88 ± 0,08 mas, tương ứng với khoảng cách 1,14 + 0,11.090,09 kpc (khoảng 3.720 + 360−300 ly). [36] Vào năm 2012, các quan sát của SiO masers sử dụng giao thoa kế đường cơ sở rất dài (VLBI) từ Mảng đường cơ sở rất dài (VLBA) đã thu được độc lập một thị sai 0,83 ± 0,08 mas, tương ứng với khoảng cách 1,20 + 0,13.10.10 kpc (khoảng 3.910 + 423−326 ly). Các ước tính khoảng cách mới này ngụ ý rằng Sh2-310 ít xa hơn so với ước tính thông thường hoặc VY CMa là một đối tượng tiền cảnh.

Nhiệm vụ Gaia sẽ cung cấp thị sai thị giác với độ chính xác đủ để giới hạn khoảng cách đến VY CMa, nhưng giá trị giải phóng dữ liệu 2 .925,92 ± 0,83 mas không có ý nghĩa. [37]

Sư thay đổi :

VY Canis Majoris là một ngôi sao biến đổi thay đổi từ cường độ thị giác rõ ràng là 9,6 ở độ sáng tối thiểu đến cường độ 6,5 ở độ sáng tối đa với thời gian xung ước tính là 956 ngày. Trong Danh mục chung về các ngôi sao biến đổi (GCVS), nó được phân loại là một biến bán nguyệt của SRc loại phụ, biểu thị một siêu sao lạnh, mặc dù nó được phân loại là một ngôi sao biến đổi không đều loại LC trong Hiệp hội các quan sát viên biến đổi sao chậm của Mỹ (AAVSO) Chỉ số sao biến. Các giai đoạn khác của 1.600 và 2.200 ngày đã được bắt nguồn.

VY CMa đôi khi được coi là nguyên mẫu cho một nhóm các siêu sao OH / IR mất khối lượng lớn, khác biệt với các ngôi sao OH / IR khổng lồ không có triệu chứng phổ biến hơn.

Khối lượng và khối lượng bị mất theo thời gian :

Vì VY CMa không có ngôi sao đồng hành, nên khối lượng của nó không thể được đo trực tiếp thông qua các tương tác hấp dẫn. So sánh nhiệt độ hiệu dụng và độ chói của phép đo VY CMa so với các vệt tiến hóa đối với các ngôi sao lớn cho thấy khối lượng ban đầu là 25 ± 10 M☉ đối với một ngôi sao quay với khối lượng hiện tại là 15 M☉, hoặc 32 M☉ đối với một vật thể không quay ngôi sao có khối lượng hiện tại là 19 M☉, và tuổi là 8.2 triệu năm (MYr). Các nghiên cứu cũ hơn đã tìm thấy khối lượng ban đầu cao hơn nhiều (do đó cũng có khối lượng hiện tại cao hơn) hoặc khối lượng tiên sinh 40 406060 dựa trên ước tính độ chói cũ.

VY CMa có gió sao mạnh và đang mất rất nhiều vật chất do độ sáng cao và trọng lực bề mặt tương đối thấp. Nó có tỷ lệ mất khối lượng trung bình là 6 × 10−4 M☉ mỗi năm, con số cao nhất được biết đến và cao bất thường ngay cả đối với một siêu sao đỏ. Do đó, đây là một trong những ngôi sao quan trọng nhất để hiểu được và là ví dụ cho các thước phim về sự mất khối lượng lớn gần cuối sự tiến hóa của ngôi sao lớn. Tỷ lệ bay hơi hàng loạt có thể vượt quá 10−3 M☉ / năm trong các sự kiện thoát khối lượng hàng loạt dữ dội nhất.

Nhiệt độ:

Nhiệt độ hiệu quả của VY CMa là không chắc chắn nhưng vì quang phổ của VY CMa thay đổi, nên nhiệt độ cũng có thể thay đổi. Ước tính ban đầu về nhiệt độ của VY CMa giả định các giá trị dưới 3.000 K dựa trên lớp phổ của M5. Năm 2006, Tiến sĩ Philip Massey đã sử dụng môi trường mô hình MARCS để xác định trực tiếp nhiệt độ của VY CMa và tính toán rằng nhiệt độ gần chính xác của VY CMa cao tới 3.650 ± 25 K, tương ứng với lớp quang phổ M2.5 mặc dù VY CMa thường được coi là một ngôi sao M4-M5. Việc áp dụng lớp phổ của M4-M5 với thang đo nhiệt độ được đề xuất bởi Emily Levesque cho phạm vi từ 3,450 đến 3,535 K.

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

  1. ^ a ă â b c d đ e “SIMBAD basic query result: VY Canis Majoris”. SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 7 tháng 3 năm 2009. 
  2. ^ a ă “Hipparchos catalogue: query form”. CASU Astronomical Data Centre. Cambridge Astronomical Survey Unit. 2006. Truy cập 10 tháng 3 năm 2009. 
  3. ^ a ă Lipscy, S. J.; Jura, M.; Reid, M. J. (ngày 10 tháng 6 năm 2005). “Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris”. The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society) 626: 439–445. 
  4. ^ Monnier, J. D.; Geballe, T. R.; Danchi, W. C. (ngày 1 tháng 8 năm 1998). “Temporal variations of midinfrared spectra in late-type stars”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 502: 833–846. 
  5. ^ Lada, C. J.; Reid, M. (tháng 3 năm 1976). “The discovery of a molecular cloud associated with VY CMa”. Bulletin of the American Astronomical Society (American Astronomical Society) 8: 322. 
  6. ^ Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (ngày 27 tháng 10 năm 1998). “Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa”. Astronomy and Astrophysics (European Southern Observatory) 340: 39–42. 
  7. ^ Monnier, J. D.; Danchi, W. C.; Hale, D. S.; Lipman, E. A.; Tuthill, P. G.; Townes, C. H. (ngày 10 tháng 11 năm 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: 861–867. 
  8. ^ Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Lopez, B.; Cruzalebes, P.; Danchi, W. C.; Haniff, C. A. (ngày 10 tháng 2 năm 1999). “The last gasps of VY Canis Majoris: aperture synthesis and adaptive optics imagery”. The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 512: 351–361. doi:10.1086/306761. 
  9. ^ a ă Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (ngày 1 tháng 1 năm 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. 
  10. ^ http://www.arxiv.org/abs/astro-ph?papernum=0610433 Arvix.org
  11. ^ http://www.arxiv.org/abs/astro-ph?papernum=0604253 Arvix.org

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]