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VY Canis Mayor

VY Canis Majoris (abreviada como VY CMa ) es una hipergigante roja o supergigante roja (RHG o RSG) extremadamente rica en oxígeno y una estrella variable pulsante a 1,2 kiloparsecs (3.900 años luz ) del Sistema Solar en la constelación ligeramente austral de Canis Major . 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 en 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 asimétrica (CSE) causada por su pérdida de masa . Produce una fuerte emisión de máseres moleculares y fue uno de los primeros máseres de radio 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 años luz (209 pc). [16] [17]

El radio de VY CMa es 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] Tomando esta estimación de punto medio como correcta, un objeto que viaja a la velocidad de la luz tardaría 6 horas en dar una vuelta alrededor de 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 de la observación

Retrato en busto de Jérôme Lalande en 1802

La primera observación registrada conocida de VY Canis Majoris se encuentra en el catálogo de estrellas del astrónomo francés Jérôme Lalande en 1801, [b] que la cataloga como una estrella de séptimo orden de magnitud . Estudios posteriores bastante frecuentes de 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 la emisión o a que una parte más densa de sus alrededores se haya interpuesto ( 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 descartan prácticamente cualquier estrella compañera . [19] [20]

Dando líneas espectrales entre paréntesis, la estrella es un fuerte emisor de OH (1612 MHz), H2O (22235,08 MHz) y máseres SiO (43122 MHz), que se ha demostrado que son típicos de una estrella OH/IR . [21] [22] [23] Moléculas, como HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH3OH , TiO y TiO
2Se han detectado. [24] [25]

La variación en el brillo de la estrella fue descrita 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. [26] Se le dio la designación de estrella variable VY Canis Majoris en 1939, la 43.ª estrella variable de la constelación de Canis Major. [27]

Mapa de la gigantesca nube molecular Sharpless 310 y sus alrededores

Combinando datos del mencionado telescopio con otros del Keck en Hawaii fue posible hacer 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. Se hizo evidente que los arcos y nódulos aparecieron en diferentes momentos; los chorros están orientados aleatoriamente, lo que hace sospechar que derivan de explosiones de partes activas de la fotosfera. La espectroscopia prueba que los chorros se alejan de la estrella a diferentes velocidades, lo que confirma múltiples eventos y direcciones como ocurre con las eyecciones de masa coronal. [28] Se deduce que múltiples eventos de pérdida de masa asimétrica y la eyección del material más externo habrían ocurrido dentro de los últimos 500 a 1.000 años, mientras que la de un nudo cerca de la estrella sería de menos de 100 años. La pérdida de masa se debe a una fuerte convección en las tenues capas externas de la estrella, asociada a campos magnéticos . Las eyecciones son análogas a las eyecciones coronales del Sol, pero mucho más grandes. [9] [28] [29]

Distancia

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

En 1976, Lada y Reid [c] publicaron observaciones de la nube molecular Sh2-310, de borde brillante, que se encuentra a 15 ″ al este de la estrella. En su borde delimitado por el borde brillante, se observó una disminución abrupta de la emisión de CO y un aumento del brillo de la12
Se observaron emisiones de CO , lo que indica una posible destrucción de material molecular y un mayor calentamiento en la interfaz entre la nube y el 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  kiloparsecs (kpc) oA 4.890 ± 1.630  años luz (al), como se determinó a partir de su diagrama de color-magnitud . [30] Esta estrella se proyecta sobre la punta del borde de nubes, lo que sugiere fuertemente su asociación. Además, todos los vectores de velocidad de Sh2-310 son muy cercanos a los de la estrella. Por lo tanto, existe una asociación física casi segura de la estrella con Sh2-310 y con NGC 2362 en todos los modelos estándar. [31] Sh2-310 además de contener VY Canis Majoris y NGC 2362 [32] también alberga las nebulosas oscuras LDN 1660, [33] LDN 1664, [34] y LDN 1667. [32] Sh2-310 también alberga las estrellas Tau Canis Majoris [35] que es el miembro más brillante de NGC 2362, [36] UW Canis Majoris y HD 58011 [35] que junto con VY Canis Majoris [37] se cree que son fuentes probables de ionización de gases en Sh2-310. [35] Sh2-310 en sí está ubicado en el borde exterior del Brazo de Orión de la Vía Láctea . [32] Melnik y otros posteriormente prefieren un rango centrado en 1,2 kiloparsecs (aproximadamente 3.900 años luz). [38]

Las distancias se pueden calcular midiendo el cambio de posición contra objetos de fondo muy distantes a medida que el telescopio orbita alrededor del Sol. Sin embargo, esta estrella tiene una paralaje pequeña 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 nocional de1,78 ± 3,54  milisegundos de arco (mas), en el que la cifra "central" equivale a562  piezas (1.832 años luz ). [39] La paralaje se puede medir con gran precisión a partir de la observación de máseres utilizando una interferometría de línea base larga. En 2008, tales observaciones de H
2Los másers O que utilizan interferometría VERA del Observatorio Astronómico Nacional de Japón dieron una paralaje de0,88 ± 0,08 mas , correspondiente a una distancia de1.14+0,11
-0,09 kpc (aproximadamente3.720+360
−300 ly ). [40] En 2012, las observaciones de máseres de SiO utilizando interferometría de línea de base muy larga (VLBI) de Very Long Baseline Array (VLBA) derivaron independientemente una paralaje de0,83 ± 0,08 mas , correspondiente a una distancia de1.20+0,13
-0,10 kpc (aproximadamente3.910+423
−326 ly ). [10] Estos implican que la nube (Sh2-310) es menos remota de lo que se pensaba o que VY CMa es un objeto en primer plano. [16] La misión Gaia proporciona paralajes altamente restringidos para algunos objetos, pero el valor de la publicación de datos 2−5,92 ± 0,83 mas para VY CMa no es significativo. [41]

Variabilidad

Curva de luz de banda visual para VY Canis Majoris, a partir de datos de AAVSO [42]

VY Canis Majoris es una estrella variable que varía desde una magnitud visual aparente de 9,6 en su brillo mínimo hasta una magnitud de 6,5 en su brillo máximo con un periodo 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 Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO). [8]  Se han derivado otros periodos de 1.600 [43] y 2.200 [20] días.

VY CMa se considera a veces como el prototipo de una clase de supergigantes OH/IR con gran pérdida de masa , distintas de las estrellas OH/IR de la rama gigante asintótica más comunes . [44]

Espectro

El espectro de VY Canis Majoris es el de una estrella de clase M de alta luminosidad . Sin embargo, las líneas de hidrógeno tienen perfiles P Cygni adecuados para variables azules luminosas . El espectro está dominado por bandas de TiO cuyas intensidades 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 sodio y calcio . La clase de luminosidad determinada a partir de diferentes características espectrales varía de gigante brillante (II) a supergigante brillante (Ia), con un compromiso dado: como M5eIbp. Las clasificaciones antiguas se confundían por la interpretación de la nebulosidad circundante como estrellas compañeras. [45]

El sistema actual de clasificación espectral es inadecuado para las complejidades de esta estrella. La clase depende de cuáles de sus complejas características espectrales se destacan. Además, las facetas clave de esta estrella varían con el tiempo. Es más fría y, por lo tanto, más roja que M2, y generalmente se clasifica entre M3 y M5. Una clase tan extrema como M2.5 apareció en un estudio de 2006. [4] La clase de luminosidad también es confusa y a menudo se da solo 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. [46]

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 varias estrellas, incluyendo 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 es una estrella muy grande y luminosa, una de las más extremas de la Vía Láctea y tiene una temperatura efectiva inferior a 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 la estrella dependen directamente de su distancia.

Luminosidad

La luminosidad bolométrica (L bol ) de VY CMa se puede calcular a partir de la distribución de energía espectral o flujo bolométrico, que se puede determinar a partir de la fotometría en varias bandas visibles e infrarrojas . Los cálculos anteriores de la luminosidad basados ​​en una distancia asumida de 1,5 kpc (4.900 años luz) dieron luminosidades entre 200.000 y 560.000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). [14] [30] [47] Esto está considerablemente muy cerca o más allá del límite empírico de Humphreys-Davidson . Un estudio dio casi un millón  de L ☉ a una distancia de 2,1 kpc (6.800 años luz). [48] ​​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. [29] Estimaciones más recientes de la luminosidad extrapolan valores inferiores a 350.000  L ☉ basándose en distancias inferiores a 1,2 kpc. [3] [40] [49]

La mayor parte de la salida de VY CMa se emite como radiación infrarroja, con una emisión máxima en5–10  μm , que se debe en parte al reprocesamiento de la radiación por la nebulosa circunestelar. [9] [29] Muchas estimaciones de luminosidad más antiguas son consistentes con las actuales si se reescalan a la distancia de 1,2 kpc. [40] 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 una para el ojo desnudo. [24]

Masa

Como esta estrella no tiene una estrella compañera, su masa no se puede medir directamente a través de interacciones gravitacionales. La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica con las trayectorias evolutivas de las estrellas masivas sugiere que su masa inicial era25 ± 10  M ☉ para una estrella rotatoria pero con una masa actual de 15  M ☉ —o 32  M ☉ al principio si no rota, disminuyendo hasta 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 (y por lo tanto también masas actuales más altas) o una masa progenitora de 40–60  M ☉ basándose en estimaciones antiguas de luminosidad. [14] [50]

Pérdida de masa

Imagen tomada por el Very Large Telescope de ESO que muestra la nebulosa asimétrica alrededor de VY CMa utilizando el instrumento SPHERE . La estrella en sí 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 a su baja gravedad superficial. Tiene una tasa de pérdida de masa promedio de6 × 10 −4  M ☉ por año, entre las más altas conocidas e inusualmente altas incluso para una supergigante roja, como lo demuestra su extensa envoltura. [51] [43] Por lo tanto, es un exponente para la comprensión de los episodios de gran pérdida de masa cerca del final de la evolución de las estrellas masivas. [52] La tasa de pérdida de masa probablemente excedió10 −3  M ☉ /año durante los eventos de mayor pérdida de masa. [51]

La estrella ha producido grandes eventos de pérdida de masa, probablemente impulsados ​​por convección, hace 70, 120, 200 y 250 años. El cúmulo desprendido por la estrella entre 1985 y 1995 es la fuente de su emisión de máser de hidroxilo. [53]

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. [47] [48] En 2006, se calculó que su temperatura era tan alta como3.650 ± 25 K , correspondiente a una clase espectral de M2,5 [4] , aunque esta estrella suele considerarse una estrella de M4 a M5. Si se adoptan estas últimas clases con la escala de temperatura propuesta por Emily Levesque, se obtiene un rango de entre 3.450 y 3.535 K. [54]

Tamaño

De derecha a izquierda: VY Canis Majoris comparada con Betelgeuse , Rho Cassiopeiae , la estrella Pistola y el Sol (demasiado pequeña para ser visible en esta miniatura). También se muestran las órbitas de Júpiter y Neptuno.

El cálculo del radio de VY CMa es complicado debido a 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 , correspondientes 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. [47] 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. [29] [9] [3] En 2006-2007 se han derivado radios de 1800-2100  R ☉ a partir de la luminosidad estimada de 430 000  L ☉ y temperaturas de 3450-3535 K. [29] [9]

El 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 de 2 ⁄ 3 , [55] con dos distancias modernas de1.14+0,11
-0,09y1.20+0,13
-0,10 kpc . [40] [10] Su diámetro angular se midió directamente en11,3 ± 0,3 mas , lo 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 2069  R ☉ , basado en una temperatura adoptada bastante fría de 2800 K y una luminosidad de 237 000 L ☉ . [56]

La mayoría de las estimaciones del radio de VY CMa se consideran como el tamaño de la fotosfera óptica , mientras que el tamaño de la estrella para la radio fotosfera se calcula que es el doble del tamaño de la estrella para la fotosfera óptica. [5] A pesar de la masa y el 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 densa que la atmósfera de la Tierra a nivel del mar (1,2 kg/m 3 ).

La estrella más grande

VY Canis Majoris (estrella más brillante en la imagen) y su complejo de nubes moleculares circundante
( Observatorio Rutherfurd / Universidad de Columbia )

Desde mediados del siglo XX se sabe que VY Canis Majoris es un objeto extremo, aunque su verdadera naturaleza no está clara. [45] [57] A finales del siglo XX se aceptó que era una supergigante roja post-secuencia principal. Se había medido su diámetro angular y se había descubierto que era significativamente diferente según la longitud de onda observada. Las primeras estimaciones significativas de sus propiedades mostraron que se trataba de una estrella muy grande. [58] [59]

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 ua; 1,3 × 10 9  mi) a una distancia todavía muy plausible de 1,5 kiloparsecs; un radio que empequeñece a otras hipergigantes rojas conocidas. [47] Sin embargo, esto es probablemente mayor que el tamaño real de la estrella subyacente: esta estimación del diámetro angular aumenta debido a la interferencia de la envoltura. [3] [9] [29] En 2006-07, el radio entre 1800 y 2100  R ☉ se ha derivado de la luminosidad preferida de 430 000  L ☉ y el rango de temperatura todavía preferido de3.450–3.535  grados Kelvin . [9] [29]

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 ☉ , lo que sugiere una masa inicial de 15  M ☉ y un radio de 600  R ☉ basado en una temperatura efectiva asumida de 3.650 K y una distancia de1,5  kpc . Sobre esta base, consideraron a VY CMa y otra notable estrella hipergigante extremadamente fría, NML Cygni , como supergigantes rojas normales de tipo temprano. [4] [60] Afirman que luminosidades anteriores muy altas de500.000  L ☉ y radios muy grandes de 2.800–3.230  R ☉ [14] [61] (o incluso 4.000  R ☉ [20] ) se basaron en temperaturas efectivas inferiores a 3.000 K que eran irrazonablemente bajas. [4]

Casi inmediatamente, otro artículo publicó una estimación de tamaño de 1800–2100  R ☉ y concluyó que VY CMa es una verdadera hipergigante. Esto utiliza la temperatura efectiva bien revisada posteriormente3450–3535  kelvin y una luminosidad de 430.000  L ☉ basada en la integración SED y una distancia de1,5  kpc . [29]

En 2011, [d] la estrella fue estudiada en longitudes de onda cercanas al infrarrojo usando interferometría en el Very Large Telescope . El tamaño de la estrella fue publicado en su Radio Rosseland , fuera del cual la profundidad óptica cae por debajo de 2 ⁄ 3 , [55] dada la media de dos distancias más modernas, similares pero distintas. [e] [10] [40] Su diámetro angular fue medido directamente en11,3 ± 0,3 mas , por lo tanto el 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 el tamaño de la estrella para la fotosfera de radio se calcula que es el doble. [5] A pesar de la masa y el gran tamaño (aunque algunas estimaciones dan tamaños más pequeños), VY CMa tiene una densidad media 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 de la Tierra a nivel del mar (1,2 kg/m 3 ).

En 2012, se calculó el tamaño con mayor precisión y resultó ser algo menor, por ejemplo 1420  R ☉ , [3] lo que deja tamaños mayores publicados y actualizados para otras supergigantes rojas galácticas y extragalácticas (e hipergigantes) 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. [62] [f] Una estimación de 2013 basada en el radio de Wittkowski y el radio de Monnier estimó el tamaño medio en 2000  R ☉ , [63] y más tarde ese año, Matsuura y otros propusieron un método competitivo para encontrar el radio dentro de la envoltura, y situaron la estrella en 2069  R ☉ , basándose en una temperatura de extremo frío de las estimaciones adoptadas de 2800 K y una luminosidad de 237 000  L ☉ . [56] Sin embargo, estos valores no son coherentes con sus tipos espectrales, lo que deja a los valores de 2012 en una mejor coincidencia.

Alrededores

Imagen 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 expulsada de 0,2–0,4  M ☉ y una temperatura de800  kelvin , basado en una atmósfera modelo DUSTY que se ha formado por material expulsado de su estrella central. [14] [51] La capa interna tiene 0,12  ″ de ancho, lo que corresponde a 140  UA (0,0022  años luz ) para una estrella a 1200 parsecs de distancia, mientras que la de la exterior tiene 10″, lo que corresponde a 12 000 UA (0,19 años luz). [51] 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] Se ha estudiado ampliamente 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 hipergigante amarilla post-supergigante roja (Post-RSG YHG) IRC +10420 . La similitud ha llevado a al menos 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 estrella Wolf-Rayet (estrella WR). [14] [20]

Evolución

VY Canis Majoris es una estrella altamente evolucionada pero de menos de 10 millones de años (Myr). Algunos escritos antiguos la concibieron como una protoestrella muy joven o una estrella masiva pre-secuencia principal con una edad de solo 1 Myr y típicamente un disco circunestelar . [15] Probablemente haya evolucionado a partir de una estrella O9 caliente y densa de secuencia principal de 5-20  R ☉ (radios solares). [28] [30] [64] La estrella ha evolucionado rápidamente debido a su alta masa. El tiempo transcurrido hasta la fase de hipergigante roja se estima 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] [28]

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 una temperatura más alta antes. [3] [62] [65] 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 en gran parte especulativo y no está confirmado. [66]

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 estallidos de rayos gamma (GRB), y producirá una onda de choque de una velocidad de unos pocos miles de kilómetros por segundo que podría golpear la envoltura de material circundante, causando una fuerte emisión durante muchos años después de la explosión. Para una estrella tan grande, el remanente probablemente sería un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones . [65]

Notas

  1. ^ La metalicidad estelar dada se da 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 como la estrella con el radio más alto "entre las estrellas bien caracterizadas de nuestra galaxia", en referencia al valor de 1420  R ☉ de Wittkowski et al. 2012 , 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) posiblemente sean 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 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
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