VY CANIS MAJORIS: LÖYTÖ, OMINAISUUDET, RAKENNE, MUODOSTUMINEN JA KEHITYS - ARTE - 2025

VY Canis Majoris on tähti Canis Majorisin tai Can Mayorin tähdistössä, josta löytyy myös Sirius. VY Canis Majoris on noin 4900 valovuoden päässä maasta ja on näkyvissä kiikarilla ja kaukoputkilla, joilla on erottuva punainen väri.

VY Canis Majoriksen (VY CMa) ensimmäiset havainnot ovat peräisin 1800-luvun alusta. Ne johtuvat ranskalaisesta tähtitieteilijä Joseph DeLalandesta vuonna 1801, joka luokitteli sen 7 suuruusluokkaan.

Kuva 1. VY Canis Majoris Orionin tähdistössä on tähti, jonka säde on tuhansia kertoja suurempi kuin Auringon, ja sitä ympäröi nebula, joka koostuu materiaalista, jota tähti itse jatkuvasti heittää. Lähde: Wikimedia Commons. Judy Schmidt.

Teleskooppisuunnittelun parannusten myötä tähtitieteilijät 1900-luvun alkupuolella ymmärsivät nopeasti, kuinka ainutlaatuinen VY CMa on muuttuvan kirkkautensa ansiosta ja varjostettu monimutkaisessa nebulassa, joka on täynnä kohoumia ja tiivistymiä.

Tästä syystä jonkin aikaa ajateltiin, että se oli pikemminkin tähtijärjestelmä. Tämä ajatus on tällä hetkellä poissuljettu, vaikka jotkut tähtitieteilijät väittävät, että siellä on ainakin yksi seuralainen.

Havaintojen mukaan VY CMa on erittäin valoisa ja poikkeuksellisen kokoinen, tuhansia kertoja suurempi kuin aurinko. Sikäli, että jos se asettuisi paikalleen, tähti ulottuisi kohti Saturnuksen kiertorataa.

VY CMa on ehdottomasti erittäin epävakaassa vaiheessa, joka edeltää elämänsä loppua, koska tähti irtoaa nopeasti ulkokerroksistaan ​​ja heittää ne avaruuteen, jossa ne leviävät kuin sumut sen ympärille.

Siksi tähtitieteilijät eivät sulje pois mahdollisuutta, että VY CMa läpikäy supernovan puhkeamisen lyhyessä ajassa.

ominaisuudet

Astronomit ovat erittäin kiinnostuneita tutkimaan yhtä ainutlaatuista tähteä kuin VY CMa, koska sen tiedoilla on ratkaiseva merkitys tähtien evoluutiossa.

VY CMa: lle on tunnusomaista, että se kuuluu suurimman säteen tähtiin ja on myös yksi valoisimmista. Se on myös joukosta massiivisimpia punaisista supergiantähdistä, tähdet, jotka ovat jo matkustaneet pitkä matka tähtiensa elämässä.

VY CMa on myös kiehtova, koska sen päivien odotetaan päättyvän yhtäkkiä suuressa supernoova-räjähdyksessä. Katsotaanpa joitain mielenkiintoisempia yksityiskohtia:

Sijainti

VY CMa on näkyvissä maan päältä Canis Majorin tähdistössä, lähellä Siriusta ja Orion-tähdistöä. Se on 3900 - 4 900 valovuoden päässä maasta.

Etäisyyden määrittäminen ei ole helppoa ensinnäkin siksi, että tähti ei ole lähellä, ja toiseksi, koska se on jatkuvasti oikottava materiaalia. Siksi se on verhottu sumussa (ks. Kuva 1), mikä vaikeuttaa tähden ilmakehän näkemistä ja vaikeuttaa tarkkojen arvioiden tekemistä.

Kuva 2. Tähdistö Can Major ja VY CMa kiertävät punaisella, lähellä NGC 2362, avointa klusteria, joka on täynnä muodostuneita nuoria tähtiä ja tähtiä. Lähde: Wikimedia Commons. Canis_major_constellation_map.png: Torsten Bronger.derivaattorityö: Kxx.

vaihtelevuus

Vuoteen 1931 mennessä oli jo totta, että VY CMa: n kirkkaudessa oli huomattavia muutoksia, niin että sitä kuvataan pitkän ajanjakson muuttuvaksi tähtiksi.

Vaikka se on erittäin kirkas, sen absoluuttinen voimakkuus on välillä -9,5 ja -11,5. Vertaa Siriusa, jonka voimakkuus on -1,6, ja aurinkoa, joka on Maan kirkkain esine, -26,7.

Muuttuvien tähtien tunnistamiseksi tähtitieteilijät antavat heille nimen, joka koostuu yhdestä tai isosta isoista kirjaimista, jota seuraa tähtikuvion nimi, jossa ne löytyvät.

Ensimmäiselle löydetylle muuttujalle annetaan R-kirjain, seuraavalle S ja niin edelleen. Kun kirjaimet ovat valmiit, sekvenssi alkaa RR: llä, RS: llä ja niin edelleen, että VY CMa on numero 43 Can Majorin muuttuvien tähtien joukossa.

Ja miksi VY CMa tai muut tähdet kokevat muutoksia kirkkaudessaan? Se voi johtua siitä, että tähti muuttaa kirkkauttaan supistumisten ja laajenemisten vuoksi. Toinen syy voi olla toisen esineen läsnäolo, joka hämää sen väliaikaisesti.

Radio

Jotkut tähtitieteilijät arvioivat VY CMa: n säteen olevan jopa 3000-kertainen auringon säteeseen nähden. Muut konservatiivisemmat arviot osoittavat, että koko on 600 aurinkosädettä, vaikka viimeisimmät mittaukset sijoittavat sen 1420 aurinkosäteeseen.

Tähteen muuttuvasta sädestä vastaa se, että VY CMa on verhottu saman tähtiä poistaman aineen nebulaan. Luvusta, josta on toistaiseksi keskusteltu.

Jonkin aikaa VY CMa oli suurin tunnettu tähti. Nykyään sitä ylittävät UY Scuti (1708 aurinkosäde) Kilven tähdistössä ja Westerlund 1-26 (2544 aurinkosätettä joidenkin mukaan, muiden mukaan 1500) Ara-tähdistössä.

Massa

Ei välttämättä, koska se on suuri tähti, se on massiivisin tähti kaikista. Lämpötilasta ja suuruudesta (bolometrinen) arvioidaan, että VY CMa: n nykyinen massa on 17 ± 8 aurinkopainoa (auringon massa on 1,989 × 10 ^ 30 kg).

VY CMa menettää massan nopeudella 6 × 10 ^ −4 aurinkomassoa vuodessa, ilman että lasketaan huomioon väkivaltaiset massan poistumiset, joita esiintyy usein. Tällä tavalla muodostetaan tähtiä ympäröivä sumu.

Lämpötila ja valoisuus

VY Canis Majoriksen lämpötilaksi arvioidaan 4000 K ja valoisuuden välillä 200 000 - 560 000 kertaa aurinko. Kirkkaus vastaa tähden avaruuteen lähettämää tehoa (energiaa aikayksikköä kohti).

Auringon kirkkautta käytetään referenssinä ja yksikkönä tähtitieteellisten esineiden voiman mittaamiseen. Yksi (1) auringon valoisuus on 3,828 × 10 ^ 26 wattia.

VY Canis Majorisin lämpötila ja valoisuus sijoittavat sen HR-tähtien luokittelukaavion supergiantialueelle.

Kuva 3. Tähtien HR-kaavio. VY Canis Majoriksen kaltaiset punaiset supermarketit ja hypergianssit ovat oikeassa yläkulmassa. Lähde: Wikimedia Commons.

HR- tai Hertzsprung-Russell-kaavio on graafi tähtien valoisuudesta niiden lämpötilan funktiona. Tähden sijainti tässä kaaviossa ilmaisee sen evoluutio-tilan ja riippuu sen alkuperäisestä massasta.

Tähdet, jotka kuluttavat vetyä muodostamaan heelumia ytimeensä, ovat tähdet, jotka ovat pääjärjestyksessä (pääsekvenssi), diagrammin lävistäjä. Aurinko on siellä, kun taas Proxima Centauri on oikeassa alakulmassa, koska se on kylmempi ja pienempi.

Sen sijaan Betelgeuse, Antares ja VY CMa jättivät pääsekvenssin, koska vety on jo loppunut. Sitten ne siirtyivät kohti punaisten supergiant- ja hypergiantähteiden evoluutioviivaa, kaavion oikeassa yläkulmassa.

Ajan myötä (tähtitieteelliset, tietysti) Auringon kaltaiset tähdet muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, jotka liikkuvat alaspäin HR-kaaviossa. Ja punaiset supergalut päättävät päivänsä supernovoina.

Rakenne

Tähdet ovat pohjimmiltaan valtavia kaasupalloja, jotka koostuvat suurimmaksi osaksi vedystä ja heliumista, ja siihen liittyy jälkiä muista tunnetuista elementeistä.

Tähteiden rakenne on suurin piirtein sama kaikille: ydin, jossa tapahtuu fuusioreaktioita, välikerros, jota kutsutaan vaipana tai vaipana, ja ulkokerros tai tähtien ilmakehä. Ajan myötä näiden kerrosten paksuus ja ominaisuudet muuttuvat.

On olemassa kaksi voimaa, jotka pitävät tähden yhtenäisenä: toisaalta gravitaation vetovoiman, joka pyrkii puristamaan sen, ja toisaalta ytimesta fuusioreaktioiden tuottaman paineen, joka laajentaa sitä.

Kuva 4. Tähti on hydrostaattisessa tasapainossa, kun sitä puristava taipumus on tasapainotettu sitä lisäävän sulamispaineen avulla. Lähde: F. Zapata.

Kun epätasapaino, kuten vetyvajaus, tapahtuu, painovoima vallitsee ja tähden ydin alkaa romahtaa tuottaen suuria määriä lämpöä.

Tämä lämpö siirtyy vierekkäisiin kerroksiin ja aiheuttaa uusia sulamisreaktioita, jotka palauttavat väliaikaisesti tasapainon tähtien kanssa. Mutta prosessissa uloimmat kerrokset laajenevat voimakkaasti ja tähti turpoaa muuttuen punaiseksi jättiläiseksi.

Ja jos tähden alkuperäinen massa oli suurempi kuin 8 aurinkomassaa, niin siitä tulee supergiant tai hypergiant, kuten VY Canis Majoris.

Hypergiantähdet ovat harvinaisia ​​maailmankaikkeudessa, ellemme tiedä. Siellä on sininen, valkoinen, keltainen, punainen… Värierot johtuvat lämpötilasta, siniset ovat kuumempia ja punaiset kylmempiä.

Tähtien lähestyessä evoluutionsa loppua, ne saavat sipulikerroksisen rakenteen, koska kun poltat raskaampia elementtejä, jäljellä oleva kerros vähemmän tiheästä elementistä, joka on palanut ennen, pysyy, kuten kuvasta nähdään.

Siksi VY Canis Majorisissa on havaittu monimuotoisimpia kemiallisia yhdisteitä.

Kuvio 5. Tähden "sipulikerroksinen" rakenne sen viimeisessä kehitysvaiheessa. Lähde: Euroopan eteläinen observatorio.

Muodostuminen ja evoluutio

Kuten kaikki tähdet, VY Canis Majorisin on oltava muodostunut painovoiman ansiosta huolehtimalla kaasun ja kosmisen pölyn tiivistämisestä valtavaksi pilveksi.

Sen tapahtuessa lämpötila nousee, kunnes tähden ydinreaktori käynnistyy. Sitten hydrostaattinen tasapaino syntyy yllä mainittujen voimien välillä: tiivistymispaino ja ytimen paine haluavat laajentaa tähtiä.

Tässä vaiheessa ja aina massansa mukaan tähti sijaitsee pääjärjestyksessä. VY Canis Majorikselle sen olisi pitänyt olla kaavion vasemmalla puolella, sinisten jättilähetähteiden alueella, mutta kun vety oli kulunut loppuun, se siirtyi hypergianttien evoluutioviivalle.

Tällaiset massiiviset tähdet päättävät päivät usein supernoova-räjähdyksessä, kuten olemme sanoneet. Mutta he voivat myös kokea massatappioita ja tulla siniseksi jättiläiseksi, ainakin lyhyeksi ajaksi, joka päättyy päivään neutronitähtinä tai mustana aukkona.

Vertailu aurinkoon

Seuraava kuva näyttää vertailun VY Canis Majoriksen ja Auringon välillä. Niiden lisäksi niiden koko, massa ja lämpötila eroavat toisistaan, mutta molempien evoluutioviivat ovat hyvin erilaisia.

Kuva 6. Auringon, mukaan lukien Maan kiertoradan (suorakulmiossa), ja VY Canis Majorisin välinen vertailukoko. Lähde: Wikimedia Commons.

Aurinko lopulta loppuu pääjärjestyksestä ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, joka leviää kooltaan maan ulkopuolelle. Mutta tie on vielä pitkä tie kuljettavana, koska aurinko on tuskin puolet elämästään vakaa tähti. Se on ollut olemassa noin 4,603 miljardia vuotta.

Sitä on edelleen niin monta, mutta massansa perusteella aurinko päättyy päivinä valkoisena kääpiönä, kun taas VY Canis Majoris saattaa tehdä niin paljon näyttävämmällä tavalla.

Viitteet

1. Muuttuvien Star-tarkkailijoiden yhdistys. VY Canis Majoris. Palautettu osoitteesta: aavso.org.
2. Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson.
3. Martínez, D. Tähtien kehitys. Vaeliada. Palautettu: Google Books.
4. Paolantonio, S. Huomattava muuttuva tähti VY Canis Majoris. Palautettu osoitteesta: historiadelaastronomia.files.wordpress.com.
5. Rebusco, P. Fuusio maailmankaikkeudessa: mistä korut tulevat. Palautettu osoitteesta: scienceinschool.org.
6. Wikipedia. Punainen supergiant. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. VY Canis Majoris. Palautettu osoitteesta: en.wikipedia.org.