VY Canis Majoris 는 Canis Majoris 또는 Can Mayor 별자리에있는 별이며 시리우스도 발견됩니다. VY Canis Majoris는 지구에서 약 4900 광년 떨어져 있으며 쌍안경과 망원경으로 볼 수 있으며 독특한 붉은 색을 보입니다.
VY 큰 개자리 (VY CMa)의 첫 관찰은 19 세기 초부터 시작되었습니다. 1801 년에 프랑스 천문학 자 Joseph DeLalande가이를 등급 7 성으로 분류했기 때문입니다.
그림 1. 오리온 자리의 VY Canis Majoris는 반경이 태양보다 수천 배 더 큰 별이며, 별 자체가 지속적으로 투사하는 물질로 구성된 성운으로 둘러싸여 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons. 주디 슈미트.
망원경 디자인의 개선으로 20 세기 초의 천문학 자들은 VY CMa의 다양한 밝기와 덩어리와 응축으로 가득 찬 복잡한 성운에 가려진 덕분에 VY CMa가 얼마나 독특한 지 빠르게 깨달았습니다.
이런 이유로 한동안 별계라고 생각했습니다. 이 아이디어는 현재 의문의 여지가 없지만 일부 천문학 자들은 적어도 한 명의 동반자가 있다고 주장합니다.
관측에 따르면 VY CMa는 태양보다 수천 배나 더 큰 매우 밝고 예외적 인 크기로, 별이 자리를 잡으면 토성의 궤도까지 확장 할 수 있습니다.
VY CMa는 확실히 수명이 다하기 전에 매우 불안정한 단계에 있습니다. 별이 빠르게 외층을 벗겨 내고 우주로 던져서 주위에 성운처럼 퍼지기 때문입니다.
그렇기 때문에 천문학 자들은 VY CMa가 단시간에 초신성 발발을 겪을 가능성을 배제하지 않습니다.
형질
천문학 자들은 VY CMa만큼 독특한 별을 연구하는 데 매우 관심이 있습니다. 그 정보는 항성 진화 연구에서 결정적이기 때문입니다.
VY CMa는 반경이 가장 큰 별에 속하며 가장 빛나는 별 중 하나입니다. 그것은 또한 별의 삶에서 이미 먼 길을 여행 한 별인 적색 초거성 중 가장 무거운 별 중 하나입니다.
VY CMa는 큰 초신성 폭발로 그 시대가 갑자기 끝날 것으로 예상되기 때문에 매력적입니다. 좀 더 흥미로운 세부 사항을 살펴 보겠습니다.
위치
VY CMa는 시리우스와 오리온과 가까운 별자리 Canis Major에서 지구에서 볼 수 있습니다. 지구에서 3,900 광년에서 4,900 광년 사이입니다.
첫 번째는 별이 가까이 있지 않기 때문이고 두 번째는 계속해서 물질을 분출하기 때문에 거리를 정확하게 설정하는 것은 쉽지 않습니다. 따라서 별의 대기를보기 어렵고 정확한 추정을 어렵게하는 성운 (그림 1 참조)에 둘러싸여 있습니다.
그림 2. 별자리 Can Major와 VY CMa는 어린 별과 별이 형성되는 열린 성단 인 NGC 2362 근처에서 빨간색 원으로 표시되어 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons. Canis_major_constellation_map.png : Torsten Bronger. 파생 작업 : Kxx.
가변성
1931 년에 이미 VY CMa는 밝기에있어 눈에 띄는 변화를 경험하고 있었기 때문에 장기 변광성으로 묘사되었습니다.
매우 밝지 만 절대 크기는 -9.5에서 -11.5 사이입니다. 크기가 -1.6 인 시리우스와 지구에서 본 가장 밝은 물체 인 태양을 -26.7로 비교합니다.
변덕스러운 별을 식별하기 위해 천문학 자들은 하나 또는 한 쌍의 대문자로 구성된 이름과 별이 발견 된 별자리의 이름을 차례로 지정합니다.
발견 된 첫 번째 변수에는 문자 R이 할당되고 다음 변수에는 S가 할당됩니다. 문자가 완성되면 RR, RS 등으로 시퀀스가 시작되므로 VY CMa는 Can Major의 변광성 중 43 번이됩니다.
그리고 왜 VY CMa 또는 다른 별들이 밝기의 변화를 경험합니까? 별이 수축과 팽창으로 인해 광도가 바뀌기 때문일 수 있습니다. 또 다른 이유는 일시적으로 그것을 가려내는 다른 물체의 존재 때문일 수 있습니다.
라디오
일부 천문학 자들은 VY CMa의 반지름을 태양 반지름의 최대 3,000 배까지 추정합니다. 다른보다 보수적 인 추정치는 600 개의 태양 반지름 크기를 가리 킵니다.
VY CMa가 같은 별이 방출하는 물질의 성운에 둘러싸여 있다는 사실은 별의 다양한 반경에 대한 책임이 있습니다. 지금까지 아직 논의중인 인물.
한동안 VY CMa는 알려진 가장 큰 별이었습니다. 오늘날 그것은 방패의 별자리에서 UY Scuti (1708 태양 반경)와 Ara의 별자리에서 Westerlund 1-26 (일부에서는 2544 태양 반경, 다른 사람들에서는 1500)에 의해 능가합니다.
질량
반드시 큰 별이라서가 아니라 가장 무거운 별입니다. 온도와 크기 (볼로 메트릭)에서 VY CMa의 현재 질량은 17 ± 8 태양 질량 (태양의 질량은 1.989 × 10 ^ 30 kg)으로 추정됩니다.
VY CMa는 매년 6 x 10 ^ -4 태양 질량의 속도로 질량을 잃습니다. 자주 발생하는 폭력적인 질량 방출은 계산하지 않습니다. 이런 식으로 별을 둘러싼 성운이 형성됩니다.
온도와 광도
VY Canis Majoris의 온도는 4000K로 추정되며 광도는 태양의 200,000 ~ 560,000 배 사이입니다. 광도는 별이 우주로 방출하는 전력 (단위 시간당 에너지)과 동일합니다.
태양의 광도는 천체의 힘을 측정하는 기준 및 단위로 사용됩니다. 1 개의 태양 광도는 3,828 × 10 ^ 26 와트입니다.
VY Canis Majoris의 온도와 광도는 HR 별 분류 다이어그램의 초거성 영역에 있습니다.
그림 3. 별의 HR 다이어그램. VY Canis Majoris와 같은 적색 초거성 및 극대 거성이 오른쪽 상단에 있습니다. 출처 : Wikimedia Commons.
HR 또는 Hertzsprung-Russell 다이어그램은 온도에 따른 별의 광도 그래프입니다. 이 다이어그램에서 별의 위치는 진화 상태를 나타내며 초기 질량에 따라 달라집니다.
핵에서 헬륨을 형성하기 위해 수소를 소비하는 별은 다이어그램의 대각선 인 주 계열 (주 계열)에있는 별들입니다. 우리의 태양은 거기에 있고 Proxima Centauri는 오른쪽 아래에 있습니다.
대신 Betelgeuse, Antares 및 VY CMa는 이미 수소가 부족했기 때문에 메인 시퀀스를 떠났습니다. 그런 다음 다이어그램의 오른쪽 상단에있는 적색 초거성과 극대 거성의 진화 선으로 이동했습니다.
시간이 지남에 따라 (물론 천문학적) 태양과 같은 별은 백색 왜성이되어 HR 다이어그램 아래로 이동합니다. 그리고 적색 초거성은 초신성으로서의 시대를 끝냅니다.
구조
별은 기본적으로 수소와 헬륨으로 구성된 거대한 가스 구체이며, 다른 알려진 원소의 흔적을 동반합니다.
별의 구조는 융합 반응이 일어나는 핵, 맨틀 또는 외피라고하는 중간층, 외층 또는 항성 대기 등 모두에게 어느 정도 동일합니다. 시간이 지남에 따라 이러한 레이어의 두께와 특성이 변경됩니다.
별의 응집력을 유지하는 데에는 두 가지 힘이 있습니다. 한편으로는 별을 압축하는 중력 인력과 다른 한편으로는 핵을 팽창시키는 핵융합 반응에 의해 생성되는 압력입니다.
그림 4. 별은 그것을 압축하는 경향이있는 중력이 그것을 팽창시키는 융합 압력에 의해 균형을 잡을 때 수압 평형 상태에 있습니다. 출처 : F. Zapata.
수소 고갈과 같은 불균형이 발생하면 중력이 우세하고 별의 핵이 붕괴되기 시작하여 많은 양의 열이 발생합니다.
이 열은 인접한 층으로 전달되어 일시적으로 별의 균형을 회복하는 새로운 융합 반응을 일으 킵니다. 그러나 그 과정에서 가장 바깥 쪽 층이 격렬하게 팽창하고 별이 부풀어 적색 거성으로 변합니다.
그리고 별의 초기 질량이 8 개의 태양 질량보다 크면 VY Canis Majoris와 같이 초거성 또는 극대 거성이됩니다.
우리가 알지 못하는 한 극대 거성 별은 우주에서 드물다. 파란색, 흰색, 노란색, 빨간색이 있습니다. 색상의 차이는 온도 때문이며 파란색은 더 뜨겁고 빨간색은 더 차갑습니다.
별이 진화의 끝에 가까워지면 양파 층 구조를 얻습니다. 왜냐하면 그림에서 볼 수 있듯이 무거운 원소를 태울 때 이전에 태워 진 밀도가 낮은 원소의 가장 바깥 쪽 층이 남아 있기 때문입니다.
이것이 VY Canis Majoris에서 가장 다양한 성질의 화합물이 검출 된 이유입니다.
그림 5. 진화의 마지막 단계에있는 별의 "양파"층 구조. 출처 : 유럽 남부 천문대.
형성과 진화
모든 별과 마찬가지로 VY Canis Majoris는 가스와 우주 먼지를 거대한 구름으로 압축하는 중력 덕분에 형성되었을 것입니다.
그렇게되면 별의 원자로가 시작될 때까지 온도가 상승합니다. 그런 다음 위에서 언급 한 힘 사이에서 수압 평형이 발생합니다. 압축 중력과 코어의 압력이 별을 확장하려고합니다.
이 시점에서 항상 질량에 따라 별은 주 계열에 위치합니다. VY Canis Majoris의 경우 다이어그램의 왼쪽, 파란색 거성 지역에 있었어야했지만 수소가 고갈되면 극대 거성의 진화 라인으로 넘어갔습니다.
우리가 말했듯이 그러한 거대한 별들은 종종 초신성 폭발로 하루를 끝냅니다. 그러나 그들은 또한 질량 손실을 경험하고 적어도 짧은 시간 동안 청색 거성이 될 수 있으며 중성자 별 또는 블랙홀로서의 하루를 끝낼 수 있습니다.
태양과의 비교
다음 이미지는 VY Canis Majoris와 Sun의 크기를 비교 한 것입니다. 크기, 질량 및 온도가 다를뿐만 아니라 둘의 진화 라인도 매우 다릅니다.
그림 6. 지구 궤도 (사각형)와 VY Canis Majoris를 포함한 태양 간의 비교 크기. 출처 : Wikimedia Commons.
태양은 결국 주 계열에서 벗어나 지구 너머로 퍼져 나가는 적색 거성이 될 것입니다. 그러나 태양은 안정된 별의 수명의 절반에 불과하기 때문에 갈 길이 멀다. 그것은 약 45 억 3 천만년 동안 존재 해 왔습니다.
그것은 여전히 많은 것을 가지고 있지만, 그 질량으로 태양은 백색 왜성으로 그 시대를 끝낼 것이며 VY Canis Majoris는 훨씬 더 멋진 방식으로 그렇게 할 수 있습니다.
참고 문헌
- 미국 가변성 관측자 협회. VY 큰 개자리. 출처 : aavso.org.
- Carroll, B. 현대 천체 물리학 소개. 2 위. 판. 피어슨.
- Martínez, D. 별의 진화. Vaeliada. 출처 : Google 도서.
- Paolantonio, S. 주목할만한 변광성 VY Canis Majoris. 출처 : historiadelaastronomia.files.wordpress.com.
- Rebusco, P. Fusion in the Universe : 주얼리의 출처. 출처 : scienceinschool.org.
- Wikipedia. 적색 초거성. 출처 : es.wikipedia.org.
- Wikipedia. VY 큰 개자리. 출처 : en.wikipedia.org.