| VY Canis Major | |||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Hvězda | |||||||||||||||||||||
| Srovnání velikosti Slunce a YV CMa | |||||||||||||||||||||
| Údaje z pozorování ( Epocha J2000.0 ) |
|||||||||||||||||||||
| rektascenzi | 07 h 22 m 58,33 s | ||||||||||||||||||||
| deklinace | −25° 46′ 3,17″ | ||||||||||||||||||||
| Vzdálenost | ~3900 St. let (~1170 ks ) [1] | ||||||||||||||||||||
| Zdánlivá velikost ( V ) | 7,9607 [2] (kolísá od 6,5 do 9,6 [3] ) | ||||||||||||||||||||
| Souhvězdí | Velký pes | ||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||
| Radiální rychlost ( Rv ) | 49±10 [4] km/s | ||||||||||||||||||||
| Správný pohyb | |||||||||||||||||||||
| • rektascenzi | 9,84 [4] mas za rok | ||||||||||||||||||||
| • deklinace | 0,75 [4] mas za rok | ||||||||||||||||||||
| paralaxa (π) | 1,78 ± 3,54 [4] hm | ||||||||||||||||||||
| Spektrální charakteristiky | |||||||||||||||||||||
| Spektrální třída | M4 (M3-M4.5) [1] [4] / M5Ia [5] | ||||||||||||||||||||
| Barevný index | |||||||||||||||||||||
| • B−V | 2.24 | ||||||||||||||||||||
| • U−B | 1,82 | ||||||||||||||||||||
| variabilita | SR [6] | ||||||||||||||||||||
| fyzikální vlastnosti | |||||||||||||||||||||
| Hmotnost | 17 ± 8 [1] M ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Poloměr | 1420 ± 120 [1] R ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Stáří | 8.2 Ma | ||||||||||||||||||||
| Teplota | 3490±90 [1] K | ||||||||||||||||||||
| Zářivost | ~270 000 [1] L ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Vlastnosti | g=2,17921*10^6 | ||||||||||||||||||||
| Kódy v katalozích | |||||||||||||||||||||
| VY Canis Majoris, YV CMa, HD 58061 [5] , HIP 35793 [2] | |||||||||||||||||||||
| Informace v databázích | |||||||||||||||||||||
| SIMBAD | data | ||||||||||||||||||||
| Hvězdný systém | |||||||||||||||||||||
|
Hvězda má několik složek. Jejich parametry jsou uvedeny níže: |
|||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||
| Zdroje: [4] | |||||||||||||||||||||
| Informace ve Wikidatech ? | |||||||||||||||||||||
| Mediální soubory na Wikimedia Commons | |||||||||||||||||||||
VY Canis Majoris ( lat. VY Canis Majoris , YV CMa) je extrémně na kyslík bohatý červený hyperobr nebo červený veleobr a pulzující proměnná hvězda nacházející se ve vzdálenosti 1,2 kiloparseků (3900 světelných let ) od Země v souhvězdí Velkého psa . Je to jedna z největších známých hvězd z hlediska poloměru, jeden z nejjasnějších a nejhmotnějších červených veleobrů a jedna z nejjasnějších hvězd v Mléčné dráze.
Poloměr YV CMa je asi 1420 krát větší než poloměr Slunce ( R ⊙ ), což je blízko Hayashiho limitu a je asi 3 miliardkrát větší než Slunce co do objemu. Pokud by byla YV CMa umístěna do Sluneční soustavy, přesahovala by oběžnou dráhu Jupiteru, ačkoli stále existují značné rozdíly v odhadech poloměru, přičemž některé z nich jsou větší než oběžná dráha Saturnu.
Hmotnost hvězdy se odhaduje na 17 ± 8 hmotností Slunce [ 1 ] , což ukazuje na zanedbatelnou průměrnou hustotu - činí 0,005–0,01 g/m³ (pro srovnání hustota vzduchu při 0 °C je 1292,9 g/m³ ) . Krychlový kilometr hvězdy má hmotnost přibližně 5-10 tun .
Údaje o vlastnostech hvězdy jsou protichůdné. Některé výsledky naznačují, že tato hvězda je velmi velký červený hyperobr [8] . Jiní říkají, že se jedná o nejběžnějšího červeného veleobra s průměrem pouze 600krát větším než Slunce, a nikoli 2000. V tomto případě se bude dále roztahovat [9] .
První známá pozorování VY Canis Major jsou zaznamenána v katalogu hvězd Josepha Jérôme de Lalande 7. března 1801, který uvádí YV CMa jako hvězdu sedmé velikosti . Další pozorování ukázala, že hvězda od roku 1850 stmívá [10] .
Od roku 1847 je známo, že YV CMa má karmínový odstín [10] . V 19. století našli pozorovatelé v YV CMa nejméně šest odlišných složek, což naznačuje možnost, že se jedná o vícenásobnou hvězdu . Tyto "součástky" jsou nyní známé jako světlé skvrny okolní mlhoviny. Vizuální pozorování v roce 1957 a snímky s vysokým rozlišením pořízené v roce 1998 ukázaly, že YV CMa nemá žádné doprovodné hvězdy [11] [10] .
YV CMa je hvězda s vysokou svítivostí spektrálního typu M s efektivní teplotou asi 3000 K a nachází se v pravém horním rohu Hertzsprung-Russellova diagramu . Předpokládá se, že jeho vývoj byl složitý. Než se VY CMa stal červeným veleobrem, byla hvězdou hlavní posloupnosti třídy O s hmotností mezi 30 a 40 M ⊙ [11] .
Vzdálenosti ke hvězdám jsou určeny jejich paralaktickým posunem , způsobeným pohybem pozorovatele spolu se Zemí kolem Slunce. YV CMa má však příliš malou paralaxu - na úrovni chyby měření - což činí tento způsob určování vzdálenosti nespolehlivým [12] .
V roce 1976 publikovali Charles J. Lada a Mark J. Reed objev jasného halo molekulárního oblaku 15 minut oblouku východně od YV CMa. Okraj tohoto mraku hraničí s jasným okrajem hvězdy. Prudký nárůst jasnosti záření spolu s poklesem emise plynu přivedl vědce k myšlence, že tento oblak je součástí mlhoviny NGC 2362 a nachází se ve stejné vzdálenosti jako blízké hvězdy, což je 1,5 ± 0,5 kpc a je určen Hertzsprung-Russellovým diagramem [13] .
YV CMa se promítá na špičku okraje molekulárního oblaku, což naznačuje jeho spojení s ním. Kromě toho je rychlost molekulárního oblaku velmi blízká rychlosti hvězdy. To opět ukazuje na spojení této hvězdy s molekulárním mračnem a následně s NGC 2362. To znamená, že YV CMa se také nachází ve vzdálenosti 1,5 kpc [14] .
Profesor Robert M. Humphreys z University of Minnesota odhaduje poloměr YV CMa na 1800-2100 slunečních paprsků [15] . Pokud je taková hvězda na místě Slunce, pak její povrch bude za dráhou Saturnu (asi 9 AU ). Pokud vezmeme v úvahu horní hranici VY poloměru Canis Major ve slunečním roce 2100, pak bude světlu trvat více než 8,5 hodiny , než kolem něj proletí, ve srovnání se Sluncem, které by obletělo 14,5 sekundy rychlostí světlo . Objem této hvězdy je 7⋅10 15krát větší než objem Země [16] .
Pokud je Slunce znázorněno jako koule o průměru jeden centimetr, pak s podobným poměrem bude průměr YV CMa 21 m (za předpokladu, že jeho poloměr je 2100 slunečních).
V roce 2006 Humphrey použil spektrální měření distribuce energie Canis Major VY k výpočtu jeho svítivosti. Protože většina záření pocházejícího z hvězdy je rozptýlena prachem v okolním mračnu, pak s přihlédnutím k integraci s celkovým tokem záření okolní mlhoviny výpočty ukázaly, že VY Canis Majoris má svítivost 4,3⋅10 5 L ⊙ [15] .
Existují dva protichůdné názory na vlastnosti YV CMa. Podle jednoho pohledu [15] je tato hvězda velmi velký a velmi jasný červený hyperobr . Podle jiných názorů [18] se jedná o obyčejného červeného veleobra s poloměrem asi 600 slunečních.
Svítivost YV CMa je stejně jako rozměry diskutabilní. Humphreys poukazuje na to, že zpracování fotometrie ve viditelné, červené a tepelné infračervené oblasti spektra je nedostatečné pro hvězdy s velkým množstvím cirkumstelárního prachu [15] .
VY Canis Major také ilustruje problémy určování „povrchu“ (a poloměru) velmi velkých hvězd. S průměrnou hustotou hmoty asi 0,005-0,01 g/m³ je hvězda tisíckrát méně hustá než dokonce zemská atmosféra na hladině moře. Když vezmeme v úvahu poloměr našeho Slunce, jeho koróna se nikdy nebere v úvahu , ale koróna Slunce je teplejší a hustší než "povrch" VY Canis Major. Přesný poloměr hvězdy proto ještě nebyl stanoven.
Hvězda, jak ukázaly studie, je nestabilní a většinu své hmoty vrhla do okolní mlhoviny . V budoucnu VY Canis Major buď exploduje jako supernova, nebo se okamžitě zhroutí do černé díry [19] .