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]
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]
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]
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]
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]
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]
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.
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]
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]
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]
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]
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 ).
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.
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]
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]
La agonía de una de las estrellas más grandes conocidas por la ciencia ha sido espiada por el telescopio espacial europeo Herschel .