VY Canis Majoris
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VY Canis Majoris
Mapa de la constelación de Canis Major.svg
Círculo rojo.svg
Ubicación de VY CMa (encerrado en un círculo rojo)
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónCan Mayor
Ascensión recta07 h 22 m 58.32877 s [1]
Declinación−25 ° 46 ′ 03.2355 ″ [1]
Magnitud aparente  (V)6,5–9,6 [2]
Caracteristicas
Etapa evolutivaHipergigante rojo
Tipo espectralM3 – M4.5 [3] (M2.5 [4] –M5e Ia [5] )
Magnitud aparente  (U)12.01 [6]
Magnitud aparente  (B)10.19 [6]
Magnitud aparente  (V)7,95 [6]
Magnitud aparente  (J)1,98 [6]
Magnitud aparente  (H)0,44 [6]
Magnitud aparente  (K)8.1 [7]
Índice de color U − B+2,32 [8]
Índice de color B − V+2.057 [1]
Índice de color V-R+2,20 [8]
Tipo variableSRc [2] o Lc [9]
Astrometria
Velocidad radial (R v )41 [10]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  9,84 [1]  mas / año
Dic .:  0,75 [1]  mas / año
Paralaje (π)0,83 ± 0,08 [11]  mas
Distancia~3.820+260
−230 Ly
(1,170+80
−70[3]  pc )
Detalles
Masa17 ± 8 [3]  M ☉
Radio1.420 ± 120, [12] [3] 2.069 [13] [14]  R ☉
Luminosidad270 000 ± 40 000, [3] 178.000+40,900
−29,900[15]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )-0,6 ± 0,4 [3]  cgs
Temperatura3490 ± 90 [3]  K
Metalicidad [Fe / H]−0,3 [16]  dex
Velocidad de rotación ( v  sen  i )300 [11]  km / s
La edad8.2 [11]  Myr
Otras designaciones
VY  CMa, HD  58061, HIP  35793, CD -25 4441, AAVSO  0718-25, IRAS  07209-2540, IRC  −30087, RAFGL  1111, SAO  173571, WDS  J07230-2546AB, 2MASS  J07225830-2546030
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

VY Canis Majoris (abreviado como VY CMa ) es una hipergigante roja (RHG) o supergigante roja (RSG) extremamente rica en oxígeno (rica en O ) y una estrella variable pulsante a 1,2 kiloparsecs (3.900 años luz ) del sistema solar en la ligera constelación sur de Canis Major . Es una de las estrellas más grandes conocidas , una de las supergigantes rojas más luminosas y masivas , y una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .

No se ha encontrado evidencia de que sea parte de un sistema estelar múltiple. Su gran exceso de infrarrojos (IR) lo convierte en uno de los objetos más brillantes en la parte local de la galaxia en longitudes de onda de 5 a 20 micrones (µm) e indica una capa de polvo o un disco calentado. [17] [18] Se trata de17 ± 8 veces la masa del Sol ( M ☉ ). Está rodeado por una compleja envoltura circunestelar asimétrica (CSE) causada por su pérdida de masa . Produce una fuerte emisión de máser molecular y fue uno de los primeros radiomáseres descubiertos. VY CMa está incrustado en la gran nube molecular Sh2-310 , una región H II de formación estelar grande y bastante local , cuyo diámetro es de 480 minutos de arco (′) o 681 ly (209 pc). [19] [20]

El radio de VY CMa es aproximadamente 1.420 veces el del Sol ( R ☉ ), que está cerca del máximo modelado, el límite de Hayashi , un volumen casi 8 mil millones de veces el del Sol. Tomando esta estimación del punto medio como correcta, un cuanto de luz que viaja a la velocidad de la luz tardaría 6 horas en dar la vuelta a su superficie, en comparación con los 14,5 segundos del Sol. [21] Si esta estrella reemplazara al Sol, su superficie estaría, según esta aproximación, más allá de la órbita de Júpiter . [4]

Historia de la observación

Retrato en busto de Jérôme Lalande en 1802

La primera observación conocida registrada de VY Canis Majoris está en el catálogo de estrellas del astrónomo francés Jérôme Lalande en 1801, [a] que la cataloga como una estrella de séptimo orden de magnitud . Otros estudios bastante frecuentes de su magnitud aparente implican que la luz de la estrella vista desde la Tierra se ha desvanecido desde 1850, lo que podría deberse a cambios en las emisiones o a que una parte más densa de sus alrededores se interponga ( extinción ). [22] Desde 1847, VY Canis Majoris ha sido descrita como una estrella carmesí . [22] Durante el siglo XIX, los observadores midieron al menos seis componentes discretos, lo que sugiere que podría ser una estrella múltiple.. Ahora se sabe que estas son zonas brillantes en la nebulosa huésped . Las observaciones en 1957 y las imágenes de alta resolución en 1998 prácticamente descartan cualquier estrella compañera . [22] [23]

Dando líneas espectrales entre paréntesis, la estrella es un fuerte emisor de OH (1612 MHz), H2O (22.235,08 MHz), y SiO (43,122 MHz) máseres , que se ha demostrado ser típico de una estrella OH / IR . [24] [25] [26] Moléculas, como HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH3OH , TiO y TiO2han sido detectados. [3] [27] [28] [29] [30]

La variación en el brillo de la estrella se describió por primera vez en 1931 cuando se incluyó (en alemán) como una variable de período largo con un rango de magnitud fotográfica de 9,5 a 11,5. [31] Se le dio la designación de estrella variable VY Canis Majoris en 1939, la 43ª estrella variable de la constelación de Canis Major. [32]

Alrededores

Imagen WFPC2 / HST que muestra la nebulosa asimétrica que rodea a VY CMa, que es la estrella central

VY Canis Majoris está rodeado por una nebulosa de reflexión roja asimétrica extensa y densa con una masa expulsada total de 0,2-0,4  M ☉ y una temperatura de800  kelvin basado en una atmósfera modelo DUSTY que ha sido formada por material expulsado de su estrella central. [33] La capa interior tiene un diámetro de 0,12  ", correspondiente a 140  AU (0,0022  ly ) para una estrella a 1.200 parsecs de distancia, mientras que la exterior está a 10", lo que corresponde a 12.000 AU (0,19 ly). [33] Esta nebulosa es tan brillante que fue descubierta en un cielo nocturno seco en 1917 con un telescopio de 18 cm, y tiene las condensaciones alguna vez consideradas como estrellas compañeras. [23] Se ha estudiado ampliamente con la ayuda del telescopio espacial Hubble.(HST), que muestra que la nebulosa tiene una estructura compleja que incluye filamentos y arcos, que fueron causados ​​por erupciones pasadas; la estructura es similar a la de la supergigante post-roja (Post-RSG) o la hipergigante amarilla (YHG) IRC +10420 . La similitud ha llevado al menos a dos artículos profesionales a proponer un modelo según el cual la estrella podría evolucionar hacia el azul en el diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) para convertirse en una hipergigante amarilla, luego en una variable azul luminosa (LBV) y finalmente en Wolf-Rayet. estrella ( estrella WR). [17] [23]

Mapa de la nube molecular gigante Sharpless 310 y sus alrededores

Combinando datos del citado telescopio con otros del Keck en Hawai fue posible realizar una reconstrucción tridimensional de la envolvente de la estrella. Esta reconstrucción mostró que la pérdida de masa de la estrella es mucho más compleja de lo esperado para cualquier supergigante o hipergigante roja. Quedó claro que los arcos y los nódulos aparecieron en diferentes momentos; los chorros están orientados aleatoriamente, lo que genera sospechas de que se derivan de explosiones de partes activas de la fotosfera. La espectroscopia demuestra que los chorros se alejan de la estrella a diferentes velocidades, confirmando múltiples eventos y direcciones como ocurre con las eyecciones de masa coronal. [34]Se deduce que varios eventos de pérdida de masa asimétrica y la expulsión del material más externo se produjeron en los últimos 500 a 1000 años, mientras que el de un nudo cerca de la estrella sería de menos de 100 años. La pérdida de masa se debe a una fuerte convección en las tenues capas externas de la estrella, asociadas con campos magnéticos . Las eyecciones son análogas a las eyecciones coronales del Sol, pero mucho más grandes que ellas . [10] [34] [35]

Distancia

Imagen combinada óptica e infrarroja de VY CMa. La estrella brillante en la parte superior derecha es τ Canis Majoris .
( ESO / Digitalizado Sky Survey 2 )
VLBA utilizado para derivar la estimación de distancia de 2011 de VY CMa

En 1976, Lada y Reid [b] publicaron observaciones de la nube molecular de borde brillante Sh2-310, que se encuentra a 15 ″ al este de la estrella. En su borde bordeado por el borde brillante, una disminución abrupta en la emisión de CO y un aumento en el brillo de la12
Se observaron emisiones de CO , lo que indica una posible destrucción de material molecular y un aumento del calentamiento en la interfaz nube-borde, respectivamente. Asumieron que la distancia de la nube es aproximadamente igual a la de las estrellas, que son miembros del cúmulo abierto NGC 2362 , que ionizan el borde. NGC 2362 podría estar en cualquier lugar en los rangos de1,5 ± 0,5  kiloparsecs (kpc) o4.890 ± 1.630 años  luz (ly) de distancia, según se determina a partir de su diagrama de color-magnitud . [36] Esta estrella se proyecta en la punta del borde de la nube, lo que sugiere fuertemente su asociación. Además, todos los vectores de velocidad de Sh2-310 están muy cerca de los de la estrella. Por tanto, existe una asociación física casi segura de la estrella con Sh2-310 y con NGC 2362 en todos los modelos estándar. [37]

Melnik y otros más tarde prefieren un rango centrado en 1,2 kiloparsecs (unos 3.900 años luz). [38]

Las distancias se pueden calcular midiendo el cambio de posición frente a objetos de fondo muy distantes a medida que el telescopio orbita alrededor del Sol. Sin embargo, esta estrella tiene una pequeña paralaje debido a su distancia, y las observaciones visuales estándar tienen un margen de error demasiado grande para que una estrella hipergigante con un CSE extendido sea útil, por ejemplo, el Catálogo Hipparcos de 1997 da una paralaje puramente teórica de1,78 ± 3,54  milisegundos de arco (mas), en el que la cifra "central" equivale a562  pieza (1.832 ly ). [39] El paralaje se puede medir con alta precisión a partir de la observación de máseres utilizando una interferometría de línea de base larga. En 2008, tales observaciones de H
2O masers que utilizaron interferometría VERA del Observatorio Astronómico Nacional de Japón dieron una paralaje de0.88 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,14+0,11
−0,09 kpc (sobre3.720+360
−300 ly ). [40] En 2012, las observaciones de máseres de SiO utilizando interferometría de línea de base muy larga (VLBI) de Very Long Baseline Array (VLBA) derivaron de forma independiente una paralaje de0.83 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,20+0,13
−0,10 kpc (sobre3.910+423
−326 ly ). [11] Esto implica que la nube (Sh2-310) es menos remota de lo que se pensaba o que la estrella es un objeto en primer plano. [19]

La misión Gaia proporciona paralaje altamente restringido a algunos objetos, pero los datos liberan el valor 2 de−5,92 ± 0,83 mas para esta estrella no es significativo. [41]

Variabilidad

VY Canis Majoris es una estrella variable que varía desde una magnitud visual aparente de 9,6 a un brillo mínimo a una magnitud de 6,5 a un máximo con un período pulsante estimado de 956 días. [2] [9] En el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) se clasifica como una variable semirregular del subtipo SRc, lo que indica una supergigante fría, [2] aunque se clasifica como una estrella variable irregular lenta de tipo LC en el Índice de estrellas variables de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO). [9] Otros períodos de 1.600 [42] y 2.200 [23] Se han derivado días.

VY CMa a veces se considera como el prototipo de una clase de supergigantes OH / IR con gran pérdida de masa , distintas de las estrellas OH / IR de ramas gigantes asintóticas más comunes . [43]

Espectro

El espectro de VY Canis Majoris es el de una estrella de clase M de alta luminosidad . Las líneas de hidrógeno, sin embargo, tienen perfiles P Cygni aptos para variables azules luminosas . El espectro está dominado por bandas de TiO cuyas fortalezas sugieren una clasificación de M5. La línea H-alfa (H α ) aún no es visible y hay líneas de emisión inusuales de elementos neutros como el sodio y el calcio . La clase de luminosidad determinada a partir de diferentes características espectrales varía de gigante brillante (II) a supergigante brillante(Ia), con un compromiso: como M5eIbp. Las viejas clasificaciones se confundieron con la interpretación de la nebulosidad circundante como estrellas compañeras. [44]

El actual sistema de clasificación espectral es inadecuado para las complejidades de esta estrella. La clase depende de cuál de sus complejas características espectrales esté acentuada. Además, las facetas clave varían con el tiempo en cuanto a esta estrella. Es más frío y por lo tanto más rojo que M2, y generalmente se clasifica entre M3 y M5. Una clase tan extrema como M2.5 apareció en un estudio de 2006. [4] La clase de luminosidad también se confunde y a menudo se da solo como I, en parte porque las clases de luminosidad están mal definidas en las porciones roja e infrarroja del espectro. Sin embargo, un estudio da una clase de luminosidad de Ia +, lo que significa una supergigante hipergigante o extremadamente luminosa. [45]

Propiedades físicas

VY Canis Majoris comparado con el Sol y la órbita de la Tierra
(Julio de 2008, desactualizado). Tamaños relativos de los planetas en el Sistema Solar y varias estrellas, incluyendo VY Canis Majoris:
1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra
2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Júpiter
3. Júpiter < Proxima Centauri < Sol < Sirio
4. Sirio < Pollux < Arcturus < Aldebarán
5. Aldebarán < Rigel < Antares< Betelgeuse
6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A <VY Canis Majoris.

Una estrella muy grande y luminosa, VY CMa se encuentra entre las estrellas más extremas de la Vía Láctea y tiene una temperatura efectiva por debajo de 4.000  K (3.730 ° C; 6.740 ° F). Ocupa la esquina superior derecha del diagrama HR, aunque su luminosidad y temperatura exactas son inciertas. La mayoría de las propiedades de la estrella dependen directamente de su distancia.

Luminosidad

La luminosidad bolométrica (L bol ) de VY CMa se puede calcular a partir de la distribución de energía espectral (SED) o el flujo bolométrico, que se puede determinar mediante fotometría en varias bandas visibles e infrarrojas . Los cálculos anteriores de la luminosidad basados ​​en una distancia asumida de 1,5 kpc (4.900 ly) dieron luminosidades entre 200.000 y 560.000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). [17] [36] [46] Esto está considerablemente muy cerca o más allá del límite empírico de Humphreys-Davidson . Un estudio dio casi un millón de  L ☉a una distancia de 2,1 kpc (6800 ly). [47] En 2006 se calculó una luminosidad de 430.000  L ☉ integrando los flujos totales de toda la nebulosa, ya que la mayor parte de la radiación procedente de la estrella es reprocesada por el polvo de la nube circundante. [35] Estimaciones más recientes de la luminosidad extrapolan valores por debajo de 350.000  L ☉ basados ​​en distancias por debajo de 1,2 kpc. [3] [40] [48]

La mayor parte de la salida de VY CMa se emite como radiación infrarroja, con una emisión máxima en 5–10  μm , que se debe en parte al reprocesamiento de la radiación por la nebulosa circunestelar. [10] [35] Muchas estimaciones de luminosidad más antiguas son consistentes con las actuales si se vuelven a escalar a la distancia de 1,2 kpc. [40] A pesar de ser una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea, gran parte de la luz visible de VY CMa es absorbida por la envoltura circunestelar, por lo que la estrella necesita un telescopio para ser observada. Quitando su envoltura, la estrella sería una a simple vista. [27]

Masa

Dado que esta estrella no tiene una estrella compañera, su masa no se puede medir directamente a través de interacciones gravitacionales. La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica en comparación con las pistas evolutivas de estrellas masivas sugiere que su masa inicial fue25 ± 10  M ☉ para una estrella giratoria pero masa actual 15  M ☉ —o 32  M ☉ al principio si no gira cayendo a los 19 M ☉ actuales  , [3] y una edad de 8.2 millones de años (Myr). [11] Estudios más antiguos han encontrado masas iniciales mucho más altas (por lo tanto también masas de corriente más altas) o una masa progenitora de 40-60  M ☉ basada en estimaciones de luminosidad antiguas. [17] [49]

Pérdida de masa

Imagen tomada por el ESO Es el Very Large Telescope muestra la nebulosa asimétrica alrededor VY CMa usando ESFERA instrumento. La estrella misma está oculta detrás de un disco oscuro. Las cruces son artefactos (efectos de lente) debido a las características del instrumento.

VY CMa tiene un fuerte viento estelar y está perdiendo mucho material debido a su alta luminosidad y su gravedad superficial bastante baja. Tiene una tasa de pérdida de masa promedio de6 × 10 −4  M ☉ por año, entre las más altas conocidas e inusualmente altas incluso para una supergigante roja, como lo demuestra su extensa envoltura. [33] [42] Por lo tanto, es un exponente para la comprensión de episodios de gran pérdida de masa cerca del final de la evolución de las estrellas masivas. [50] La tasa de pérdida de masa probablemente excedió10 −3  M ☉ / año durante los eventos de mayor pérdida de masa. [33]

La estrella ha producido grandes eventos de pérdida de masa, probablemente impulsados ​​por convección, que datan de 70, 120, 200 y 250 años antes de 2020. El cúmulo desprendido por la estrella en 1985-1995 es la fuente de emisión de hidroxilo máser. [51]

Temperatura

La temperatura efectiva de esta estrella es incierta. Algunos cambios de firma en su espectro corresponden a variaciones de temperatura. Las primeras estimaciones de la temperatura media asumieron valores por debajo de los 3000 K basados ​​en una clase espectral de M5. [46] [47] En 2006, se calculó que su temperatura era tan alta como3.650 ± 25 K , correspondiente a una clase espectral de M2.5, [4] sin embargo, esta estrella generalmente se considera como una estrella de M4 a M5. La adopción de las últimas clases con la escala de temperatura propuesta por Emily Levesque da un rango de entre 3450 y 3535 K. [52]

Tamaño

De derecha a izquierda: VY Canis Majoris en comparación con Betelgeuse , Rho Cassiopeiae , Pistol Star y el Sol (demasiado pequeño para ser visible en esta miniatura). También se muestran las órbitas de Júpiter y Neptuno.

El cálculo del radio de esta estrella se complica por su propia envolvente extensa. VY CMa también es una estrella pulsante; su tamaño cambia con el tiempo.

Estrella mas grande

VY Canis Majoris (la estrella más brillante de la imagen) y su complejo de nubes moleculares circundantes
( Observatorio Rutherfurd / Universidad de Columbia )

Se sabe que VY Canis Majoris es un objeto extremo desde mediados del siglo XX, aunque su verdadera naturaleza era incierta. [44] [53] A finales del siglo XX, se aceptó que era una supergigante roja posterior a la secuencia principal. Se había medido su diámetro angular y se encontró que era significativamente diferente dependiendo de la longitud de onda observada. Las primeras estimaciones significativas de sus propiedades mostraron una estrella muy grande. [54] [55]

Las primeras mediciones directas del radio en la longitud de onda del infrarrojo ( banda K = 2,2 µm) dieron un diámetro angular de18,7 ± 0,5 mas , correspondiente a radios superiores a 3000  R ☉ (2,1 × 10 9  km; 14 au; 1,3 × 10 9  mi) a una distancia todavía muy plausible de 1,5 kiloparsecs; un radio que empequeñece a otras hipergigantes rojas conocidas. [46] Sin embargo, esto probablemente sea mayor que el tamaño real de la estrella subyacente; esta estimación del diámetro angular se incrementa debido a la interferencia de la envolvente. [3] [10] [35] En 2006-07, el radio entre 1.800-2.100  R ☉ se ha derivado de la luminosidad preferida de 430.000  L ☉ y el rango de temperatura aún preferido de3.450-3.535  kelvin . [10] [35]

En contraste con la opinión predominante, un estudio de 2006, ignorando los efectos de la envoltura circunestelar en el flujo observado de la estrella, derivó una luminosidad de 60.000  L ☉ , lo que sugiere una masa inicial de 15  M ☉ y un radio de 600  R ☉ basado en un temperatura efectiva asumida de 3.650 K y distancia de1,5  kpc . Sobre esta base, consideraron a VY CMa y otra notable estrella hipergigante extremadamente fría, NML Cygni , como supergigantes rojas normales de tipo temprano. [4] [56] Afirman que anteriores luminosidades muy altas de500.000  L ☉ y radios muy grandes de 2.800–3.230  R ☉ [17] [57] (o incluso 4.000  R ☉ [23] ) se basaron en temperaturas efectivas por debajo de 3.000 K que eran irrazonablemente bajas. [4]

Casi de inmediato, otro artículo publicó una estimación de tamaño de 1.800-2.100  R ☉ y concluyó que VY CMa es una verdadera hipergigante. Esto utiliza la temperatura efectiva posterior bien revisada.3450–3535  kelvin , y una luminosidad de 430.000  L ☉ basada en la integración de SED y una distancia de1,5  kpc . [35]

En 2011, [c] la estrella fue estudiada en longitudes de onda del infrarrojo cercano utilizando interferometría en el Very Large Telescope . El tamaño de la estrella se publicó en su radio de Rosseland , fuera del cual la profundidad óptica cae por debajo de 2 ⁄ 3 , [58] dada la media de las dos distancias más modernas, similares pero distintas. [d] [11] [40] Su diámetro angular se midió directamente en11,3 ± 0,3 mas , por lo tanto, radio de1.420 ± 120  R ☉ dada una distancia de1,17+0,08
−0,07 kpc . La alta resolución espectral de estas observaciones permitió minimizar los efectos de la contaminación por capas circunestelares. Una temperatura efectiva de3.490 ± 90 K , correspondiente a una clase espectral de M4, se derivó entonces del radio y una luminosidad de270.000 ± 40.000  L ☉ que se basa en la distancia y un flujo medido de(6,3 ± 0,3) × 10 −13  W / cm 2 . [3]

La mayoría de estas estimaciones de radio se consideran como el tamaño del límite medio de la fotosfera óptica, mientras que se calcula que el tamaño de la estrella para la radio fotosfera es el doble. [5] A pesar de la masa y el tamaño muy grande (aunque algunas estimaciones dan tamaños más pequeños), VY CMa tiene una densidad media de 5,33 a 8,38 mg / m 3 (0,00000533 a 0,00000838 kg / m 3 ). Es más de 100.000 veces menos denso que la atmósfera terrestre al nivel del mar (1,2 kg / m 3 ).

En 2012, el tamaño se calculó con mayor precisión para ser algo menor, por ejemplo, 1.420  R ☉ , [3] lo que deja publicados y actualizados tamaños más grandes para otras supergigantes rojas galácticas y extragalácticas (e hipergigantes) como Westerlund 1-26 , WOH G64 y Stephenson 2-18 . Sin embargo, se describe que VY Canis Majoris tiene el mayor radio de estrellas bien caracterizadas. [59] [e] Una estimación realizada en 2013 basada en el radio de Wittkowski y el radio de Monnier puso el tamaño medio en 2000  R ☉ . [30]

A finales de 2013, Matsuura y otros presentaron un método competitivo para encontrar el radio dentro de la envolvente, poniendo la estrella en 2.069  R ☉ , basado en un extremo frío de las estimaciones de temperatura adoptada de 2.800 K y una luminosidad de 237.000  L ☉ . [14]

Evolución

VY Canis Majoris es una estrella muy evolucionada pero con menos de 10 millones de años (Myr). Algunos escritos antiguos contemplaban la estrella como una protoestrella muy joven o una estrella masiva anterior a la secuencia principal con una edad de solo 1 Myr y típicamente un disco circunestelar . [18] Probablemente ha evolucionado a partir de una estrella de secuencia principal O9 caliente y densa de 5-20  R ☉ (radios solares). [34] [36] [60] La estrella ha evolucionado rápidamente debido a su gran masa. Se estima que el tiempo transcurrido hasta la fase hipergigante roja es de entre 100.000 y 500.000 años, por lo que VY CMa había dejado su secuencia principal hace más de un millón de años.[11] [34]

La evolución futura de VY CMa es incierta, pero al igual que las supergigantes más geniales, la estrella ciertamente explotará como una supernova . Ha comenzado a fusionar helio en carbono en masa. [f] Al igual que Betelgeuse , está perdiendo masa y se espera que explote como una supernova dentro de los próximos 100.000 años; probablemente volverá a una temperatura más alta de antemano. [3] [59] [61] La estrella es muy inestable y tiene una pérdida de masa prodigiosa, como ocurre en las eyecciones.

Desde esta estrella, la emisión de CO coincide con la brillante capa de KI en su nebulosa asimétrica.

La estrella producirá:

  • una supernova de tipo IIn moderadamente luminosa y duradera (SN IIn)
  • una hipernova ; o un
  • supernova superluminosa (SLSN) comparable a SN 1988Z
  • o menos probable, una supernova de tipo Ib ), pero es poco probable que sea tan luminosa como SN 2006tf o SN 2006gy .

La explosión podría estar asociada con estallidos de rayos gamma (GRB) y producirá una onda de choque de una velocidad de unos pocos miles de kilómetros por segundo que podría golpear la envoltura de material circundante, causando una fuerte emisión durante muchos años después de la explosión. Para una estrella tan grande, el remanente probablemente sería un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones . [61]

Notas

  1. ^ el 7 de marzo
  2. ^ Charles J. Lada y Mark J. Reid
  3. ^ El 6 y 7 de marzo
  4. ^ 1,14+0,11
    −0,09     y 1,20+0,13
    −0,10     kpc     , ver arriba en Distancia
  5. ↑ Alcolea et al 2013 se refieren a VY CMa por tener el radio más alto "entre las estrellas bien caracterizadas de nuestra galaxia", refiriéndose a Wittkowski et al. Valor de 2012 de 1.420  R ☉ que se basa en las distancias de Choi et al. 2008 y Zhang et al. 2012 más un diámetro angular. Varias supergigantes rojas (o hipergigantes) son posiblemente más grandes, aunque podrían tener estimaciones de radio menos precisas.
  6. ^ una estrella de secuencia principal fusiona hidrógeno en helio.

Referencias y notas a pie de página

  1. ↑ a b c d e Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID  18759600 .
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enlaces externos

  • Imagen VLT de los alrededores de VY Canis Majoris vista con SPHERE www.eso.org
  • Los astrónomos mapean los estallidos masivos de una estrella hipergigante , HubbleSite NewsCenter, 2007-01-08
  • "¿Cuál es la estrella más grande del universo?" , Fraser Cain, Universe Today , publicado 2008-04-06, actualizado 13 de mayo de 2013

Coordenadas : Mapa del cielo 07 h 22 m 58,33 s , −25 ° 46 ′ 03,17 ″

  • Amos, Jonathan (27 de noviembre de 2009). "Estrella colosal de 'huellas dactilares' del telescopio Herschel" . BBC News . Consultado el 30 de noviembre de 2009 . La agonía de una de las estrellas más grandes conocidas por la ciencia ha sido espiada por el telescopio espacial europeo Herschel .
  • Estructura y evolución de las estrellas. "Conferencia 16: El FMI, quema de litio, perfiles P Cygni y pérdida de masa" (PDF) . Consultado el 29 de junio de 2018 .
  • Archivo de la página A-5 del tutorial de percepción remota
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