VY Большого Пса (VY CMa) — красная гипергигантская звезда, расположенная на расстоянии около 3820 световых лет от Земли в созвездии Большого Пса. Это одна из крупнейших известных звезд, радиус которой, по оценкам, по меньшей мере в 1420 раз превышает радиус Солнца. Гипергигант — это пульсирующая переменная звезда. Имеет видимую звездную величину, которая варьируется от 6,5 до 9,6.
VY Большого Пса — один из самых массивных и ярких красных сверхгигантов, известных в Млечном Пути. Это одиночная звезда, без каких-либо известных спутников. Звезда окружена сложной околозвездной оболочкой, образованной из материала, выброшенного с поверхности звезды.
Тип звезды
VY Большого Пса — богатая кислородом красная сверхгигантская звезда со звездной классификацией M2.5 – M5e Ia. Она имеет массу, примерно в 17 раз превышающую массу Солнца, а радиус в 1420 раз превышающий солнечный. По некоторым оценкам, радиус звезды достигает 2069 солнечных радиусов.
При температуре поверхности около 3 200 ºС сверхгигант примерно в 270 000 раз ярче Солнца. По оценкам некоторых астрономов, светимость звезды значительно ниже и составляет около 178 000 солнечных светимостей.
VY CMa — очень быстро вращается вокруг своей оси. Прогнозируемая скорость вращения составляет 300 км/с. Предполагаемый возраст звезды составляет всего 8,2 миллиона лет.
VY Большого Пса обладает сложными спектральными характеристиками, которые современная система звездной классификации не может полностью описать. В то время как звезда обычно классифицируется как звезда с высокой светимостью M-типа, линии водорода в ее спектре имеют профили P Лебедя. Они указывают на светящуюся голубую переменную звезду, такую как P Лебедя, Эта Киля, S Золотой Рыбы, Wray 17-96, звезда Пистолет.
Профиль P Лебедя характеризуется наличием как поглощения, так и излучения в профиле одной и той же спектральной линии, что указывает на наличие газовой оболочки, удаляющейся от звезды. В спектре VY CMa преобладают полосы оксида титана (II) (TiO). На основе сильных сторон этих полос звезде присваивается классификация M5.
При эффективной температуре ниже 3 200 ºС VY Большого Пса занимает верхний правый угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Диаграмма HR представляет собой точечный график звезд на разных стадиях эволюции, который показывает взаимосвязь между их эффективными температурами и спектральными типами, с одной стороны, и их светимостями (абсолютными величинами), с другой. Поскольку точная температура и светимость VY CMa зависят от расстояния до звезды, они остаются неопределенными, как и другие свойства звезды.
В то время как VY CMa обычно присваивается класс светимости сверхгиганта (I) или гипергиганта (Ia +), иногда её классифицируют как яркий гигант (II) на основе различных спектральных характеристик.
VY Большого Пса классифицируется как переменная звезда. Гипергигант светит с магнитудой 6,5 при максимальной яркости и с магнитудой 9,6 при минимальной. Его яркость меняется из-за пульсаций. Предполагаемый период пульсаций составляет 956 дней.
Общий каталог переменных звезд (GCVS) перечисляет VY Большого Пса как полурегулярную переменную звезду (тип SRc), в то время как Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд (AAVSO) классифицирует ее как медленную нерегулярную переменную (тип Lc).
Полурегулярные переменные типа SRc обычно являются сверхгигантами. Они демонстрируют периодичность в изменениях яркости, иногда прерываемую неравномерностями. В класс входят многие известные красные сверхгиганты, такие как: Бетельгейзе, VV Цефея, Mю Цефея, VX Стрелеца, AH Скорпиона, NML Лебедя и Рас Альгети.
Медленные нерегулярные переменные не проявляют периодичности. Хорошо известные примеры звезд типа Lc включают Эниф в созвездии Пегаса, Антарес в созвездии Скорпиона и TZ Кассиопеи в Кассиопее.
Размер VY Большого Пса
Предполагаемый радиус VY Большого Пса составляет 1420±120 солнечных радиусов. Объекту, движущемуся со скоростью света, потребуется 6 часов, чтобы обойти вокруг VY CMa. Тому же объекту потребовалось бы всего 14,5 секунд, чтобы сделать круг вокруг Солнца.
Оценка радиуса пульсирующего красного сверхгиганта или гипергиганта усложняется тем фактом, что радиус звезды изменяется с пульсациями. Околозвездная оболочка выброшенного материала затрудняет получение точных измерений звезды.
Радиус VY CMa считается размером оптической фотосферы звезды. Размер радиофотосферы звезды в 2 раза превышает размер оптической фотосферы. Несмотря на то, что звезда VY CMa большая и массивная, её средняя плотность составляет всего 5,33 – 8,38 мг/м3, что более чем в 100 000 раз меньше плотности атмосферы Земли на уровне моря.
Радиус в 1 420 раз больше солнечного был получен на основе наблюдений звезды в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием спектроинтерферометрического прибора AMBER на Очень Большом Телескопе (ОБТ). Размер VY CMa соответствовал его росселандскому радиусу, где оптическая глубина падает ниже 2/3. Та же команда вывела начальную массу в 25 масс Солнца для вращающейся звезды или 32 массы Солнца для невращающейся звезды.
Диаметр VY CMa близок к пределу Хаяси. Это теоретическое ограничение на максимальный радиус для данной массы звезды, которая находится в гидростатическом равновесии, где внутреннее притяжение гравитации эквивалентно внешнему давлению газа.
Оценки радиуса VY CMa сильно различались в последние десятилетия. Исследование, опубликованное в 2006 году, дало значение около 600 солнечных радиусов с температурой 3 400 ºС и светимостью в 60 000 раз превышающей солнечную.
Однако большинство более ранних оценок были намного выше, некоторые даже превышали 3 000 солнечных радиусов. В исследованиях, опубликованных в 2006 и 2007 годах были получены размеры в 1 800-2 100 солнечных радиусов на основе расчетной температуры 3 200-3 300 ºС и светимости в 430 000 раз больше, чем у нашей звезды.
В исследовании 2014 года использовался радиус в 2 069 солнечных радиусов и яркость в 237 000 раз превышающая солнечную, с температурой 2 550 ºС при анализе спектра звезды в дальнем инфракрасном диапазоне и субмиллиметровой молекулярной эмиссионной линии.
VY Большого Пса когда-то была самой большой известной звездой. До сих пор считается, что она больше многих других гигантов, включая Бетельгейзе (764-1021 R☉), Антарес (680 R☉), Мю Цефей (972 R☉). Однако, она не такая большая, как красные гипергиганты Стивенсон 2-18 (2150 R☉) и NML Лебедя (1639 R☉ или 2770 R☉). Размер VY Большого Пса сопоставим с размером WOH G64 (1540 R☉), сверхгиганта в Большом Магеллановом облаке (БМО).
Температура VY Большого Пса
Точная температура поверхности VY Большого Пса неизвестна. Температура звезды меняется, вызывая изменения в спектре. Принятое в настоящее время значение 3 200±90 ºС основано на спектроинтерферометрических наблюдениях звезды в ближнем инфракрасном диапазоне с помощью прибора AMBER в сочетании с высокоточными оценками расстояния до звезды.
Более ранние оценки предполагали температуру ниже 3 000 ºС на основе звездной классификации M5. В 2006 году в исследовании была получена эффективная температура 3 400 ºС на основе спектрального класса M2.5, но звезде обычно присваивается классификация от M4 до M5, что соответствует температуре между 3 200 и 3 300 ºС.
Светимость звезды VY CMa
Светимость VY Большого Пса неизвестна. По последним оценкам, светимость составляет около 270 000 или 178 000 солнечных светимостей. Большая часть света звезды поглощается и перерабатывается околозвездной оболочкой, и большая часть энергии, выделяемой звездой, находится в инфракрасной части спектра. Без оболочки VY CMa была бы видна невооруженным глазом с расстояния 3 820 световых лет.
VY Большого Пса когда-то считался более удаленным, и оценки его светимости варьировались от 200 000 до 560 000 раз больше, чем у Солнца. В одном исследовании даже было получено почти миллион солнечных светимостей на расстоянии 6 800 световых лет. Эти значения близки к пределу Хамфриса-Дэвидсона — максимальной светимости звезды в гидростатическом равновесии. Как только звезда превышает этот предел, она запускает мощный, управляемый излучением звездный ветер из своих внешних слоев.
Масса VY Большого Пса
VY Большого Пса имеет массу примерно в 17 раз превышающую массу Солнца, с погрешностью около 8 масс Солнца. Масса звезды не может быть измерена напрямую, потому что у VY CMa нет спутников.
В исследовании фундаментальных свойств VY CMa в 2012 году была получена начальная масса 25 солнечных с вращением или 32 массы без вращения. Значения основаны на наблюдениях с помощью прибора AMBER и сравниваются с эволюционными треками для массивных звезд. VY Большого Пса, вероятно, потеряла около половины своей первоначальной массы.
Как и другие развитые массивные звезды, VY CMa является крайне нестабильной звездой. Она испытывает огромную потерю массы из-за низкой поверхностной гравитации и высокой светимости, которые вызывают сильный звездный ветер. Средняя скорость потери массы звезды составляет 6×10-4 массы Солнца в год, что является одним из самых высоких известных показателей. Во время наибольших выбросов VY CMa могла выбрасывать более 10-3 солнечных масс в год.
Несмотря на то, что это одна из самых больших известных звезд, VY Большого Пса даже отдаленно не относится к числу самых массивных. При массе около 17 масс Солнца она даже близко не подходит к нынешним рекордсменам Вестерхауту 49-2 (250 М☉), BAT99-98 (226 М☉), R136a1 (196 М☉) и R136a3 (155 М☉) в Большом Магеллановом Облаке. Она также менее массивна, чем красный сверхгигант NML Лебедя (40 М☉). Масса VY CMa сопоставима с массой Бетельгейзе (16,5 – 19 М☉) и Мю Цефея (19,2).
VY Большого Пса, вероятно, более массивна, чем Антарес (11-14, 3 М☉) и UY Щита (7-10 М☉) — предыдущий обладатель звания самой большой известной звезды.
Расстояние
VY Большого Пса находится примерно в 3 820 световых годах от Земли. Расстояние оценивается на основе сокращения в 2007 году данных, полученных с помощью спутника Европейского космического агентства (ЕКА) Hipparcos, который измерял движения, положения, расстояния и цвета звезд с 1989 по 1993 год.
В 1976 году К. Дж. Лада и М. Рейд обнаружили молекулярное облако примерно в 15 угловых минутах к востоку от VY CMa. Они обнаружили, что облако, каталогизированное как Sh2-130, имело скорость, аналогичную скорости звезды, что указывает на то, что они физически связаны друг с другом, а также с близлежащим скоплением Тау Большого Пса (NGC 2362). Исследователи предположили, что VY CMa находится на том же расстоянии, что и молодое скопление, примерно в 1,5 килопарсеках (4830 ± 970 световых лет) от нас. Считается, что скопление Тау Большого Пса ионизирует край Sh2-310, в то время как VY Большого Пса проецируется на край края туманности.
По более поздним оценкам, звезда находится на расстоянии около 3900 световых лет (1,2 килопарсека) от нас. Расстояние получено на основе точных измерений параллакса, проведенных в 2008 году и в 2012 году.
Жизненный цикл
Несмотря на то, что возраст VY Большого Пса составляет менее 10 миллионов лет. Эта звезда на поздней стадии своего эволюционного цикла. Она быстро израсходовала свой запас ядерного топлива из-за своей большой массы и эволюционировала от главной последовательности более миллиона лет назад. Сейчас он превращает гелий в углерод.
Считается, что гипергигант произошел от горячей, светящейся голубой звезды главной последовательности спектрального типа O9 с радиусом в 5-20 раз превышающим солнечный. Она проведет в общей сложности 100 000 — 500 000 лет в фазе красного гипергиганта, прежде чем встретит свой конец как яркая сверхновая.
Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл показали, что детали асимметричной туманности, окружающей VY CMa, были похожи на детали в туманности вокруг желтого гипергиганта V1302 Орла (IRC +10420) в созвездии Орла. Это привело ученых к мысли, что VY CMa может эволюционировать в синем направлении на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и сначала станет желтым гипергигантом, за которым последует фаза в виде светящейся синей переменной (LBV) и, в конечном счете, звездой Вольфа-Райе.
Сверхновая
Ожидается, что VY Большого Пса погаснет как сверхновая в течение следующих 100 000 лет. Она может породить сверхновую типа IIn, сверхсветовую сверхновую (SLSN), гиперновую или, что менее вероятно, сверхновую типа Ib. Когда они подходят к концу своей жизни, большие звезды, такие как VY CMa, имеют тенденцию оставлять после себя черную дыру, а не нейтронную звезду.
Сверхновые типа IIn относительно редки. Обычно они создаются светящимися синими переменными. Прародители испытывают повышенную эпизодическую потерю массы незадолго до того, как у них образуется железоникелевое ядро и они разрушаются. Обозначение «n» указывает на наличие узких или средней ширины линий выброса водорода, которые, в свою очередь, указывают на наличие газовой оболочки вокруг звезды, сформированной из ранее выброшенного материала. Выброс сверхновой сильно взаимодействует с газом, создавая линии излучения водорода в спектрах.
Взрыв сверхновой может вызвать гамма-всплески. Это вызовет ударную волну, которая ударит по околозвездной оболочке со скоростью несколько тысяч километров в секунду и заставит ее долго светиться.
Факты о звезде VY Большого Пса
Первое известное наблюдение VY Большого Пса было сделано французским астрономом Жеромом Лаландом 7 марта 1801 года. Лаланд внес VY CMa в свой звездный каталог как звезду 7-й величины.
Известно, что VY Большого Пса красного цвета с 1847 года. Наблюдения, сделанные в течение двух столетий после открытия, показали, что звезда постепенно угасала. К 1917 году два отдельных наблюдения Герена и Перрина дали визуальные величины от 8 до 8 ½, а в 1935 и 1937 годах Флорья и Робинсон сообщили о 9,3 и 8,3.
Причиной постепенного уменьшения видимой звездной величины может быть исчезновение, когда более плотная часть околозвездной оболочки затеняет свет звезды. Падение яркости также может быть вызвано изменением самого излучения.
Если бы звезда VY Большого Пса находилась в центре нашей Солнечной системы, она поглотила бы все планеты до орбиты Сатурна. Этот монстр, которого уместно назвать красным гипергигантом, такой же яркий, как 300 000 Солнц.
| Наблюдательные данные | |
|---|---|
| Расстояние | ~3900 св. лет (~1170 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | 7,9607 (варьирует от 6,5 до 9,6) |
| Созвездие | Большой Пёс |
| Физические характеристики | |
| Масса | 17 ± 8 M⊙ |
| Радиус | 1420 ± 120 R⊙ |
| Возраст | 8,2 млн лет |
| Температура | 3490±90 K |
| Светимость | ~270,000 L⊙ |
| Свойства | g=2.17921*10^6 |
| Коды в каталогах | |
| VY Canis Majoris, YV CMa, HD 58061, HIP 35793 | |
