Русская Википедия:VY Большого Пса

Материал из Онлайн справочника
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Шаблон:Звезда VY Большого Пса (Шаблон:Lang-la, VYШаблон:NbspCMa) — чрезвычайно богатый кислородом красный гипергигант или красный сверхгигант и пульсирующая переменная звезда, расположенная на расстоянии 1,2 килопарсеков (Шаблон:Ly) от Земли в созвездии Большого Пса. Это одна из самых больших известных звёзд по радиусу, один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, а также одна из самых ярких звёзд в Млечном Пути.

Радиус VYШаблон:NbspCMa примерно в Шаблон:Num больше радиуса Солнца (Шаблон:Радиус Солнца), что близко к пределу Хаяси и по объёму примерно в 3 млрд раз больше Солнца. Если разместить VYШаблон:NbspCMa в Солнечной системе, она простиралась бы за пределы орбиты Юпитера, хотя все ещё существуют значительные вариации в оценках радиуса, причём по некоторым из них это расстояние больше, чем орбита Сатурна.

Масса звезды оценивается в Шаблон:Val Солнца[1], что указывает на ничтожно малую среднюю плотность — она составляет 0,005—0,01Шаблон:Nbspг/м³ (для сравнения, плотность воздуха при 0 °C составляет Шаблон:Num). Кубический километр звезды имеет массу примерно Шаблон:S.

Данные о свойствах звезды противоречивы. Некоторые результаты указывают на то, что эта звезда — очень большой красный гипергигант[2]. Другие — на то, что это самый обычный красный сверхгигант с диаметром лишь в Шаблон:Num больше солнечного, а не вШаблон:Nbsp2000. В этом случае он будет расширяться и дальше[3].

Природа VY Большого Пса

Первые известные наблюдения VY Большого Пса зафиксированы в звёздном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда 7 марта 1801 года, в котором VYШаблон:NbspCMa указана как звезда седьмой звёздной величины. Дальнейшие наблюдения показали, что с 1850 года звезда тускнела[4].

Начиная с 1847 года, о VYШаблон:NbspCMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок[4]. В XIX веке наблюдатели обнаруживали у VYШаблон:NbspCMa по крайней мере шесть отдельных компонентов, предполагая возможность того, что это кратная звезда. Сейчас известно, что эти «компоненты» являются яркими участками окружающей звезду туманности. Визуальные наблюдения в 1957 году и изображения с высоким разрешением, сделанные в 1998 году, показали, что у VYШаблон:NbspCMa нет звёзд-спутников[5][4].

VYШаблон:NbspCMa является звездой с высокой светимостью спектрального классаШаблон:NbspM с эффективной температурой около Шаблон:Num и располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Предполагается, что её эволюция была сложной. До превращения в красный сверхгигант VYШаблон:NbspCMa была звездой главной последовательности [[Спектральные классы звёзд#Класс O|классаШаблон:NbspO]] с массой отШаблон:Nbsp30 до Шаблон:Num[5].

Измерение расстояния

Расстояния до звёзд определяют по их параллактическому смещению, вызванному движением наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Однако VYШаблон:NbspCMa имеет слишком малый параллакс — на уровне погрешности измерений — что делает этот способ определения расстояния ненадёжным[6].

В 1976 году Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали открытие яркого ореола молекулярного облака в 15Шаблон:Nbspминутах дуги к востоку от VYШаблон:NbspCMa. Край этого облака граничит с ярким ободом звезды. Резкое увеличение яркости излучения вместе со снижением выброса газа натолкнуло учёных на мысль о том, что данное облако является частью туманности [[NGCШаблон:Nbsp2362]] и находится на том же расстоянии, что и расположенные рядом звёзды, составляющем Шаблон:Val и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела[7].

VYШаблон:NbspCMa проецируется на кончик обода молекулярного облака, предполагая её связь с ним. В дополнение к этому, скорость молекулярного облака очень близка к скорости звезды. Это ещё раз указывает на связь этой звезды с молекулярным облаком, и, следовательно, с NGCШаблон:Nbsp2362. Это означает, что VYШаблон:NbspCMa также расположена на расстоянии Шаблон:Num[8].

Размер

[[Файл:Rho Cassiopeiae Sol VY Canis Majoris - 2019-05-14.svg|thumb|250px|right|Справа налево: VYШаблон:NbspCMa по сравнению с Бетельгейзе, [[Ро Кассиопеи|ρШаблон:NbspКассиопеи]], звездой Пистолет и Солнцем (слишком малым, чтобы быть видимым на этой иллюстрации). Также показаны орбиты Юпитера (красная) и Нептуна (синяя).]] Профессор Роберт М. Хамфрис из университета Миннесоты оценивает радиус VYШаблон:NbspCMa в 1800—2100 солнечных[9]. Если такая звезда окажется на месте Солнца, то её поверхность окажется за орбитой Сатурна (около Шаблон:Num). Если учесть верхний предел радиуса VY Большого Пса в 2100 солнечных, то на её облёт свету понадобится более Шаблон:Num, по сравнению с Солнцем, облёт которого со скоростью света занял бы Шаблон:Num. Объём этой звезды в Шаблон:Val больше объёма Земли[10].

Если Солнце представить в виде шара диаметром в один сантиметр, то при аналогичном соотношении диаметр VYШаблон:NbspCMa составит Шаблон:Num (при оценке её радиуса в 2100 солнечных).

Светимость

В 2006 году Хамфри использовал спектральные измерения распределения энергии VY Большого Пса, чтобы вычислить её светимость. Так как большая часть излучения, идущего от звезды, рассеивается пылью в окружающем облаке, то, учитывая интеграцию с суммарным потоком излучения окружающей туманности, расчёты показали, что VY Большого Пса имеет светимость Шаблон:Val[9].

Споры

Файл:VY Canis Majoris.jpg
VY Большого Пса выбрасывает огромное количество газа во время своей вспышки[11].

Есть два противоречивых мнения о свойствах VYШаблон:NbspCMa. По одной точке зрения[9], эта звезда является очень большим и очень ярким красным гипергигантом. По другим мнениям[12], это обычный красный сверхгигант с радиусом около 600 солнечных.

Светимость VYШаблон:NbspCMa, как и размеры, дискуссионна. Хамфрис указывает, что обработка фотометрии в видимой, красной и тепловом инфракрасной области спектра недостаточна для звёзд с большим количеством околозвёздной пыли[9].

VY Большого Пса также иллюстрирует проблемы определения «поверхности» (и радиуса) очень больших звёзд. Имея среднюю плотность вещества около 0,005—0,01Шаблон:Nbspг/м³, звезда в тысячи раз менее плотная, чем даже атмосфера Земли на уровне моря. При учёте радиуса нашего Солнца никогда не учитывают его корону, но корона Солнца горячее и плотнее, чем «поверхность» VY Большого Пса. Поэтому точный радиус звезды до сих пор не установлен.

Эволюция

Звезда, как показали исследования, неустойчива и сбросила большую часть своей массы в окружающую её туманность. В будущем VY Большого Пса взорвётся как сверхновая, либо сразу сколлапсирует в чёрную дыру[13].

См. также

Примечания

Шаблон:Примечания

Литература

  • Monnier, J. D.; Danchi, W. C.; Hale, D. S.; Lipman, E. A.; Tuthill, P. G.; Townes, C. H. (November 10, 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 (2): 861—867. arXiv: astro-ph/0007393. Bibcode 2000ApJ…543..861M. doi: 10.1086/317126
  • Monnier, J. D.; Tuthill, P. G.; Lopez, B.; Cruzalebes, P.; Danchi, W. C.; Haniff, C. A. (February 10, 1999). «The last gasps of VY Canis Majoris: aperture synthesis and adaptive optics imagery». The Astrophysical Journal (American Astronomical Society) 512 (1): 351—361. arXiv: astro-ph/9810024. Bibcode 1999ApJ…512..351M. doi: 10.1086/306761.

Ссылки

Шаблон:Звёзды созвездия Большого Пса

Партнерские ресурсы
Криптовалюты
Магазины
Хостинг
Разное

  1. ↑ Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Wittkowski_vlti не указан текст
  2. ↑ Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity Шаблон:Wayback, Архив препринтов arxiv.org
  3. ↑ Philip Massey, Emily M. Levesque, Bertrand Plez Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Temperature Шаблон:Wayback, Архив препринтов arxiv.org, проверено 05-15-07
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Robinson, L. J. (December 7, 1971). «Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris Шаблон:Wayback». Commission 27 of the I. A. U., Information Bulletin on Variable Stars (Konkoly Observatory, Budapest) (599).
  5. ↑ 5,0 5,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок семь не указан текст
  6. ↑ Pogge, Richard W. «Stellar distances» Шаблон:Wayback. Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies and the Universe. Ohio State University.
  7. ↑ Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (January 1, 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. Bibcode 1978ApJ…219…95L. doi: 10.1086/155758
  8. ↑ Lada, C. J.; Reid, M. (March 1976). «The discovery of a molecular cloud associated with VYШаблон:NbspCMa». Bulletin of the American Astronomical Society (American Astronomical Society) 8: 322.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок девять не указан текст
  10. ↑ Объём радиуса Шаблон:Num составляет Шаблон:Val; для сравнения, объём Земли составляет Шаблон:Val, а отношение объёмов — Шаблон:Val, или 11,4Шаблон:Nbspквадриллионов
  11. ↑ Шаблон:Cite web
  12. ↑ Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (August 1, 2006). «Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature». The Astrophysical Journal 646 (2): 1203—1208. arXiv: astro-ph/0604253 Шаблон:Wayback. Bibcode 2006ApJ…646.1203M Шаблон:Wayback. doi: 10.1086/505025
  13. ↑ Шаблон:Cite web
Источник — http://wikihandbk.com/ruwiki/index.php?title=Русская_Википедия:VY_Большого_Пса&oldid=8855562