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大犬座VY
鎖定
- 中文名
- 大犬座VY
- 外文名
- VY Canis Majoris
- 別 名
- VY CMa
- 分 類
- 紅特超巨星
- 發現者
- 傑羅姆·拉朗德
- 發現時間
- 1801年3月7日
- 平均密度
- 5.33✕10-3 至 8.38✕10-3 g/m³
- 表面温度
- 3490 K(±90)
- 視星等
- 6.5 至 9.6 等
- 赤 經
- 07時22分58.33秒
- 赤 緯
- -25°46′03.24″
- 距地距離
- 3820 光年(+260 −230)
- 光譜型
- M3-M4.5(M2.5-M5e Ia) [1-3]
- 視星等(U)
- 12.01 [4]
- 視星等(B)
- 10.19 [4]
- 視星等(V)
- 7.95 [4]
- 視星等(J)
- 1.98 [4]
- 視星等(H)
- 0.44 [4]
- 視星等(K)
- 8.1 [5]
- U-B色指數
- +2.32 [6]
- B-V色指數
- +2.057 [7]
- V-R色指數
- +2.20 [6]
- 變星類型
- SRc或Lc [8-9]
- 徑向速度
- 41 km/s [10]
- 自 行
- 赤經:9.84 mas/yr 赤緯:0.75 mas/yr [7]
- 視 差
- 0.83±0.08 mas [11]
- 距 離
- 1,170(+80或-70)pc,3,820(+260或-230)ly [1]
- 絕對熱星等
- -9.4
- 恆星質量
- 17±8 M☉ [1]
- 半 徑
- 2,069 R☉ [1] [12-13]
- 熱光度
- 270,000±40,000,178,000(+40,900或-29,900)L☉ [12-14]
- 表面重力
- -0.6±0.4 cgs [1]
- 有效温度
- 3,940±90 K [1]
- 金屬丰度[Fe/H]
- -0.3 dex [15]
- 自轉速度
- 300 km/s [11]
大犬座VY命名與觀測
大犬座VY(VY Canis Majoris,VY CMa)首次觀測記錄是1801年3月7日,法國天文學家傑羅姆·拉朗德(Jérôme Lalande)將它以一顆視星等約8等恆星記錄在星表中。之後在19世紀、20世紀研究其光度時認為它的星等在1850年開始下降。自1847年開始已知大犬座VY是一顆緋紅色恆星。19世紀的觀測發現大犬座VY有至少6個明亮的分離區域,因此認為它可能是一個聚星。這些明亮區域其實是大犬座VY周圍氣體的明亮部分。大犬座VY的亮度變化於1931年首次被描述,當時它被列為視星等範圍9.5至11.5的長週期變星。
[16]
這顆變星在1939年被命名為大犬座VY,意為大犬座的第43顆變星。1957年的光學觀測和1998年的高分辨率觀測都確認大犬座VY沒有伴星。大犬座VY是一顆高光度的M型恆星,表面有效温度約3,490開,在赫羅圖位於右上角,因此它成為特超巨星的過程被認為是相當複雜。而它年輕時可能為一顆O9型主序星,質量大概為25±10倍太陽質量。
大犬座VY星周包層
大犬座VY被廣闊、密集的不對稱紅色反射星雲所包圍,恆星噴出到星雲的總質量為0.2~0.4倍太陽質量,基於DUSTY模型的氣體(由中心恆星排出的物質形成)温度為800開。星雲內殼的直徑為0.12角秒,對應到1200秒差距外相當於140天文單位(0.0022光年)。星雲外殼的直徑為10角秒,對應於12000天文單位(0.19光年)。這個星雲非常明亮,以至於在1917年用18釐米望遠鏡就可以發現,包含曾經被認為是伴星的緻密區。哈勃太空望遠鏡對其進行了廣泛的研究,結果表明星雲具有複雜的結構,其中包括由過去的恆星噴發引起的纖維狀和弧形結構。此結構類似於後紅超巨星(Post-red supergiant,Post-RSG)或黃特超巨星(Yellow hypergiant,YHG)IRC+10420周圍的星雲。這種相似性促使天文學家提出,大犬座VY將在赫羅圖(Hertzsprung-Russell diagram)上向藍演化,成為黃特超巨星,然後變為高光度藍變星(Luminous blue variable,LBV),最後變成沃爾夫―拉葉星(Wolf-Rayet star,WR)。
[17]
通過將哈勃太空望遠鏡的數據與從位於夏威夷的凱克望遠鏡獲得的數據相結合,可以大犬座VY周圍物質進行三維重建。這種重建表明,大犬座VY的質量損失比任何紅超巨星或紅特超巨星所預期的要複雜得多。顯然弓型和結節狀結構出現於不同的時間,這表明射流朝向是隨機的,源自恆星光球層活動區域發生的爆炸。光譜數據表明,射流以不同的速度離開恆星,這表明它們發生在不同的時間,並且起源於大犬座VY表面的不同區域。
[18]
推測在過去500~1000年內發生了多次不對稱質量損失事件以及最外層物質的噴射,而恆星附近的一個結節狀結構產生的時間不到100年。在恆星脆弱的外層中與磁場相關的強對流造成了質量損失。
[18]
這類似於太陽黑子和日冕物質拋射。
大犬座VY距離
恆星距離可以通過測量地球繞太陽公轉產生的視差來計算。但是,大犬座VY由於距離較遠而具有較小的視差,而標準視覺觀測結果的誤差範圍對於星周包層(Circumstellar envelope,CSE)擴展延伸過大的超大型恆星來説太大而無法使用。例如,根據1997年依巴谷星表(Hipparcos Catalog)中大犬座VY的視差數據1.78±3.54毫秒(mas),計算出的距離為561.8秒差距(1832.34光年)。
[19]
1976年查爾斯·拉達(Charles J. Lada)和馬克·裏德(Mark J. Reid)發表了對有明亮邊緣的分子云Sh2-310的觀測結果,位於大犬座VY以東15角分處。該分子云的邊緣有明亮的環,在邊緣處的CO發射光譜強度突然大幅下降,而且觀測到12CO發射光譜強度上升狀況,這兩個情況可能分別代表分子物質被破壞以及環與分子云之間有加熱現象。拉達和裏德假設分子云到地球的距離與疏散星團NGC 2362中的恆星到地球的距離相同,正是此星團將分子云Sh2-310邊緣環中的分子電離了。NGC 2362和地球的距離以顏色-星等圖(赫羅圖)判定是大約4890±1630光年。大犬座VY位於環的一角,因此它可能和分子云Sh2-310有關聯。此外,分子云的速度非常接近大犬座VY的徑向速度。這近一步顯示大犬座VY和分子云以及星團NGC 2362相關,這意味着大犬座VY距離也是大約4890光年。
大犬座VY的視差可以通過使用長基線干涉測量儀觀察到的天文物理邁射進行高精度測量。2008年,對H2O的觀測使用日本國家天文台的VERA干涉儀測量的天文物理邁射視差為0.88±0.08毫角秒(mas),對應計算出1140+110−90秒差距(大約3720+360-300光年)的距離。2012年,使用超長基線陣列(VLBA)的甚長基線干涉測量(VLBI)獨立觀測SiO天文物理邁射得出的視差為0.83±0.08毫角秒(mas),對應於1200+130−100秒差距的距離(大約3910 +423−326光年)。這些新的距離估計值意味着Sh2-310的距離不如通常估計的那麼遙遠,或者大犬座VY是Sh2-310的前景物體。蓋亞探測器任務本應提供足夠精確的視差,以確定與大犬座VY的距離,但第2版發佈數據(Gaia data release 2)中的視差數值−5.92±0.83毫角秒(mas)並沒有意義。
[20]
大犬座VY光譜分類
大犬座VY是一顆變星,其視星等最小亮度時約為9.6等,最大亮度時約為6.5等,估計脈動週期約為956天。
[8-9]
在變星星表(GCVS)中,它被歸類為SRc亞型的半規則變星,這表明它是一顆冷超巨星
[8]
,不過在美國變星觀測者協會(AAVSO)的變星指數中,它被歸類為LC型慢速不規則變星
[9]
。除此之外,其他的變化週期為1600
[21]
和2200
[22]
天。
大犬座VY是一顆高亮度M型恆星。然而,其氫線卻具有高光度藍變星天鵝座P的特徵,光譜以TiO波段為主,其強度分類為M5。H-alpha(Hα)線還不可見,還有中性元素如鈉和鈣的異常發射線。根據不同的光譜特徵確定的光度等級從II(亮巨星)到Ia(高超巨星)不等,折中的結果是M5eIbp。早期的分類嘗試還受到了被當做伴星的星雲狀氣體的干擾。
[23]
得出的光譜等級根據所研究的特徵而不同,光譜特徵也隨着時間的推移而明顯變化。它被認為比M2更冷,因而更紅,通常被歸入M3和M5之間
[2]
。有人給出了M2.5和M5這樣極端的分類。光度等級同樣也很混亂,通常只給出I,部分原因是光度等級在光譜的紅色和紅外部分定義得很不明確。不過,有一項研究給出的光度等級是Ia+,這意味着大犬座VY是一個特超巨星或光度極高的紅超巨星。
[24]
大犬座VY還發現有天文物理邁射在OH(1612 MHz),H2O(22235.08 MHz)和SiO(43122 MHz)處產生的發射線,這是典型的OH/IR星特徵。其他例如HCN,NaCl,PN,CH,CO,CH3OH,TiO和TiO2的許多分子也被檢測到。
[25]
大犬座VY有時被認為是一類質量損失嚴重的OH/IR超巨星的原型,與更常見的漸近巨星支OH/IR星不同。
大犬座VY物理特性
大犬座VY是一顆非常大且非常亮的恆星,是銀河系中最極端的恆星,其表面有效温度低於4000開(3730攝氏度)。儘管其確切的亮度和温度尚不確定,但的確位於赫羅圖的右上角,而恆星的大多數特性的確定直接取決於其距離。
大犬座VY光度
2006年蘿勃塔·韓福瑞以大犬座VY的光譜能量分佈距離計算它的光度。因為大多數輻射都被星周包層中的塵埃阻擋,韓福瑞的積分計算中把通過整個雲氣的總輻射計算進去,結果得出它的光度約為太陽的56萬倍。
大犬座VY的熱光度可以通過光譜能量分佈或熱光度通量計算出來,後者可以通過幾個可見光和紅外波段的測光確定。早期基於1500秒差距的假設距離計算的光度,給出的結果為太陽的20萬~56萬倍
[26-28]
,這相當接近或超出了經驗性的愛丁頓極限。2006年,明尼蘇達大學教授蘿勃塔·韓福瑞(Roberta M. Humphreys)整合了恆星氣體包層的總通量,通過積分計算其光度為太陽的43萬倍,因為來自恆星的大部分輻射都被周圍雲中的塵埃再處理了,使可見光波長變長而變成紅外線。
[29]
最近對光度的估計是基於1200秒差距以下的距離,推斷出低於太陽的35萬倍。
大犬座VY的大部分輻射是以紅外光的形式輻射的,輻射峯值在5~10微米處,這部分是由星周星雲對輻射的再處理造成的
[10]
,如果認為距離為1200秒差距,許多較早的光度估計與當前的光度估計一致。儘管大犬座VY是銀河系中最亮的恆星之一,但它的可見光大部分被星周包層中的氣體吸收,所以肉眼無法看到它,需要用望遠鏡才能觀測到。如果沒有光線被吸收,它將是一顆肉眼可見的恆星。
大犬座VY質量
由於大犬座VY沒有伴星,其質量無法通過引力相互作用直接測量。對大犬座VY的有效温度和熱光度與大質量恆星的演化軌跡的比較表明,假設它最初是一顆快速旋轉恆星,那麼它的初始質量可能為太陽的25(±10)倍,當前質量約為15倍太陽質量。若假設它為一顆慢速旋轉的恆星,那麼根據計算,它的初始質量可能約為太陽的32倍,而當前質量約為19
[1]
倍太陽質量,年齡約為820萬
[11]
年。較早的研究給出了更高的初始質量,或者根據舊的光度估計,大犬座VY的母星雲最初質量為太陽的40~60倍。
[11]
在新測定的半徑之下,有人認為如此大的恆星是由質量達到150倍太陽質量以上的超重恆星演化而成,然而事實上質量超過太陽60倍的恆星不可能經歷紅超巨星階段。一個質量達到太陽150倍的恆星,誕生之時擁有超過30000開的有效温度,它經過主序星後也會產生一定幅度的膨脹,成為藍特超巨星。但是即使膨脹到最大程度,它的半徑也只是太陽的400倍左右,表面温度仍在10000開以上。這樣的恆星是不會經過紅超巨星階段的,它短暫的生命不足以支撐它將外殼擴張到太陽直徑的2000多倍,而過於劇烈的核聚變反應也會導致它的外層被猛烈地噴射到太空中去,而不是像20倍太陽質量左右的恆星一般穩定的膨脹至太陽直徑的數千倍。
大犬座VY具有強大的恆星風,由於其極高的光度和相對較低的表面重力,它正在損失大量的物質。它的平均質量損失率約為每年0.0006太陽質量,是已知質量損失速率最高的恆星之一,即使對於紅超巨星來説也是異常巨大,這一點可以通過它廣闊的星周包層得到證明
[21]
[30]
。因此,它是理解大質量恆星演化末期的高質量損失事件的最重要的恆星之一。
[21]
在最劇烈的質量損失事件中,它的質量損失率可能超過每年0.001太陽質量。
[30]
更新的觀測結果則認為大犬座VY的質量約為太陽的17倍,通過物質流失率可以推斷出大犬座VY的初始質量。這顆紅特超巨星可能已經失去了超過主序星階段質量1/3的物質,因此大犬座VY在主序星階段可能是一顆質量約為25倍太陽質量的O9型星。
大犬座VY温度
大犬座VY的有效温度不確定,由於它的光譜等級在變化,其温度也可能變化。早期對它的温度的估計是基於M5的光譜等級,假設它的温度低於3000開。
[29]
[31]
2006年,它的温度被計算為高達3650±25開,對應的光譜等級為M2.5
[2]
,儘管大犬座VY通常被認為是一顆M4-M5的恆星。採用Emily Levesque提出的M4-M5的光譜等級和温度尺度,得出的温度範圍在3450到3535開之間。
大犬座VY體積
大犬座VY的半徑計算因該星周包層的氣體雲而變得非常複雜,同時大犬座VY也是一顆脈動變星,所以它的大小會隨着時間而變化。早期在紅外(K波段,波長為2.2微米)波段下對其半徑的直接測量得出了18.7±0.5毫角秒(mas)的角直徑,在假設距離為1500秒差距時其半徑則超過太陽的3000倍,大大超過了常規的紅超巨星
[31]
。然而,這很可能大於恆星的實際大小(恆星光球半徑),而且由於受到星周包層的干擾,估計的角直徑似乎過大。
[1]
[10]
[32]
2006-2007年,一項研究根據估計的43萬倍太陽光度和3200-3535開的有效温度,得出了其半徑為太陽的1800~2100倍的結果。
2011年3月6日和7日,利用甚大望遠鏡的干涉測量法,在近紅外波段處觀測了大犬座VY,並利用羅瑟蘭半徑計算出恆星的大小。該波段的光學深度為2/3,同時根據對距離的重新測量,測量結果分別為1140(+110或-90)和1200(+130或-100)秒差距
[11]
,直接測得其角直徑為11.3±0.3毫角秒。這些觀測的高光譜分辨率使得環星包層污染的影響被降到最低。然後,根據半徑得出其有效温度3490±90開,對應的光譜等級為M4,光度為27±4萬倍太陽光度,這是根據距離和測得的通量(6.3±0.3)×10-13W/c㎡
[1]
計算出來的。2013年底,松浦等人提出了一種競爭性的方法來計算包絡層內的恆星半徑,最終結果為約2069倍太陽半徑
[13]
,基於冷端估計採用的温度為2800開,光度則使用了太陽的23.7萬倍的數值。
[34]
大多數對大犬座VY的半徑估計被認為是光學光球的大小,而該恆星射電光球大小被估計為光學光球大小的兩倍。
[3]
儘管大犬座VY有着非常大的體積,但它的平均密度只有5.33~8.38毫克/立方米,不到地球海平面的大氣密度(1.2千克/立方米)的15萬分之一。
自20世紀中葉以來,大犬座VY就被認為是極端天體,儘管其真實性質尚不確定。大犬座VY的大小已經被更精確地計算出來,而其他一些銀河系和星系外的紅超巨星(和特超巨星),如史蒂文森2-18(Stephenson 2-18)、維斯特盧1-26(Westerlund 1-26)和大麥哲倫星系的WOH G64,則有更大的體積。然而,大犬座VY仍然被描述為具有明顯特徵的恆星中最大的半徑。另一個其他的估算結果基於Wittkowski半徑和Monnier半徑,得出大犬座VY的平均大小為2000倍太陽半徑。
[25]
大犬座VY演化
科學家發現大犬座VY是個臃腫的紅特超巨星,年齡小於1000萬年,但紅特超巨星的一生是短暫的。它已經失去了大量的質量,每年丟失的質量相當於0.0006太陽質量,而自身質量約為太陽的17倍。這個宇宙中的龐然大物已經進入了生命的末期,接近其恆星壽命最後階段,很有可能在10萬年內發生一次極超新星爆發結束。在這個過程中會迅速向外膨脹,導致噴發的大量物質進入太空中,形成行星狀星雲。
天文學家使用哈勃太空望遠鏡、歐洲南方天文台甚大望遠鏡對大犬座VY進行了跟蹤觀測,發現其周圍佈滿了丟失的質量物,塵埃雲和氣體雲離散分佈在周圍。根據發現觀測數據與理論推演,對大犬座VY的研究有助於瞭解此類超大質量恆星(如Pismis 24-1)的死亡過程。大犬座VY質量可能在17倍太陽質量左右,理論上會產生極超新星爆發形成黑洞或中子星,同時會釋放伽瑪射線暴,使星系部分區域受到破壞,毀滅附近數千光年內的生命。由於其距離較遠,地球不會受到干擾,生命也不會受到干擾。由於其釋放出的能量驚人,整個銀河系都會看到它的爆發。
[33]
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