| VY Canis Major | |||||||||||||||||||||
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| Estrella | |||||||||||||||||||||
| Comparación de tamaño del Sol y YV CMa | |||||||||||||||||||||
| Datos observacionales ( época J2000.0 ) |
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| ascensión recta | 07 h 22 min 58,33 s | ||||||||||||||||||||
| declinación | −25° 46′ 3.17″ | ||||||||||||||||||||
| Distancia | ~Calle 3900 años (~1170 pc ) [1] | ||||||||||||||||||||
| Magnitud aparente ( V ) | 7,9607 [2] (varía de 6,5 a 9,6 [3] ) | ||||||||||||||||||||
| Constelación | Perro grande | ||||||||||||||||||||
| Astrometría | |||||||||||||||||||||
| Velocidad radial ( Rv ) | 49±10 [4] km/s | ||||||||||||||||||||
| movimiento adecuado | |||||||||||||||||||||
| • ascensión recta | 9,84 [4] mas por año | ||||||||||||||||||||
| • declinación | 0,75 [4] mas por año | ||||||||||||||||||||
| Paralaje (π) | 1,78 ± 3,54 [4] mas | ||||||||||||||||||||
| Características espectrales | |||||||||||||||||||||
| clase espectral | M4 (M3-M4.5) [1] [4] / M5Ia [5] | ||||||||||||||||||||
| Indice de color | |||||||||||||||||||||
| • B-V | 2.24 | ||||||||||||||||||||
| • U−B | 1.82 | ||||||||||||||||||||
| variabilidad | RS [6] | ||||||||||||||||||||
| características físicas | |||||||||||||||||||||
| Peso | 17 ± 8 [1] METRO ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Radio | 1420 ± 120 [1] R ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Años | 8,2 Ma | ||||||||||||||||||||
| La temperatura | 3490±90 [1] K | ||||||||||||||||||||
| Luminosidad | ~270,000 [1] L ⊙ | ||||||||||||||||||||
| Propiedades | g=2.17921*10^6 | ||||||||||||||||||||
| Códigos en catálogos | |||||||||||||||||||||
| VY Canis Majoris, YV CMa, HD 58061 [5] , HIP 35793 [2] | |||||||||||||||||||||
| Información en bases de datos | |||||||||||||||||||||
| SIMBAD | datos | ||||||||||||||||||||
| Sistema estrella | |||||||||||||||||||||
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Una estrella tiene varios componentes, sus parámetros se presentan a continuación: |
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| Fuentes: [4] | |||||||||||||||||||||
| ¿ Información en Wikidata ? | |||||||||||||||||||||
| Archivos multimedia en Wikimedia Commons | |||||||||||||||||||||
VY Canis Majoris ( lat. VY Canis Majoris , YV CMa) es una hipergigante roja o supergigante roja extremadamente rica en oxígeno y una estrella variable pulsante ubicada a una distancia de 1,2 kiloparsecs (3900 años luz ) de la Tierra en la constelación Canis Major . Es una de las estrellas más grandes conocidas en términos de radio, una de las supergigantes rojas más brillantes y masivas , y una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea.
El radio de YV CMa es aproximadamente 1420 veces el radio del Sol ( R ⊙ ), que está cerca del límite de Hayashi y aproximadamente 3 mil millones de veces más grande que el Sol en volumen. Si YV CMa se colocara en el Sistema Solar, se extendería más allá de la órbita de Júpiter, aunque todavía hay una variación considerable en las estimaciones de radio, siendo algunas de ellas más grandes que la órbita de Saturno.
La masa de la estrella se estima en 17 ± 8 masas solares [ 1 ] , lo que indica una densidad promedio insignificante: es de 0,005 a 0,01 g/m³ (en comparación, la densidad del aire a 0 °C es de 1292,9 g/m³ ) . Un kilómetro cúbico de una estrella tiene una masa de aproximadamente 5-10 toneladas .
Los datos sobre las propiedades de la estrella son contradictorios. Algunos resultados indican que esta estrella es una hipergigante roja muy grande [8] . Otros dicen que esta es la supergigante roja más común con un diámetro de solo 600 veces el del sol, y no 2000. En este caso, se expandirá aún más [9] .
Los primeros avistamientos conocidos de VY Canis Major se registran en el catálogo de estrellas de Joseph Jérôme de Lalande el 7 de marzo de 1801, que enumera a YV CMa como una estrella de séptima magnitud . Otras observaciones mostraron que la estrella se había atenuado desde 1850 [10] .
Desde 1847, se sabe que YV CMa tiene un tono carmesí [10] . En el siglo XIX, los observadores encontraron al menos seis componentes distintos en YV CMa, lo que sugiere la posibilidad de que se trate de una estrella múltiple . Ahora se sabe que estos "componentes" son parches brillantes de la nebulosa circundante. Las observaciones visuales en 1957 y las imágenes de alta resolución tomadas en 1998 mostraron que YV CMa no tiene estrellas compañeras [11] [10] .
YV CMa es una estrella de alta luminosidad de tipo espectral M con una temperatura efectiva de unos 3000 K y está situada en la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell . Se supone que su evolución fue compleja. Antes de convertirse en una supergigante roja, VY CMa era una estrella de secuencia principal de clase O con una masa de entre 30 y 40 M ⊙ [11] .
Las distancias a las estrellas están determinadas por su desplazamiento paraláctico , causado por el movimiento del observador junto con la Tierra alrededor del Sol. Sin embargo, YV CMa tiene muy poca paralaje, al nivel del error de medición, lo que hace que este método para determinar la distancia no sea confiable [12] .
En 1976, Charles J. Lada y Mark J. Reed publicaron el descubrimiento de un halo brillante de una nube molecular a 15 minutos de arco al este de YV CMa. El borde de esta nube limita con el borde brillante de la estrella. Un fuerte aumento en el brillo de la radiación, junto con una disminución en la emisión de gas, llevó a los científicos a la idea de que esta nube es parte de la nebulosa NGC 2362 y se encuentra a la misma distancia que las estrellas cercanas, que es de 1,5 ± 0,5 kpc y está determinado por el diagrama de Hertzsprung-Russell [13] .
YV CMa se proyecta sobre la punta del borde de la nube molecular, lo que sugiere su conexión con ella. Además de esto, la velocidad de la nube molecular es muy cercana a la velocidad de la estrella. Esto apunta una vez más a la conexión de esta estrella con la nube molecular y, en consecuencia, con NGC 2362. Esto significa que YV CMa también se encuentra a una distancia de 1,5 kpc [14] .
El profesor Robert M. Humphreys de la Universidad de Minnesota estima que el radio de YV CMa es 1800-2100 solar [15] . Si tal estrella está en el lugar del Sol, entonces su superficie estará más allá de la órbita de Saturno (alrededor de 9 UA ). Si tenemos en cuenta el límite superior del radio VY de Canis Major en 2100 solar, entonces la luz tardará más de 8,5 horas en dar la vuelta, en comparación con el Sol, que tardaría 14,5 segundos en dar la vuelta a la velocidad de luz El volumen de esta estrella es 7⋅10 15 veces el volumen de la Tierra [16] .
Si el Sol se representa como una bola con un diámetro de un centímetro, entonces con una proporción similar, el diámetro de YV CMa será de 21 m (suponiendo que su radio es 2100 solar).
En 2006, Humphrey utilizó mediciones espectrales de la distribución de energía de Canis Major VY para calcular su luminosidad. Dado que la mayor parte de la radiación procedente de la estrella es dispersada por el polvo de la nube circundante, teniendo en cuenta la integración con el flujo de radiación total de la nebulosa circundante, los cálculos mostraron que VY Canis Majoris tiene una luminosidad de 4,3⋅10 5 L ⊙ [15] .
Hay dos opiniones contradictorias sobre las propiedades de YV CMa. Según un punto de vista [15] , esta estrella es una hipergigante roja muy grande y muy brillante . Según otras opiniones [18] , se trata de una supergigante roja ordinaria con un radio de unos 600 solares.
La luminosidad de YV CMa, al igual que las dimensiones, es discutible. Humphreys señala que el procesamiento de la fotometría en las regiones visible, roja e infrarroja térmica del espectro es insuficiente para estrellas con una gran cantidad de polvo circunestelar [15] .
VY Canis Major también ilustra los problemas de determinar la "superficie" (y el radio) de estrellas muy grandes. Con una densidad de materia promedio de alrededor de 0,005-0,01 g/m³, una estrella es miles de veces menos densa incluso que la atmósfera de la Tierra al nivel del mar. Cuando se tiene en cuenta el radio de nuestro Sol, nunca se tiene en cuenta su corona , pero la corona del Sol es más caliente y más densa que la "superficie" de VY Canis Major. Por lo tanto, aún no se ha establecido el radio exacto de la estrella.
La estrella, como han demostrado los estudios, es inestable y ha arrojado la mayor parte de su masa a la nebulosa circundante . En el futuro, VY Canis Major explotará como una supernova o colapsará inmediatamente en un agujero negro [19] .