stringtranslate.com

VY Canis Majoris

VY Canis Majoris (abreviado como VY CMa ) es una hipergigante o supergigante roja extremadamente rica en oxígeno (RHG o RSG rica en O) y una estrella variable pulsante a 1,2 kiloparsecs (3900 años luz ) del Sistema Solar en la constelación ligeramente austral de Can mayor . 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 de 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. [14] [15] Se trata de17 ± 8 veces la masa del Sol ( M ☉ ). Está rodeado por una compleja envoltura circunestelar (CSE) asimétrica provocada 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 gran región H II de formación estelar bastante local ; su diámetro: 480 minutos de arco (′) o 681 ly (209 pc). [16] [17]

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 3 mil millones de veces el del Sol. [3] Si se toma como correcta esta estimación del punto medio, un objeto que viaje a la velocidad de la luz tardaría 6 horas en recorrer su superficie, en comparación con los 14,5 segundos del Sol. [18] Si esta estrella reemplazara al Sol, su superficie estaría, según esta aproximación, más allá de la órbita de Júpiter . [3]

Historia observacional

Retrato en busto de Jérôme Lalande en 1802

La primera observación conocida de VY Canis Majoris se encuentra en el catálogo de estrellas del astrónomo francés Jérôme Lalande en 1801, [b] que la enumera como una estrella de séptimo orden de magnitud . Otros estudios bastante frecuentes sobre 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 la interposición de una parte más densa de su entorno ( extinción ). [19] Desde 1847, VY Canis Majoris ha sido descrita como una estrella carmesí . [19] 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 son zonas brillantes en la nebulosa anfitriona . Las observaciones de 1957 y las imágenes de alta resolución de 1998 prácticamente descartan la existencia de estrellas compañeras . [19] [20]

Dando líneas espectrales entre paréntesis, la estrella es un fuerte emisor de OH (1612 MHz), H2O (22235,08 MHz) y SiO (43122 MHz) , que se ha demostrado que es típico de una estrella OH/IR . [21] [22] [23] Moléculas, como HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH
3OH , TiO y TiO
2han sido detectados. [3] [24] [25] [26] [27] [ citas excesivas ]

La variación en el brillo de la estrella se describió por primera vez en 1931, cuando fue catalogada (en alemán) como una variable de período largo con un rango de magnitud fotográfica de 9,5 a 11,5. [28] Se le dio la designación de estrella variable VY Canis Majoris en 1939, la 43ª estrella variable de la constelación de Canis Major. [29]

Mapa de la nube molecular gigante Sharpless 310 y sus alrededores

Combinando datos del mencionado telescopio con otros del Keck en Hawaii fue posible realizar una reconstrucción tridimensional de la envoltura 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 al azar, lo que hace sospechar que provienen 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. [30] Se deduce que se han producido múltiples eventos de pérdida de masa asimétrica y la eyección del material más externo en los últimos 500 a 1.000 años, mientras que la de un nudo cerca de la estrella sería menos de 100 años. La pérdida de masa se debe a una fuerte convección en las tenues capas exteriores de la estrella, asociada a campos magnéticos . Las eyecciones son análogas a las eyecciones coronales del Sol , pero mucho más grandes. [9] [30] [31]

Distancia

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

En 1976, Lada y Reid [c] 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, se observa una abrupta disminución de las emisiones de CO y un aumento del brillo de la12
Se observaron emisiones de CO , lo que indica una posible destrucción del material molecular y un mayor calentamiento en la interfaz nube-borde, respectivamente. Supusieron 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  kilopársecs (kpc) o4.890 ± 1.630  años luz (ly) de distancia según lo determinado a partir de su diagrama de color-magnitud . [32] Esta estrella se proyecta sobre la punta del borde de la nube, lo que sugiere fuertemente su asociación. Además, todos los vectores de velocidad de Sh2-310 están muy próximos a 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. [33] Sh2-310 además de contener VY Canis Majoris y NGC 2362 [34] también alberga las nebulosas oscuras , LDN 1660, [35] LDN 1664, [36] y LDN 1667. [34] Sh2-310 también es anfitrión a las estrellas Tau Canis Majoris [37] , que es el miembro más brillante de NGC 2362, [38] UW Canis Majoris y HD 58011 [37] que, junto con VY Canis Majoris [39], se cree que son probables fuentes de ionización de gases en Sh2-310. [37] El propio Sh2-310 está ubicado en el borde exterior del Brazo de Orión de la Vía Láctea . [34]

Melnik y otros prefieren más tarde un rango centrado en 1,2 kiloparsecs (unos 3.900 años luz). [40]

Las distancias se pueden calcular midiendo el cambio de posición frente a objetos de fondo muy distantes mientras el telescopio orbita alrededor del Sol. Sin embargo, esta estrella tiene un paralaje pequeño 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 proporciona un paralaje puramente teórico de1,78 ± 3,54  milisegundos de arco (mas), en los que la cifra "central" equivale a562  piezas (1.832 años al año ). [41] El paralaje se puede medir con gran precisión a partir de la observación de máseres utilizando una interferometría de línea de base larga. En 2008, tales observaciones de H
2O másers que utilizan interferometría VERA del Observatorio Astronómico Nacional de Japón dieron un paralaje de0,88 ± 0,08 mas , correspondiente a una distancia de1.14+0,11
−0,09 kpc (sobre3.720+360
−300 ly ). [42] 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 un paralaje de0,83 ± 0,08 mas , correspondiente a una distancia de1.20+0,13
−0,10 kpc (sobre3.910+423
−326 ly ). [10] Estos implican que la nube (Sh2-310) está menos remota de lo que se pensaba o que la estrella es un objeto en primer plano. [16]

La misión Gaia proporciona paralajes altamente restringidos para algunos objetos, pero los datos publican el valor 2 de−5,92 ± 0,83 mas para esta estrella no es significativo. [43]

Variabilidad

Una curva de luz de banda visual para VY Canis Majoris, a partir de datos de AAVSO [44]

VY Canis Majoris es una estrella variable que varía desde una magnitud visual aparente de 9,6 en brillo mínimo hasta una magnitud de 6,5 en máximo con un período pulsacional estimado de 956 días. [2] [8] En el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) está clasificada como una variable semirregular de subtipo SRc, lo que indica una supergigante fría, [2] aunque está clasificada 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). [8]  Se han derivado otros plazos de 1.600 [45] y 2.200 [20] 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 rama gigante asintóticas más comunes . [46]

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 luminosas de color azul . 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 desde gigante brillante (II) hasta supergigante brillante (Ia), con un compromiso: como M5eIbp. Las antiguas clasificaciones se confundían con la interpretación de la nebulosidad circundante como estrellas compañeras. [47]

El actual sistema de clasificación espectral es inadecuado para las complejidades de esta estrella. La clase depende de cuáles de sus características espectrales complejas están acentuadas. Además, las facetas clave de esta estrella varían con el tiempo. Es más frío y, por tanto, más rojo que M2, y normalmente se clasifica entre M3 y M5. En un estudio de 2006 apareció una clase tan extrema como M2,5. [4] La clase de luminosidad también se confunde y a menudo se indica sólo 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 hipergigante o una supergigante extremadamente luminosa. [48]

Propiedades físicas

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

VY CMa, una estrella muy grande y luminosa, se encuentra entre las estrellas más extremas de la Vía Láctea y tiene una temperatura efectiva por debajo de 4000  K (3730 °C; 6740 °F). Ocupa la esquina superior derecha del diagrama HR, aunque su luminosidad y temperatura exactas son inciertas. La mayoría de las propiedades de una estrella dependen directamente de su distancia.

Luminosidad

La luminosidad bolométrica ( Lbol ) de VY CMa se puede calcular a partir de la distribución de energía espectral o flujo bolométrico, que se puede determinar a partir de fotometría en varias bandas visibles e infrarrojas . Cálculos anteriores de la luminosidad basados ​​​​en una distancia supuesta de 1,5 kpc (4900 ly) dieron luminosidades entre 200.000 y 560.000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). [14] [32] [49] Esto está considerablemente muy cerca o más allá del límite empírico de Humphreys-Davidson . Un estudio proporcionó casi un millón de  L ☉ a una distancia de 2,1 kpc (6800 ly). [50] En 2006 se calculó una luminosidad de 430.000  L ☉ integrando los flujos totales sobre toda la nebulosa, ya que la mayor parte de la radiación procedente de la estrella es reprocesada por el polvo de la nube circundante. [31] Estimaciones más recientes de la luminosidad extrapolan valores por debajo de 350.000  L ☉ basándose en distancias por debajo de 1,2 kpc. [3] [42] [51]

La mayor parte de la producción de VY CMa se emite como radiación infrarroja, con una emisión máxima en5 a 10  μm , que se debe en parte al reprocesamiento de la radiación por parte de la nebulosa circunestelar. [9] [31] Muchas estimaciones de luminosidad más antiguas son consistentes con las actuales si se vuelven a escalar a la distancia de 1,2 kpc. [42] 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 visible a simple vista. [24]

Masa

Dado que esta estrella no tiene estrella compañera, su masa no se puede medir directamente mediante interacciones gravitacionales. La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica con las trayectorias evolutivas de estrellas masivas sugiere que su masa inicial era25 ± 10  M ☉ para una estrella en rotación pero con una masa actual de 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). [10] Estudios más antiguos han encontrado masas iniciales mucho más altas (por lo tanto, también masas actuales más altas) o una masa progenitora de 40 a 60  M ☉ según antiguas estimaciones de luminosidad. [14] [52]

Pérdida masiva

Imagen tomada por el Very Large Telescope de ESO que muestra la nebulosa asimétrica alrededor de VY CMa utilizando el instrumento SPHERE . 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, una de las más altas conocidas e inusualmente alta incluso para una supergigante roja, como lo demuestra su extensa envoltura. [53] [45] Es, por tanto, un exponente de la comprensión de los episodios de gran pérdida de masa cerca del final de la evolución estelar masiva. [54] La tasa de pérdida de masa probablemente superó10 −3  M ☉ /año durante los eventos de mayor pérdida de masa. [53]

La estrella ha producido grandes eventos de pérdida de masa, probablemente impulsados ​​por convección, hace 70, 120, 200 y 250 años. La masa desprendida por la estrella entre 1985 y 1995 es la fuente de su emisión de máser de hidroxilo. [55]

Temperatura

La temperatura efectiva de esta estrella es incierta. Algunos cambios característicos en su espectro corresponden a variaciones de temperatura. Las primeras estimaciones de la temperatura media asumieron valores inferiores a 3000 K basándose en una clase espectral de M5. [49] [50] 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 suele considerarse como una estrella de M4 a M5. La adopción de estas últimas clases con la escala de temperatura propuesta por Emily Levesque da un rango de entre 3.450 y 3.535 K. [56]

Tamaño

De derecha a izquierda: VY Canis Majoris comparado con Betelgeuse , Rho Cassiopeiae , la estrella Pistola 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 VY CMa se complica por la extensa envoltura circunestelar de la estrella. VY CMa también es una estrella pulsante, por lo que su tamaño cambia con el tiempo. Las mediciones directas anteriores del radio en la longitud de onda infrarroja ( 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 supuesta de 1,5 kpc, considerablemente mayor de lo esperado para cualquier supergigante roja o hipergigante roja. [49] Sin embargo, esto es probablemente mayor que el tamaño real de la estrella subyacente y la estimación del diámetro angular parece excesivamente grande debido a la interferencia de la envoltura circunestelar. [31] [9] [3] En 2006-2007, radios de 1800-2100  R ☉ se derivaron de la luminosidad estimada de 430 000  L ☉ y temperaturas de 3450-3535 K. [31] [9]

Los días 6 y 7 de marzo de 2011, se observó VY CMa en longitudes de onda del infrarrojo cercano mediante interferometría en el Very Large Telescope . El tamaño de la estrella se calculó utilizando el radio de Rosseland , la ubicación en la que la profundidad óptica es 2 ⁄ 3 , [57] con dos distancias modernas de1.14+0,11
−0,09y1.20+0,13
−0,10 kpc . [42] [10] Su diámetro angular se midió directamente en11,3 ± 0,3 mas , que corresponde a un radio de1.420 ± 120  R ☉ a 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] A finales de 2013, se determinó  un radio de 2.069  R ☉ , basado en una temperatura adoptada bastante fría de 2.800 K y una luminosidad de 237.000 L ☉ . [58]

La mayoría de las estimaciones de radio de VY CMa se consideran el tamaño de la fotosfera óptica , mientras que se calcula que el tamaño de la estrella para la radiofotosfera es el doble que el tamaño de la estrella de la fotosfera óptica. [5] A pesar de su masa y tamaño muy grande (aunque algunas estimaciones dan tamaños más pequeños), VY CMa tiene una densidad promedio 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 ).

estrella mas grande

VY Canis Majoris (la estrella más brillante en la imagen) y el complejo de nubes moleculares que lo rodea
( 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. [47] [59] A finales del siglo XX, se aceptó que se trataba de una supergigante roja posterior a la secuencia principal. Se midió 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 que se trataba de una estrella muy grande. [60] [61]

Las primeras mediciones directas del radio en la longitud de onda infrarroja ( 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 aún muy plausible de 1,5 kiloparsecs; un radio que eclipsa a otras hipergigantes rojas conocidas. [49] Sin embargo, esto es probablemente mayor que el tamaño real de la estrella subyacente; esta estimación del diámetro angular se ve aumentada por la interferencia de la envoltura. [3] [9] [31] En 2006–07, el radio entre 1.800–2.100  R ☉ se derivó de la luminosidad preferida de 430.000  L ☉ y el rango de temperatura aún preferido de3.450–3.535  grados Kelvin . [9] [31]

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 ☉ , sugiriendo una masa inicial de 15  M ☉ y un radio de 600  R ☉ basado en una temperatura efectiva supuesta de 3.650 K y distancia de1,5  kpc . Sobre esta base, consideraron a VY CMa y a otra notable estrella hipergigante extremadamente fría, NML Cygni , como supergigantes rojas normales de tipo temprano. [4] [62] Afirman que luminosidades muy altas anteriores de500.000  L ☉ y radios muy grandes de 2.800–3.230  R ☉ [14] [63] (o incluso 4.000  R ☉ [20] ) se basaron en temperaturas efectivas por debajo de 3.000 K que eran irrazonablemente bajas. [4]

Casi inmediatamente, otro artículo publicó una estimación de tamaño de 1.800 a 2.100  R ☉ y concluyó que VY CMa es una verdadera hipergigante. Esto utiliza la temperatura efectiva posterior y bien revisada.3450–3535  kelvin y una luminosidad de 430.000  L ☉ según la integración SED y una distancia de1,5  kpc . [31]

En 2011, [d] la estrella fue estudiada en longitudes de onda del infrarrojo cercano mediante 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 , [57] dada la media de las dos distancias más modernas, similares pero distintas. [e] [10] [42] 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 radiofotosfera es el doble. [5] A pesar de su masa y su gran tamaño (aunque algunas estimaciones dan tamaños más pequeños), VY CMa tiene una densidad promedio de 5,33 a 8,38 mg/m 3 (0,00000533 a 0,00000838 kg/m 3 ). Es más de 100.000 veces menos densa que la atmósfera terrestre al nivel del mar (1,2 kg/m 3 ).

En 2012, se calculó con mayor precisión que el tamaño era algo menor, por ejemplo 1420  R ☉ , [3] lo que deja tamaños más grandes publicados y actualizados para otras supergigantes (e hipergigantes) rojas galácticas y extragalácticas como Westerlund 1 W26 y WOH . G64 . A pesar de esto, VY Canis Majoris todavía se describe a menudo como la estrella más grande conocida , a veces con salvedades para tener en cuenta los tamaños altamente inciertos de todas estas estrellas. [64] [f] Una estimación de 2013 basada en el radio de Wittkowski y el radio de Monnier puso el tamaño medio en 2000  R ☉ , [27] y más tarde ese año, Matsuura y otros propusieron un método competitivo para encontrar el radio dentro de la envoltura, poniendo la estrella a 2.069  R ☉ , según un análisis final de estimaciones, adoptó una temperatura de 2.800 K y una luminosidad de 237.000  L ☉ . [58] Sin embargo, estos valores no son consistentes con sus tipos espectrales, lo que hace que los valores de 2012 coincidan mejor.

Alrededores

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

VY Canis Majoris está rodeada por una extensa y densa nebulosa de reflexión roja asimétrica , con una masa total eyectada de 0,2-0,4  M ☉ y una temperatura de800  kelvin , basado en una atmósfera modelo POLVO que se ha formado a partir del material expulsado de su estrella central. [14] [53] La capa interior tiene 0,12  ″ de ancho, lo que corresponde a 140  AU (0,0022  ly ) para una estrella a 1200 pársecs de distancia, mientras que la exterior tiene 10 ″, lo que corresponde a 12 000 AU (0,19 ly). [53] Esta nebulosa es tan brillante que fue descubierta en un cielo nocturno seco en 1917 con un telescopio de 18 cm, y sus condensaciones alguna vez fueron consideradas estrellas compañeras. [20] Ha sido ampliamente estudiada con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble (HST), mostrando 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 una Wolf-Rayet. estrella (estrella WR). [14] [20]

Evolución

VY Canis Majoris es una estrella muy evolucionada pero tiene menos de 10 millones de años (Myr). Algunos escritos antiguos imaginaban la estrella como una protoestrella muy joven o una estrella masiva previa a la secuencia principal con una edad de sólo 1 millón de años y típicamente un disco circunestelar . [15] Probablemente haya evolucionado a partir de una estrella  de secuencia principal O9 densa y caliente de 5 a 20 R ☉ (radios solares). [30] [32] [65] 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 y, por lo tanto, VY CMa probablemente abandonó su fase de secuencia principal hace más de un millón de años. [10] [30]

La evolución futura de VY CMa es incierta, pero como las supergigantes más frías, la estrella seguramente explotará como una supernova . Ha comenzado a fusionar helio en carbono en masa. [g] 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 tener una temperatura más alta de antemano. [3] [64] [66] La estrella es muy inestable y tiene una pérdida de masa prodigiosa, como en las eyecciones.

VY Canis Majoris es candidata a estrella en una segunda fase de supergigante roja, pero esto es mayormente especulativo y no confirmado. [67]

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

La estrella producirá:

La explosión podría estar asociada a explosiones de rayos gamma (GRB) y producirá una onda de choque con una velocidad de unos pocos miles de kilómetros por segundo que podría golpear la envoltura de material circundante, provocando fuertes emisiones durante muchos años después de la explosión. Para una estrella tan grande, el remanente sería probablemente un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones . [66]

Notas

  1. ^ La metalicidad estelar dada se expresa como la metalicidad solar ([Fe/H] = aprox. +0,0 dex).
  2. ^ el 7 de marzo
  3. ^ Charles J. Lada y Mark J. Reid
  4. ^ Los días 6 y 7 de marzo
  5. ^ 1.14+0,11
    −0,09    y1.20+0,13
    −0,10     kpc     , ver arriba en Distancia
  6. ^ 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.
  7. ^ una estrella de secuencia principal fusiona hidrógeno en helio.

Referencias y notas a pie de página

  1. ^ abcde Van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abcd "Consulta GCVS = VY CMa". Catálogo general de estrellas variables @ Instituto Astronómico Sternberg, Moscú, Rusia . Consultado el 24 de noviembre de 2010 .
  3. ^ abcdefghijklmnopqr Wittkowski, M.; Hauschildt, PH; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, JM (5 de abril de 2012). "Propiedades fundamentales y estructura atmosférica de la supergigante roja VY CMa basada en espectrointerferometría VLTI / AMBER". Astronomía y Astrofísica . 540 : L12. arXiv : 1203.5194 . Código Bib : 2012A y A...540L..12W. doi :10.1051/0004-6361/201219126. S2CID  54044968.
  4. ^ abcde Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (1 de agosto de 2006). "Reducir el tamaño de VY Canis Majoris: una determinación mejorada de su temperatura efectiva". La revista astrofísica . 646 (2): 1203–1208. arXiv : astro-ph/0604253 . Código bibliográfico : 2006ApJ...646.1203M. doi :10.1086/505025. S2CID  14314968.
  5. ^ abc Lipscy, SJ; Jura, M.; Reid, MJ (10 de junio de 2005). "Radiofotosfera y envoltura de pérdida de masa de VY Canis Majoris". La revista astrofísica . 626 (1): 439–445. arXiv : astro-ph/0502586 . Código Bib : 2005ApJ...626..439L. doi :10.1086/429900. S2CID  14878122.
  6. ^ abcdef Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Catálogo de datos en línea de VizieR . 2237 . Código Bib :2002yCat.2237....0D.
  7. ^ ab Serkowski, K (1969). "Gran polarización óptica de la fuente de emisión de OH VY Canis Majoris". La revista astrofísica . 156 : L139. Código bibliográfico : 1969ApJ...156L.139S. doi :10.1086/180366.
  8. ^ abc "VSX: Detalle de VY CMa". Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 20 de julio de 2018 .
  9. ^ abcdefg Humphreys, Roberta M.; Helton, L. Andrés; Jones, Terry J. (2007). "La morfología tridimensional de VY Canis Majoris. I. La cinemática de la eyección". La Revista Astronómica . 133 (6): 2716–2729. arXiv : astro-ph/0702717 . Código bibliográfico : 2007AJ....133.2716H. doi :10.1086/517609. S2CID  119009102.
  10. ^ abcdefgh Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW (enero de 2012). "Distancia y cinemática de la hipergigante roja VY CMa: astrometría VLBA y VLA". La revista astrofísica . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Código Bib : 2012ApJ...744...23Z. doi :10.1088/0004-637X/744/1/23. S2CID  121202336.
  11. ^ Gordon, Michael S.; Jones, Terry J.; Humphreys, Roberta M.; Ertel, Steve; Hinz, Philip M.; Hoffman, William F.; Piedra, Jordania; Spalding, Eckhart; Vaz, Amali (febrero de 2019). "Emisión térmica en el grupo suroeste de VY CMa". La Revista Astronómica . 157 (2): 57. arXiv : 1811.05998 . Código Bib : 2019AJ....157...57G. doi : 10.3847/1538-3881/aaf5cb . S2CID  119044678.
  12. ^ ab Kamiński, T. (2019). "Enormes acumulaciones de polvo en la envoltura de la supergigante roja VY Canis Majoris". Astronomía y Astrofísica . 627 : A114. arXiv : 1903.09558 . Código Bib : 2019A&A...627A.114K. doi :10.1051/0004-6361/201935408. S2CID  85459804.
  13. ^ Davies, Ben; Beasor, Emma R. (marzo de 2020). "El 'problema de la supergigante roja': el límite superior de luminosidad de los progenitores de supernovas de tipo II". MNRAS . 493 (1): 468–476. arXiv : 2001.06020 . Código Bib : 2020MNRAS.493..468D. doi : 10.1093/mnras/staa174 . S2CID  210714093.
  14. ^ abcdef Smith, Nathan; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kriz; Gehrz, Robert D.; Schuster, MT; Krautter, Joachim (febrero de 2001). "La nebulosa asimétrica que rodea a la supergigante roja extrema Vy Canis Majoris". La Revista Astronómica . 121 (2): 1111-1125. Código bibliográfico : 2001AJ....121.1111S. doi : 10.1086/318748 .
  15. ^ ab Herbig, GH (1970). "VY Canis Majoris. II. Interpretación de la Distribución de Energía". La revista astrofísica . 162 : 557. Código bibliográfico : 1970ApJ...162..557H. doi :10.1086/150688.
  16. ^ ab "Resultado de Sh-2 310". Mapa de galaxias . Archivado desde el original el 13 de abril de 2009 . Consultado el 20 de agosto de 2018 .
  17. ^ Sharpless, Stewart (1959). "Un catálogo de regiones H II". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 4 : 257. Código bibliográfico : 1959ApJS....4..257S. doi :10.1086/190049.
  18. ^ "Exploración del sistema solar: planetas: Sol: hechos y cifras". NASA . Archivado desde el original el 2 de enero de 2008 . Consultado el 15 de enero de 2016 .
  19. ^ abc Robinson, LJ (1971). "Tres facetas algo pasadas por alto de VY Canis Majoris". Boletín informativo sobre Estrellas Variables . 599 : 1. Código bibliográfico : 1971IBVS..599....1R.
  20. ^ abcde Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (2004). "Interferometría de enmascaramiento de moteado limitada por difracción de la supergigante roja VY CMa". Astronomía y Astrofísica . 340 (2004): 77–87. arXiv : astro-ph/9811280 . Código Bib : 1998A y A...340L..39W.
  21. ^ Wilson, William J; Barrett, Alan H (1968). "Descubrimiento de la emisión de radio de hidroxilo de estrellas infrarrojas". Ciencia . 161 (3843): 778–9. Código bibliográfico : 1968 Ciencia... 161..778W. doi : 10.1126/ciencia.161.3843.778. PMID  17802620. S2CID  29999031.
  22. ^ Eliasson, B; Bartlett, JF (1969). "Descubrimiento de una fuente intensa de emisiones de OH". La revista astrofísica . 155 : L79. Código bibliográfico : 1969ApJ...155L..79E. doi :10.1086/180306.
  23. ^ Snyder, LE; Bühl, D (1975). "Detección de nuevas fuentes estelares de emisión de máser de monóxido de silicio excitado por vibración a 6,95 milímetros". La revista astrofísica . 197 : 329. Código bibliográfico : 1975ApJ...197..329S. doi : 10.1086/153517 .
  24. ^ ab David querido. «VY Canis Majoris» . Consultado el 9 de julio de 2018 .
  25. ^ "VY Canis Majoris". Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 13 de abril de 2010.
  26. ^ De Beck, E; Vlemmings, W; Müller, S; Negro, JH; O'Gorman, E; Richards, AM S; Baudry, A; Maercker, M; Decin, L; Humphreys, EM (2015). "Observaciones de ALMA de TiO 2 alrededor de VY Canis Majoris". Astronomía y Astrofísica . 580 : A36. arXiv : 1506.00818 . Código Bib : 2015A&A...580A..36D. doi :10.1051/0004-6361/201525990. S2CID  56413042.
  27. ^ ab Kamiński, T; Gottlieb, CA; Menten, KM; Patel, NA; Joven, KH; Brunken, S; Müller, HS P; McCarthy, MC; Inviernos, JM; Decin, L (2013). "Espectros rotacionales puros de TiO y TiO 2 en VY Canis Majoris". Astronomía y Astrofísica . 551 (2013): A113. arXiv : 1301.4344 . Código Bib : 2013A y A...551A.113K. doi :10.1051/0004-6361/201220290. S2CID  59038056.
  28. ^ Hoffmeister, Cuno (1931). "316 neue Veränderlilche". Astronomische Nachrichten . 242 (7): 129-142. Código bibliográfico : 1931AN....242..129H. doi :10.1002/asna.19312420702.
  29. ^ Guthnick, P.; Schneller, H. (1939). "Benennung von veränderlichen Sternen". Astronomische Nachrichten . 268 (11-12): 165. Bibcode : 1939AN....268..165G. doi :10.1002/asna.19392681102.
  30. ^ abcd "Los astrónomos mapean los estallidos masivos de una estrella hipergigante". Sitio Hubble . 8 de enero de 2007 . Consultado el 9 de julio de 2018 .
  31. ^ abcdefgh Humphreys, Roberta M. (2006). "VY Canis Majoris: la base astrofísica de su luminosidad". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 38 : 1047. arXiv : astro-ph/0610433 . Código Bib : 2006AAS...20910109G.
  32. ^ abc Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (1 de enero de 1978). "Observaciones de CO de un complejo de nubes moleculares asociado con el borde brillante cerca de VY Canis Majoris". La revista astrofísica . 219 : 95-104. Código bibliográfico : 1978ApJ...219...95L. doi : 10.1086/155758 .
  33. ^ Lada, CJ; Reid, M. (1976). "El descubrimiento de una nube molecular asociada a VY CMa". Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 8 : 322. Código bibliográfico : 1976BAAS....8R.322L.
  34. ^ abc Dahm, SE (1 de octubre de 2005). "El grupo joven NGC 2362". La Revista Astronómica . 130 (4): 1805–1828. Código Bib : 2005AJ....130.1805D. doi :10.1086/433178. ISSN  0004-6256.
  35. ^ "Sh 2-310". galaxymap.org . Consultado el 16 de junio de 2024 .
  36. ^ Magakian, T. Yu.; Movsessian, TA; Bally, J. (1 de julio de 2016). "Una nueva región de formación de estrellas en Canis Major". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 460 (1): 489–496. arXiv : 1604.08374 . Código Bib : 2016MNRAS.460..489M. doi : 10.1093/mnras/stw940 . ISSN  0035-8711.
  37. ^ abc Lada, CJ; Reid, MJ (1 de enero de 1978). "Observaciones de CO de un complejo de nubes moleculares asociado con el borde brillante cerca de VY Canis Majoris". La revista astrofísica . 219 : 95-104. Código bibliográfico : 1978ApJ...219...95L. doi :10.1086/155758. ISSN  0004-637X.
  38. ^ Masón, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, Guillermo I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (1 de diciembre de 2001). "CD-ROM Double Star del Observatorio Naval de Estados Unidos de 2001. I. Catálogo Washington Double Star". La Revista Astronómica . 122 (6): 3466–3471. Código bibliográfico : 2001AJ....122.3466M. doi :10.1086/323920. ISSN  0004-6256.
  39. ^ Herbig, GH (1 de noviembre de 1970). "VY Canis Majoris. II. Interpretación de la Distribución de Energía". La revista astrofísica . 162 : 557. Código bibliográfico : 1970ApJ...162..557H. doi :10.1086/150688. ISSN  0004-637X.
  40. ^ Mel'nik, AM; Dambis, Alaska (2009). "Cinemática de asociaciones OB y ​​nueva reducción de los datos de Hipparcos". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 400 (1): 518–523. arXiv : 0909.0618 . Código Bib : 2009MNRAS.400..518M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15484.x . S2CID  11885068.
  41. ^ Perryman, MAC; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastián, U.; Bernacca, PL; Crézé, M.; Donati, F.; Grenon, M.; Creciendo, M.; Van Leeuwen, F.; Van Der Marel, H.; Mignard, F.; Murray, California; Le Poole, RS; Schrijver, H.; Turón, C.; Arenou, F.; Froeschlé, M.; Petersen, CS (1997). "El Catálogo HIPPARCOS". Astronomía y Astrofísica . 323 : L49. Código Bib : 1997A y A...323L..49P.
  42. ^ abcde Choi, YK; Hirota, Tomoya; Honma, Mareki; Kobayashi, Hideyuki; Bushimata, Takeshi; Imai, Hiroshi; Iwadate, Kenzaburo; Jike, Takaaki; Kameno, Seiji; Kameya, O.; Kamohara, R.; Kan-Ya, Y.; Kawaguchi, N.; Kijima, M.; Kim, MK; Kuji, S.; Kurayama, T.; Manabé, S.; Maruyama, K.; Matsui, M.; Matsumoto, N.; Miyaji, T.; Nagayama, T.; Nakagawa, A.; Nakamura, K.; Ay, CS; Omodaka, T.; Oyama, T.; Sakai, S.; et al. (2008). "Distancia a VY Canis Majoris con VERA". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Japón . 60 (5): 1007. arXiv : 0808.0641 . Código Bib : 2008PASJ...60.1007C. doi :10.1093/pasj/60.5.1007. S2CID  15042252.
  43. ^ Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  44. ^ "Descargar datos". aavso.org . AAVSO . Consultado el 1 de octubre de 2021 .
  45. ^ ab Humphreys, EM L; Immer, K; Gray, MD; De Beck, E; Vlemmings, WH T; Baudry, A; Richards, AM S; Wittkowski, M; Torstensson, K; De Breuck, C; Moller, P; Etoka, S; Olberg, M (2017). "Observaciones simultáneas de SiO y H2O Maser de 183 GHz hacia estrellas evolucionadas utilizando APEX SEPIA Band 5". Astronomía y Astrofísica . 603 : A77. arXiv : 1704.02133 . Código Bib : 2017A&A...603A..77H. doi :10.1051/0004-6361/201730718. S2CID  55162530.
  46. ^ Kastner, Joel (1996). "Imágenes FOC de las envolturas polvorientas de supergigantes con pérdida de masa". Propuesta de HST : 6416. Bibcode : 1996hst..prop.6416K.
  47. ^ ab Wallerstein, George (1958). "El espectro de la variable irregular VY Canis Majoris". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 70 (416): 479. Código bibliográfico : 1958PASP...70..479W. doi : 10.1086/127278 .
  48. ^ Skiff, Licenciatura en Letras (2014). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de clasificaciones espectrales estelares (Skiff, 2009-2016)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/Mk. Publicado originalmente en: Observatorio Lowell (octubre de 2014) . 1 : B/mk. Código Bib : 2014yCat....1.2023S.
  49. ^ abcd Monnier, JD; Millán-Gabet, R; Tuthill, PG; Traub, WA; Carleton, NP; Coudé Du Foresto, V; Danchi, WC; Lacasse, MG; Morel, S; Perrin, G; Porro, IL; Schloerb, FP; Townes, CH (2004). "Imágenes de alta resolución de capas de polvo mediante el uso de enmascaramiento de apertura Keck y el interferómetro IOTA". La revista astrofísica . 605 (1): 436–461. arXiv : astro-ph/0401363 . Código Bib : 2004ApJ...605..436M. doi :10.1086/382218. S2CID  7851916.
  50. ^ ab Le Sidaner, P; Le Bertre, T (1996). "Observaciones ópticas e infrarrojas de 27 estrellas ricas en oxígeno. Modelado de las capas de polvo circunestelar". Astronomía y Astrofísica . 314 : 896. Código bibliográfico : 1996A y A...314..896L.
  51. ^ Maurón, N.; Josselin, E. (2011). "Las tasas de pérdida de masa de las supergigantes rojas y la prescripción de De Jager". Astronomía y Astrofísica . 526 : A156. arXiv : 1010.5369 . Código Bib : 2011A y A...526A.156M. doi :10.1051/0004-6361/201013993. S2CID  119276502.
  52. ^ Knapp, GR; Sandell, G; Robson, EI (1993). "El contenido de polvo de las envolturas circunestelares evolucionadas y las propiedades ópticas del polvo en longitudes de onda submilimétricas a de radio". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 88 : 173. Código bibliográfico : 1993ApJS...88..173K. doi : 10.1086/191820 .
  53. ^ abcd Shenoy, Dinesh; Humphreys, Roberta M; Terry Jay Jones; Marengo, Máximo; Gehrz, Robert D; Andrew Helton, L; Hoffmann, William F; Skemer, Andrew J; Hinz, Philip M (2015). "Búsqueda de polvo frío en el infrarrojo medio a lejano: las historias de pérdidas masivas de las hipergigantes μ Cep, VY CMa, IRC + 10420 y ρ Cas". La Revista Astronómica . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Código Bib : 2016AJ....151...51S. doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 . S2CID  119281306.
  54. ^ Humphreys, Roberta M; Davidson, Kris; Ruch, Gerald; Wallerstein, George (2005). "Espectroscopia de rendija larga y alta resolución de VY Canis Majoris: la evidencia de eventos de pérdida de masa elevada localizados". La Revista Astronómica . 129 (1): 492–510. arXiv : astro-ph/0410399 . Código Bib : 2005AJ....129..492H. doi : 10.1086/426565 .
  55. ^ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Richards, AMS; Ziurys, LM; Jones, Terry J.; Ishibashi, Kazunori (2021), "La historia de pérdida de masa de la hipergigante roja VY CMa", The Astronomical Journal , 161 (3): 98, arXiv : 2012.08550 , Bibcode : 2021AJ....161...98H, doi : 10.3847/1538-3881/abd316 , S2CID  229188960
  56. ^ Levesque, Emily M.; Massey, Felipe; Olsen, KAG; Por favor, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, André; Meynet, Georges (2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: fría, pero no tan fría como pensábamos". La revista astrofísica . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Código Bib : 2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID  15109583.
  57. ^ ab Wehrse, R.; Scholz, M.; Baschek, B. (junio de 1991). "Los parámetros R y Teff en observaciones y modelos estelares". Astronomía y Astrofísica . 246 (2): 374–382. Código bibliográfico : 1991A y A...246..374B.
  58. ^ ab Matsuura, Mikako; Yates, JA; Barlow, MJ; Swinyard, BM; Royer, P.; Cernícharo, J.; Decin, L.; Wesson, R.; Polehampton, et al; Blommaert, JADL; Groenewegen, MAT (30 de octubre de 2013). "Observaciones de Herschel SPIRE y PACS de la supergigante roja VY CMa: análisis de los espectros de líneas moleculares". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 437 (1): 532–546. arXiv : 1310.2947 . Código Bib : 2014MNRAS.437..532M. doi : 10.1093/mnras/stt1906 . ISSN  0035-8711. S2CID  53393704.
  59. ^ Hyland, AR; Becklin, EE; Neugebauer, G.; Wallerstein, George (1969). "Observaciones del objeto infrarrojo, VY Canis Majoris". La revista astrofísica . 158 : 619. Código bibliográfico : 1969ApJ...158..619H. doi : 10.1086/150224 .
  60. ^ Jura, M.; Kleinmann, SG (1990). "Supergigantes M con pérdida de masa en el vecindario solar". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 73 : 769. Código bibliográfico : 1990ApJS...73..769J. doi : 10.1086/191488 .
  61. ^ Humphreys, Roberta M. (1987). "Estrellas masivas en galaxias". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 99 : 5. Código Bib : 1987PASP...99....5H. doi : 10.1086/131948 .
  62. ^ Massey, Felipe; Levesque, Emily M; Por favor, Bertrand; Olsen, Knut AG; Bresolin, F; Crowther, PA; Puls, J (2008). "Las propiedades físicas de las supergigantes rojas: comparación de teoría y observaciones". Estrellas masivas como motores cósmicos . 250 : 97–110. arXiv : 0801.1806 . Código Bib : 2008IAUS..250...97M. doi :10.1017/S1743921308020383. S2CID  15766762.
  63. ^ Zubko, Víktor; Li, Di; Lim, Tanya; Feuchtgruber, Helmut; Harwit, Martín (2004). "Observaciones de la salida de vapor de agua de NML Cygnus". La revista astrofísica . 610 (1): 427–435. arXiv : astro-ph/0405044 . Código Bib : 2004ApJ...610..427Z. doi :10.1086/421700. S2CID  14352419.
  64. ^ ab Alcolea, J; Bujarrabal, V; Planesas, P; Teyssier, D; Cernícharo, J; De Beck, E; Decin, L; Dominik, C; Justtanont, K; De Koter, A; Marston, AP; Melnick, G; Menten, KM; Neufeld, DA; Olofsson, H; Schmidt, M; Schöier, FL; Szczerba, R; Aguas, LBF M (2013). "Observaciones HIFISTARSHerschel/HIFI de VY Canis Majoris. Inventario de líneas moleculares de la envoltura alrededor de la estrella más grande conocida". Astronomía y Astrofísica . 559 : A93. arXiv : 1310.2400 . Código Bib : 2013A y A...559A..93A. doi :10.1051/0004-6361/201321683. S2CID  55758451.
  65. ^ Wallerstein, G (1978). "Una interpretación de la órbita aparente de VY CMa AB: la hipótesis de la nube de polvo perforada en rotación". El Observatorio . 98 : 224. Código bibliográfico : 1978Obs....98..224W.
  66. ^ ab Smith, Nathan; Hinkle, Kenneth H.; Ryde, Nils (marzo de 2009). "Supergigantes rojas como posibles progenitores de supernovas de tipo IIn: emisión de CO de 4,6 μm resuelta espacialmente alrededor de VY CMa y Betelgeuse". La Revista Astronómica . 137 (3): 3558–3573. arXiv : 0811.3037 . Código bibliográfico : 2009AJ....137.3558S. doi :10.1088/0004-6256/137/3/3558. S2CID  19019913.
  67. ^ Humphreys, Roberta (julio de 2016). "LBV, hipergigantes e impostores: la evidencia de eventos de pérdidas masivas". Revista de Física: Serie de conferencias . 728 (2): 022007. Código bibliográfico : 2016JPhCS.728b2007H. doi : 10.1088/1742-6596/728/2/022007 . S2CID  125806208.

Lectura adicional

Enlaces externos

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con VY Canis Majoris .