Menu Close

Mengulas Lebih Jauh Tentang VY Canis Majoris

Mengulas Lebih Jauh Tentang VY Canis Majoris – VY Canis Majoris (disingkat VY CMa ) adalah hypergiant merah (RHG) atau red supergiant (RSG) yang kaya oksigen (kaya O) ekstrim dan bintang variabel berdenyut 1,2 kiloparsec (3.900 tahun cahaya ) dari tata surya di sedikit selatan konstelasi dari Canis Major . Ini adalah salah satu bintang terbesar yang diketahui , salah satu bintang super raksasa merah paling terang dan masif , dan salah satu bintang paling bercahaya di Bima Sakti .

Mengulas Lebih Jauh Tentang VY Canis Majoris

diodati.org – Tidak ada bukti yang ditemukan bahwa itu adalah bagian dari sistem bintang ganda. Kelebihan inframerah (IR) yang luar biasa menjadikannya salah satu objek paling terang di bagian lokal galaksi pada panjang gelombang 5 hingga 20 mikron (µm) dan menunjukkan cangkang debu atau cakram yang dipanaskan. Ini tentang17 ± 8 kali massa Matahari ( M ☉ ).

Baca Juga : Mengulas Sejarah Fenomena Mintaka

Itu dikelilingi oleh amplop sirkumstellar asimetris kompleks (CSE) yang disebabkan oleh kehilangan massanya . Ini menghasilkan emisi maser molekul yang kuat dan merupakan salah satu maser radio pertama yang ditemukan. VY CMa tertanam dalam awan molekul besar Sh2-310 , wilayah H II pembentuk bintang yang cukup besar dan lokal —diameternya : 480 menit busur (′) atau 681 ly (209 pc).

Jari-jari VY CMa sangat kasar 1.420 kali dari Sun ( R ☉ ), yang dekat dengan maksimum model, yang batas Hayashi , volume hampir 8 miliar kali dari Matahari Mengambil perkiraan titik tengah ini sebagai benar, kuantum cahaya yang bergerak dengan kecepatan cahaya akan memakan waktu 6 jam untuk mengelilingi permukaannya, dibandingkan dengan 14,5 detik untuk Matahari. Jika bintang ini menggantikan Matahari, permukaannya, menurut perkiraan ini, akan berada di luar orbit Yupiter.

Sejarah observasi

Pengamatan VY Canis Majoris pertama yang diketahui tercatat dalam katalog bintang astronom Prancis Jérôme Lalande pada tahun 1801, yang mencantumkannya sebagai bintang urutan ke – 7 magnitudo . Studi lebih lanjut yang cukup sering tentang magnitudo tampak menyiratkan bahwa cahaya bintang yang dilihat dari Bumi telah memudar sejak tahun 1850 yang dapat disebabkan oleh perubahan emisi atau bagian yang lebih padat dari sekitarnya menjadi sela ( punah ).

Sejak 1847, VY Canis Majoris telah digambarkan sebagai bintang merah tua . Selama abad ke-19, pengamat mengukur setidaknya enam komponen diskrit, menunjukkan bahwa itu mungkin sebuah bintang ganda. Ini sekarang dikenal sebagai zona terang di nebula tuan rumah . Pengamatan pada tahun 1957 dan pencitraan resolusi tinggi pada tahun 1998 semuanya mengesampingkan bintang pendamping .

Memberi garis spektral dalam tanda kurung, bintang adalah pemancar kuat OH (1612 MHz), H2O (22235,08 MHz), dan SiO (43122 MHz) maser , yang telah terbukti khas dari bintang OH/IR . Molekul, seperti HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH3OH , TiO , dan TiO2telah terdeteksi.

Variasi dalam kecerahan bintang pertama kali dijelaskan pada tahun 1931 ketika terdaftar (dalam bahasa Jerman) sebagai variabel periode panjang dengan kisaran magnitudo fotografi 9,5 hingga 11,5. Ia diberi penunjukan bintang variabel VY Canis Majoris pada tahun 1939, bintang variabel ke-43 dari konstelasi Canis Major.

Lingkungan

VY Canis Majoris dikelilingi oleh asimetris merah yang luas dan padat refleksi nebula dengan total dikeluarkan massa 0,2-0,4 M ☉ dan suhu800 kelvin berdasarkan model atmosfer DUSTY yang telah dibentuk oleh material yang dikeluarkan dari bintang pusatnya. Angka-angka shell batin sebagai 0,12 ” di sesuai dengan 140 AU (0,0022 ly ) untuk bintang 1.200 parsec jauh, sedangkan dari satu luar adalah di 10″, sesuai dengan 12.000 AU (0,19 ly). Nebula ini sangat terang sehingga ditemukan di langit malam yang kering pada tahun 1917 dengan teleskop 18 cm, dan memiliki kondensasi yang pernah dianggap sebagai bintang pendamping.

Telah dipelajari secara ekstensif dengan bantuan Teleskop Luar Angkasa Hubble(HST), menunjukkan bahwa nebula memiliki struktur kompleks yang mencakup filamen dan busur, yang disebabkan oleh letusan masa lalu; strukturnya mirip dengan post-red supergiant (Post-RSG) atau yellow hypergiant (YHG) IRC +10420 . Kesamaan telah menyebabkan setidaknya dua artikel profesional untuk mengusulkan model bahwa bintang mungkin berevolusi ke biru pada diagram Hertzsprung–Russell (diagram HR) menjadi hypergiant kuning, kemudian variabel biru bercahaya (LBV), dan akhirnya Wolf-Rayet bintang ( bintang WR).

Menggabungkan data dari teleskop yang disebutkan dengan yang lain dari Keck di Hawaii, dimungkinkan untuk membuat rekonstruksi tiga dimensi selubung bintang. Rekonstruksi ini menunjukkan bahwa kehilangan massa bintang jauh lebih kompleks daripada yang diperkirakan untuk setiap supergiant atau hypergiant merah. Menjadi jelas bahwa busur dan bintil muncul pada waktu yang berbeda; pancaran diarahkan secara acak, yang menimbulkan kecurigaan bahwa mereka berasal dari ledakan bagian aktif fotosfer.

The spektroskopi membuktikan jet menjauh dari bintang pada kecepatan yang berbeda, membenarkan beberapa peristiwa dan arah seperti dengan coronal mass ejections. Beberapa peristiwa kehilangan massa asimetris dan pelepasan material terluar disimpulkan telah terjadi dalam 500 hingga 1.000 tahun terakhir, sedangkan simpul di dekat bintang akan kurang dari 100 tahun. Kehilangan massa disebabkan oleh konveksi yang kuat di lapisan luar bintang yang renggang, terkait dengan medan magnet . Ejeksi analog dengan — tetapi jauh lebih besar dari — ejeksi koronal Matahari.

Jarak

Pada tahun 1976, Lada dan Reid diterbitkan pengamatan terang berbingkai awan molekul Sh2-310, yang merupakan 15 ” timur dari bintang. Di tepinya berbatasan dengan tepi terang, penurunan mendadak emisi CO dan peningkatan kecerahan12 Emisi CO diamati, masing-masing menunjukkan kemungkinan penghancuran bahan molekul dan peningkatan pemanasan pada antarmuka cloud-rim.

Mereka mengasumsikan jarak awan kira-kira sama dengan jarak bintang-bintang, yang merupakan anggota gugus terbuka NGC 2362 , yang mengionisasi tepi. NGC 2362 bisa berada di mana saja dalam kisaran1,5 ± 0,5 kiloparsec (kpc) atau4.890 ± 1.630 tahun cahaya (ly) seperti yang ditentukan dari diagram warna-magnitudonya .

Bintang ini diproyeksikan ke ujung tepi awan, sangat menyarankan asosiasinya. Selanjutnya, semua vektor kecepatan Sh2-310 sangat dekat dengan vektor bintang. Dengan demikian, ada hubungan fisik yang hampir pasti dari bintang dengan Sh2-310 dan dengan NGC 2362 di semua model standar.

Melnik dan yang lainnya kemudian lebih memilih rentang yang berpusat pada 1,2 kiloparsec (sekitar 3.900 tahun cahaya). Jarak dapat dihitung dengan mengukur perubahan posisi terhadap objek latar belakang yang sangat jauh saat teleskop mengorbit Matahari.

Namun, bintang ini memiliki paralaks kecil karena jaraknya, dan pengamatan visual standar memiliki margin of error yang terlalu besar untuk sebuah bintang hypergiant dengan CSE diperpanjang untuk berguna, misalnya, Katalog Hipparcos tahun 1997 memberikan paralaks nosional murni dari1,78 ± 3,54 miliarcdetik (mas), di mana angka “pusat” sama dengan562 pc (1.832 tahun ).

Paralaks dapat diukur dengan akurasi tinggi dari pengamatan maser menggunakan interferometri awal yang panjang. Pada tahun 2008, pengamatan seperti H2O maser yang menggunakan interferometri VERA dari Observatorium Astronomi Nasional Jepang memberikan paralaks0,88 ± 0,08 mas , sesuai dengan jarak1.14+0,110,09 kpc (tentang3.720360-300 li ).

Pada tahun 2012, pengamatan maser SiO menggunakan very-long-baseline interferometry (VLBI) dari Very Long Baseline Array (VLBA) secara independen menurunkan paralaks dari0,83 ± 0,08 mas , sesuai dengan jarak1.20+0,130,10 kpc (tentang3.910+423326 li ). Ini menyiratkan awan (Sh2-310) kurang jauh dari yang diperkirakan atau bahwa bintang adalah objek latar depan. The Gaia misi menyediakan sangat dibatasi parallaxes ke beberapa objek, tetapi data yang merilis 2 nilai5.92 ± 0.83 mas untuk bintang ini tidak berarti.

Variabilitas

VY Canis Majoris adalah bintang variabel yang bervariasi dari magnitudo visual semu 9,6 pada kecerahan minimum hingga magnitudo 6,5 pada maksimum dengan perkiraan periode denyut 956 hari. Dalam Katalog Umum Bintang Variabel (GCVS) diklasifikasikan sebagai variabel semireguler sub-tipe SRc, menunjukkan supergiant keren, meskipun diklasifikasikan sebagai bintang variabel tidak beraturan tipe LC lambat di American Association of Variable Star Observers (AAVSO) Indeks Bintang Variabel. Periode lainnya dari 1.600 dan 2.200 hari telah diturunkan. VY CMa kadang-kadang dianggap sebagai prototipe untuk kelas supergiants OH/IR yang sangat kehilangan massa , berbeda dari bintang OH/IR cabang raksasa asimtotik yang lebih umum