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VY Canis Majoris

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
VY Canis Majoris

Campo estelar em torno de VY Canis Majoris
Dados observacionais (J2000)
Constelação Canis Major
Asc. reta 07h 22m 58,33s[1]
Declinação -25° 46′ 03,24″[1]
Magnitude aparente 6,5 - 9,6
Características
Tipo espectral M4 (M3–M4.5)[2]
Cor (U-B) 1,82[1]
Cor (B-V) 2,24[1]
Variabilidade Semirregular (SRc)[3]
Astrometria
Velocidade radial 41 km/s[4]
Mov. próprio (AR) -2,21 ± 0,06 mas/a[5]
Mov. próprio (DEC) 2,29 ± 0,30 mas/a[5]
Paralaxe 0,83 ± 0,08 mas[5]
Distância 3820 ± 260 anos-luz
1170 ± 80[2] pc
Detalhes
Massa 17 ± 8[2] M☉
Raio 1420 ± 120[2] R☉
Gravidade superficial log g = -0,6 ± 0,4 cgs[2]
Luminosidade 270000 ± 40000[2] L☉
Temperatura 3490 ± 90[2] K
Idade 8,2 milhões[5] de anos
Outras denominações
VY CMa, CD-25 4441, HD 58061, HIP 35793, SAO 173591.[1]
VY Canis Majoris

VY Canis Majoris (VY CMa) é uma estrela hipergigante vermelha localizada na constelação de Canis Major. Já foi considerada a maior estrela encontrada. Atualmente compõe o grupo de maiores estrelas conhecidas, com um raio de aproximadamente 1 420 raios solares.[2]

História de observação

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O primeiro registro conhecido de VY Canis Majoris é do catálogo estelar de Jérôme Lalande, em uma observação de 7 de março de 1801, que a lista como uma estrela de sétima magnitude. Outras medições de sua magnitude aparente ao longo do século XIX mostram que o brilho da estrela está diminuindo desde 1850.[6] Desde 1847, VY Canis Majoris tem sido descrita como uma estrela avermelhada.[6] Durante o século XIX, observadores encontraram pelo menos seis componentes distintos, sugerindo que a estrela pode ser múltipla. Atualmente sabe-se que esses componentes distintos são áreas brilhantes na nebulosidade ao redor da estrela. Observações visuais em 1957 e 1998 mostraram que VY Canis Majoris não possui estrelas companheiras.[6][7]

O brilho variável de VY Canis Majoris foi primeiramente identificado em 1931 quando a estrela foi listada como uma variável de longo período com uma magnitude fotográfica na faixa de 9,5–11,5.[8] Em 1939, ela recebeu a designação de estrela variável VY Canis Majoris.[9]

Espectro

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O espectro de VY Canis Majoris é o de uma estrela luminosa de classe M. As linhas de hidrogênio apresentam um perfil P Cygni. O espectro é dominado por bandas de TiO com intensidade que sugere uma classificação de M5. A linha Ha não é vista e existem linhas de emissão incomuns de sódio e cálcio neutros. A classe de luminosidade determinada de diferentes linhas espectrais varia entre gigante luminosa (II) e supergigante luminosa (Ia), com um classificação média de M5Ibp. As tentativas iniciais de classificação foram atrapalhadas pela interpretação da nebulosidade como estrelas companheiras.[10]

A classe espectral obtida depende da característica espectral examinada, muitas das quais variam com o tempo. A estrela tem sido sempre considerada mais fria que M2, e é geralmente classificada entre M3 e M4. As classes de temperatura mais extremas já dadas são M2.5 e M7.[11] A temperatura efetiva obtida diretamente do raio e luminosidade corresponde a uma classe espectral de M4.[2]

Distância

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Em 1976, foi publicada a descoberta de uma nuvem molecular 15 minutos de arco a leste de VY Canis Majoris. A borda da nuvem possui uma estrutura brilhante que parece ser ionizada pelas estrelas do aglomerado estelar NGC 2362, indicando que o aglomerado e a nuvem estão à mesma distância, que foi estimada em 1,5 ± 0,5 kpc por observação do diagrama cor-magnitude do aglomerado. VY Canis Majoris parece estar situada na ponta da estrutura brilhante e tem uma velocidade similar à da nuvem e do aglomerado, portanto também está a essa distância,[12] que foi por muito tempo adotada como a distância da estrela.[5] Uma medição mais recente da distância a NGC 2362 estimou um valor de 1,2 kpc.[13]

Distâncias estelares podem ser calculadas a partir da observação de paralaxe conforme a Terra orbita o Sol, mas VY Canis Majoris tem uma paralaxe muito pequena e observações visuais típicas como as dos satélites Hipparcos e Gaia têm uma margem de erro grande demais para estrelas supergigantes com envelopes circunstelares estendidos. No entanto, observações astrométricas precisas usando interferometria de longa linha de base conseguem medir a paralaxe da estrela com alta precisão a partir da observação de masers. Em 2008, observações de masers de H2O pelo interferômetro VERA, do Observatório Astronômico Nacional do Japão, detectaram uma paralaxe de 0,88 ± 0,08 milissegundos de arco, correspondendo a uma distância precisa de 1,14+0,11
−0,09 kpc.[14] Em 2012, medições de masers de SiO pelo interferômetro Very Long Baseline Array confirmaram independentemente essa distância, determinando um valor de 1,20+0,13
−0,10 kpc.[5]

No segundo lançamento do catálogo Gaia, VY Canis Majoris possui uma paralaxe negativa de -5,92 ± 0,83 mas, que não possui significado físico.[15]

Propriedades

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VY Canis Majoris é uma estrela de classe M de alta luminosidade com uma baixa temperatura efetiva de menos de 4 000 K, o que significa que é uma estrela evoluída que está no canto superior direito do diagrama de Hertzsprung-Russell. Durante sua fase de sequência principal, provavelmente era uma estrela de classe O[12] com uma massa de 25 ± 10 M☉ (massa atual de 15 M☉), considerando os efeitos de rotação, ou possivelmente 32 M☉ (massa atual 19 M☉) para uma estrela sem rotação.[2] VY Canis Majoris tem uma taxa de perda de massa alta estimada em cerca de 6×10−4 M☉ por ano, conforme evidenciado pelo extenso envelope circunstelar. Esse é um valor médio, e a taxa de perda de massa provavelmente ultrapassou 10−3 M☉ por ano nos eventos de perda de massa mais violentos.[16]

Luminosidade

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A luminosidade de VY Canis Majoris pode ser determinada diretamente a partir do fluxo bolométrico da estrela (a energia total irradiada pela estrela ao longo de todo o espectro), que foi determinado a partir de fotometria em várias bandas visíveis e infravermelhas, e da distância, conhecida por medições de paralaxe. O valor calculado é de cerca de 270 000 L☉, com uma margem de erro relativamente pequena de 40 000 L☉, causada principalmente pela incerteza na distância.[2] A maior parte da luminosidade da estrela é emitida como radiação infravermelha, com um máximo de emissão em 5–10 µm, o que é em parte causado por reprocessamento da radiação pela poeira da nebulosa circunstelar.[4][17]

Estudos anteriores, baseados na distância antiga de 1,5 kpc, resultavam em uma luminosidade maior de 400 000 – 500 000 L☉, muito próxima do limite de Hayashi, o limite máximo de luminosidade que uma estrela em equilíbrio pode ter.[4][17] A maioria das estimativas antigas de luminosidade são consistentes com as atuais, se re-escaladas para a distância de 1,2 kpc.[14]

VY Canis Majoris em comparação ao Sol

Um estudo de 2006, com base em uma estimativa maior para a temperatura da estrela, estimou para VY Canis Majoris uma luminosidade significativamente menor de apenas 60 000 L☉, o que a tornaria apenas uma supergigante vermelha típica.[18] No entanto, esse valor não está de acordo com muitas das propriedades observadas da estrela, como a alta taxa de perda de massa, e a metodologia desse estudo foi contestada, já que ele ignorou os efeitos da poeira circunstelar no fluxo observado da estrela.[4][17]

Tamanho

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Imagem em luz visível pelo WFPC2/HST da nebulosa ao redor de VY Canis Majoris

A determinação do raio de VY Canis Majoris é complicada pelo extenso envelope circunstelar da estrela. Em 2004, observações da estrela por interferometria no infravermelho (banda K – 2,2 µm) determinaram um diâmetro angular de 18,7 ± 0,5 mas,[19] correspondendo a um raio de 2 400 R☉ a uma distância de 1,2 kpc. Esse valor, no entanto, provavelmente não corresponde ao raio fotosférico da estrela, devido a contaminação por poeira circunstelar.[2][4][17] Em 2006, a partir do valor antigo da luminosidade da estrela, e usando uma temperatura efetiva estimada com base em um tipo espectral de M3–M4, o raio efetivo da estrela foi calculado em 1 800 – 2 100 R☉,[4][17] o que tornaria esta a maior estrela conhecida por tamanho. Um estudo de 2012, usando observações interferométricas pelo Very Large Telescope na faixa de 2,20–2,25 µm, determinou um diâmetro angular de 11,3 ± 0,3 mas, correspondendo a um raio estelar de 1 420 ± 120 R☉. A alta resolução espectral dessas observações permitiu minimizar o efeito de contaminação pelas camadas circunstelares, mas ainda é possível que esse valor seja um pouco maior que o tamanho real da estrela.[2]

Nebulosa circundante

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VY Canis Majoris é cercada por uma extensa nebulosa formada por material expelido da estrela, medindo cerca de 10 segundos de arco de extensão. Observações pelo instrumento WFPC2 no Telescópio Espacial Hubble revelaram que a nebulosa é assimétrica e possui uma estrutura complexa, com filamentos e arcos distribuídos de forma aparentemente aleatória ao redor da estrela obscurecida. Essa estrutura é resultado de múltiplos eventos assimétricos de perda de massa nos últimos mil anos, causados provavelmente por intensa convecção nas camadas externas da estrela associada a campos magnéticos, de forma análoga a ejeções coronais no Sol mas em uma escala muito maior.[4][20]

Ver também

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Referências
  1. ↑ a b c d e «SIMBAD query result - del Leo». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Consultado em 2 de junho de 2018 
  2. ↑ a b c d e f g h i j k l m Wittkowski, M.; Hauschildt, P. H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J. M. (abril de 2012). «Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY Canis Majoris based on VLTI/AMBER spectro-interferometry». Astronomy & Astrophysics. 540: L12, 5. Bibcode:2012A&A...540L..12W. doi:10.1051/0004-6361/201219126 
  3. ↑ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. (janeiro de 2009). «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)». VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Bibcode:2009yCat....102025S 
  4. ↑ a b c d e f g Humphreys, Roberta M.; Helton, L. Andrew; Jones, Terry J. (junho de 2007). «The Three-Dimensional Morphology of VY Canis Majoris. I. The Kinematics of the Ejecta». The Astronomical Journal. 133 (6): 2716-2729. Bibcode:2007AJ....133.2716H. doi:10.1086/517609 
  5. ↑ a b c d e f Zhang, B.; Reid, M. J.; Menten, K. M.; Zheng, X. W. (janeiro de 2012). «Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: Very Long Baseline Array and Very Large Array Astrometry». The Astrophysical Journal. 744 (1): artigo 23, 15. Bibcode:2012ApJ...744...23Z. doi:10.1088/0004-637X/744/1/23 
  6. ↑ a b c Robinson, L. J. (dezembro de 1971). «Three Somewhat Overlooked Facets of VY Canis Majoris». Information Bulletin on Variable Stars. 599: 1. Bibcode:1971IBVS..599....1R 
  7. ↑ Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (dezembro de 1998). «Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa». Astronomy and Astrophysics. 340: L39-L42. Bibcode:1998A&A...340L..39W 
  8. ↑ Hoffmeister, Cuno (maio de 1931). «316 neue Veränderlilche». Astronomische Nachrichten (em alemão). 242: 129. Bibcode:1931AN....242..129H. doi:10.1002/asna.19312420702 
  9. ↑ Guthnick, P.; Schneller, H. (março de 1939). «Benennung von veränderlichen Sternen». Astronomische Nachrichten (em alemão). 268: 165. Bibcode:1939AN....268..165G. doi:10.1002/asna.19392681102 
  10. ↑ Wallerstein, George (outubro de 1958). «The Spectrum of the Irregular Variable VY Canis Majoris». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 70 (416): 479. Bibcode:1958PASP...70..479W. doi:10.1086/127278 
  11. ↑ Skiff, B. A. (outubro de 2014). «VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009-2016)». VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Bibcode:2014yCat....1.2023S 
  12. ↑ a b Lada, C. J.; Reid, M. J. «CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris». Astrophysical Journal. 219: 95-97, 99-104. Bibcode:1978ApJ...219...95L. doi:10.1086/155758 
  13. ↑ Mel'Nik, A. M.; Dambis, A. K. (novembro de 2009). «Kinematics of OB-associations and the new reduction of the Hipparcos data». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (1): 518-523. Bibcode:2009MNRAS.400..518M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15484.x 
  14. ↑ a b Choi, Yoon Kyung; et al. (outubro de 2008). «Distance to VY Canis Majoris with VERA». Publications of the Astronomical Society of Japan. 60 (5): 1007--1012. Bibcode:2008PASJ...60.1007C. doi:10.1093/pasj/60.5.1007 
  15. ↑ Gaia Collaboration; Brown, A. G. A.; Vallenari, A.; Prusti, T.; de Bruijne, J. H. J.; et al. (2018). «Gaia Data Release 2. Summary of the contents and survey properties». Astronomy & Astrophysics. 616: A1, 22 pp. Bibcode:2018A&A...616A...1G. arXiv:1804.09365Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361/201833051  Catálogo Vizier
  16. ↑ Shenoy, Dinesh; et al. (março de 2016). «Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants µ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ? Cas». The Astronomical Journal. 151 (3): artigo 51, 14. Bibcode:2016AJ....151...51S. doi:10.3847/0004-6256/151/3/51 
  17. ↑ a b c d e Humphreys, Roberta M. (outubro de 2006). «VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity». eprint arXiv:astro-ph/0610433. Bibcode:2006astro.ph.10433H. arXiv:astro-ph/0610433Acessível livremente 
  18. ↑ Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (agosto de 2006). «Bringing VY Canis Majoris Down to Size: An Improved Determination of Its Effective Temperature». The Astrophysical Journal. 646 (2): 1203-1208. Bibcode:2006ApJ...646.1203M. doi:10.1086/505025 
  19. ↑ Monnier, J. D.; et al. (abril de 2004). «High-Resolution Imaging of Dust Shells by Using Keck Aperture Masking and the IOTA Interferometer». The Astrophysical Journal. 605 (1): 436-461. Bibcode:2004ApJ...605..436M. doi:10.1086/382218 
  20. ↑ Smith, Nathan; et al. (fevereiro de 2001). «The Asymmetric Nebula Surrounding the Extreme Red Supergiant VY Canis Majoris». The Astronomical Journal. 121 (2): 1111-1125. Bibcode:2001AJ....121.1111S. doi:10.1086/318748 

Ligações externas

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