Vy Canis Majoris Discovery, ominaisuudet, rakenne, koulutus ja evoluutio

Vy canis majoris Se on tähti Canis Majorisin tähdistölle tai voi pormestarille, missä myös Sirio on. Vy Canis Majoris on noin 4900 valovuoden päässä maasta ja on näkyvissä kiikarin ja kaukoputkien kanssa, mikä osoittaa punaisen erottuvan värin.

Vy Canis Majorisin (VY CMA) ensimmäiset havainnot ovat peräisin yhdeksästoista vuosisadan alusta. Ne johtuvat Ranskan tähtitieteestä. 

Kuvio 1. Vy canis duuris Orionin tähdistössä, se on tähti, jolla on radi. Lähde: Wikimedia Commons. Judy Schmidt [CC 2: lla.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by/2.0)].

Teleskooppien suunnittelun parannuksilla 1900 -luvun alussa tähtitieteilijät huomasivat nopeasti, kuinka yksilöllinen se on VY CMA, muuttuvan kirkkauden ansiosta ja että se on kääritty monimutkaiseen sumuun, täynnä möykkyjä ja kondensaatioita.

Siksi jo jonkin aikaa ajateltiin, että se oli pikemminkin tähtijärjestelmä. Tämä ajatus on tällä hetkellä suljettu, vaikka jotkut tähtitieteilijät väittävät, että on ainakin yksi kumppani. 

Havainnot osoittavat, että VY CMA on erittäin valoisa ja poikkeuksellisen kokoinen, tuhansia kertoja suurempi kuin aurinko. Siinä siihen pisteeseen.

Vy CMA on ehdottomasti erittäin epävakaa, joka edeltää hänen elämänsä loppua, koska tähti irtoaa nopeasti ulkoisista kerroksistaan ​​ja heittää ne avaruuteen, missä ne ulottuvat kuin sumuinen sen ympärillä.

Siksi tähtitieteilijät eivät sulje pois mahdollisuutta, että lyhyessä ajassa VY CMA kärsii supernovan puhkeamisesta.

[TOC]

Ominaisuudet

Tähtitieteilijät ovat erittäin kiinnostuneita tutkimaan yhtä ainutlaatuista tähtiä kuin VY CMA, koska heidän tietonsa ovat ratkaisevia tähden evoluution tutkimuksessa. 

Vy CMA: lle on ominaista olla suurimman radion tähtiä ja se on myös valoisa. Se on myös massiivisimmista punaisista supergigenteistä tähdet, tähdet, jotka ovat jo matkustaneet heidän tähtielämänsä suuren osuuden.

VY CMA on myös kiehtova, koska heidän päiviensä odotetaan päättyvän äkillisellä tavalla, Supernovassa suuressa räjähdyksessä. Katsotaanpa joitain mielenkiintoisimpia yksityiskohtia:

Sijainti

VY CMA on näkyvissä maasta CAN -pormestarin tähdistössä, lähellä Sirioa ja Orionin tähdistöä. Se on välillä 3900–4900 valovuotta maata. 

Voi palvella sinua: Subatomiset hiukkaset

Etäisyyden määrittäminen tarkasti ei ole helppoa, koska tähti ei ole lähellä ja toiseksi siksi, että se heittää materiaalia jatkuvasti. Siksi se on kääritty sumuun (katso kuva 1), joka estää tähden ilmakehän näkemisen ja vaikeuttaa tarkkojen arvioiden tekemistä.

Kuva 2. Päätökin ja VY CMA: n tähdistö, joka on merkitty punaisella ympyrällä, lähellä NGC 2362, avoin klusteri, joka on täynnä nuoria tähtiä ja tähtiä muodostumisessa. Lähde: Wikimedia Commons. Canis_major_constellation_map.PNG: Torsten Bonger.Johdannainen: KXX [CC BY-SA 3.0 (http: // creativecommons.Org/lisenssit/by-SA/3.0/]].

Vaihtelu

Vuoteen 1931 mennessä oli jo tosiasia, että VY CMA kokenut merkittäviä variaatioita sen kirkkaudessa, niin että sitä kuvailtiin pitkän jakson muuttujatähtiä. 

Vaikka se on erittäin kirkas, sen absoluuttinen suuruus vaihtelee välillä -9.5 ja -11.5. Vertaa Syyrian kanssa, jolla on suuruus -1.6 ja aurinko, kirkkain esine, joka näkyy maasta, -26.7.

Muuttuvien tähtien tunnistamiseksi tähtitieteilijät määrittävät yhden tai muutaman ison kirjaimen muodostaman nimen, jota seuraa sen tähdistö, josta ne löytyvät. 

Ensimmäiselle löydetylle muuttujalle annetaan kirjain r, seuraava ja niin edelleen. Kun kirjaimet on valmis, sekvenssi alkaa RR: llä, Rs: llä ja siten niin, että VY CMA on numero 43 CAN -pormestarin muuttuvien tähtien joukossa.

Ja miksi Vy CMA tai muut tähdet kokevat muutoksia heidän kirkkauteensa? Se voi johtua siitä, että tähti muuttaa kirkkautta supistuksista ja laajennuksista. Toinen syy voi olla toisen esineen läsnäolo, joka väliaikaisesti pimennys.

Radio

Jotkut tähtitieteilijät arvioivat VY CMA: n säteen jopa 3000 -kertaisesti auringon säteen. Muut konservatiivisemmat arviot osoittavat 600 aurinkosäteiden koon, vaikka viimeisimmät mittaukset sijaitsevat 1420 aurinkosäteillä. 

Se tosiasia, että VY CMA on kääritty saman tähden poistamaan aineen sumuun, on vastuussa tähden muuttujasta. Luku, joka toistaiseksi on edelleen keskustelussa.

Jonkin aikaa VY CMA oli suurin tunnettu tähti. Nykyään Uy Scuti (1708 aurinkoradiot) ylitti sen suojan tähdistössä ja Westerlund 1-26 (2544 aurinkosäteillä joidenkin mukaan, toisten mukaan 1500) ARA: n tähdistössä.

Massa

Ei välttämättä siksi, että se on suuri tähti, se on kaikkein massiivisin tähti. Lämpötilasta ja suuruudesta (bolometrinen) on arvioitu, että VY CMA: n nykyinen massa on 17 ± 8 aurinkosamassa (auringon massa on 1 989 × 10^30 kg)).

Voi palvella sinua: mikä on jännitejakaja? (Esimerkkejä)

VY CMA menettää massaa nopeudella 6 × 10^−4 aurinkosamassa vuosittain ilman väkivaltaisia ​​massansiirtoja, joita tapahtuu usein. Tällä tavoin muodostuu sumu, joka ympäröi tähtiä.

Lämpötila ja kirkkaus

Vy Canis Majoris -lämpötila on arviolta 4000 K ja kirkkaus välillä 200 000 - 560 000 kertaa aurinkoon. Tähtien lähettämää voimakkuutta (energiaa kohti) on kirkkaus avaruuteen.

Auringon kirkkautta käytetään referenssinä ja yksikönä tähtitieteellisten esineiden tehon mittaamiseksi. Yksi (1) aurinkoenergian kirkkaus vastaa 3.828 × 10^26 wattia.

Vy canis Majoris -lämpötila ja kirkkaus sijaitsevat tähtiluokituksen HR -kaavion supergifentissä alueella.

Kuva 3. H-R-kaavio tähtiä. Punaiset supergigantit ja hypergigantit, kuten vy canis majoris, ovat oikealla puolella. Lähde: Wikimedia Commons.

HR- tai Hertzsprung-Russell-kaavio on tähtien kirkkauden kuvaaja niiden lämpötilan mukaan. Tämän kaavion tähden miehittämä sijainti osoittaa sen evoluutiotilan ja riippuu sen alkuperäisestä massasta.

Tähdet, jotka kuluttavat vetyä heliumin muodostamiseksi ytimessä, ovat päärekvenssissä (Pääjärjestys), Kaavion diagonaali. Auringomme on siellä, kun seuraava Centauri on oikealla, koska se on kylmempi ja pienempi.

Sen sijaan Betheteuse, Antares ja VY CMA tulivat pääjärjestyksestä, koska vety on jo päättynyt. Sitten he muuttivat Punaisen Supergigentin ja hypergigisten tähtien evoluutioviivalle kaavion oikeassa yläkulmassa.

Ajan myötä (tietysti tähtitieteelliset) tähdet, kuten auringosta, tulee valkoisia kääpiöitä, liikkuvat alas HR -kaaviossa. Ja punaiset supergigantit lopettavat päivänsä supernovoina.

Rakenne

Tähdet ovat pohjimmiltaan valtavia kaasuyhdiste -palloja ja heliumia suurimmaksi osaksi, ja siihen liittyy jälkiä muista tunnetuista elementeistä.

Tähtien rakenne on enemmän tai vähemmän sama kaikille: a ydin Jos fuusioreaktioita esiintyy, välikerros kutsutaan vaippa tai kääre ja ulkokerros tai ilmapiiri tähtien. Ajan myötä näiden kerrosten paksuus ja ominaisuudet muokataan.

On olemassa kaksi voimaa, jotka pitävät tähden yhtenäisenä: toisaalta gravitaatio vetovoima, jolla on taipumus puristaa sitä, ja toisaalta ytimestä tuotettu paine fuusioreaktioilla, mikä laajentaa sitä. 

Kuva 4. Tähti on hydrostaattisessa tasapainossa, kun puristamisella oleva painovoima on tasapainossa fuusiopaineella, joka sitä laajentaa. Lähde: f. Zapata.

Kun tapahtuu epätasapaino, kuten vedyn uupumus, painovoima vallitsee ja tähden ydin alkaa romahtaa, mikä tuottaa suuria määriä lämpöä.

Se voi palvella sinua: fermioninen kondensaatti: Ominaisuudet, sovellukset ja esimerkit

Tämä lämpö siirtyy vierekkäisiin kerroksiin ja aiheuttaa uusia fuusioreaktioita, jotka palauttavat tasapainon tähtiin. Mutta prosessissa uloimmat kerrokset laajenevat väkivaltaisesti ja tähti turpoaa, ja siitä tulee punainen jättiläinen.

Ja jos tähden alkuperäinen massa oli suurempi kuin 8 aurinkosamassaa, niin siitä tulee supergigentti tai hypergigentti, kuten vy canis majoris. 

Hypergigiset tähdet ovat epätavallisia maailmankaikkeudessa, ellemme tiedä. Siellä on sinisiä, valkoisia, keltaisia, punaisia ​​... Väriero johtuu lämpötilasta, siniset ovat kuumempia ja kylmimmät punaiset.

Kun tähdet lähestyvät evoluutionsa lopussa, he saavat rakenteen sipulikerroksissa, koska kun se palaa raskaampia elementtejä, on olemassa enemmän ulkoisia kerroksia vähemmän tiheästä elementistä, kuten kuvassa nähdään, kuten kuvassa nähdään.

Siksi Vy Canis Majoris -kemialliset yhdisteet, jotka ovat luonteeltaan monimuotoisimpia.

Kuva 5. Rakenne tähden "sipulissa" sen viimeisessä evoluutiovaiheessa. Lähde: Eurooppalainen eteläinen observatorio.

Koulutus ja kehitys

Kuten kaikki tähdet, Vy Canis Majoris olisi pitänyt muodostua siitä, että painovoima käsitteli tiivistyvää kaasua ja kosmista pölyä valtavassa pilvessä. 

Kuten tapahtuu, lämpötila nousee, kunnes tähden ydinreaktori alkaa. Sitten syntyy hydrostaattinen tasapaino edellä mainittujen voimien välillä: kompakti ja ytimestä aiheutuva paine haluaa laajentua tähtiin. 

Tässä vaiheessa ja aina taikinan mukaan tähti sijaitsee päärekvenssissä. Vy Canis Majorikselle sen on täytynyt olla kaavion vasemmalla puolella sinisten jättiläisten tähtien alueella, mutta vety uupunut, se siirtyi hypergigenttien evoluutioviivalle.

Massiiviset tähdet päättävät yleensä päivät Supernova -räjähdyksessä, kuten olemme sanoneet. Mutta he voivat myös kokea massahäviöitä ja tulla sininen jättiläinen, ainakin lyhyen aikaa, lopettaakseen heidän päivät neutronitähteinä tai mustana reikänä.

Vertailu auringon kanssa

Seuraavassa kuvassa vertailu näkyy Vy Canis Majorisin ja auringon koon välillä. Ne eivät ole vain erottuneet koosta, massasta ja lämpötilasta, mutta molempien evoluutioviivat ovat hyvin erilaisia.

Kuva 6. Vertaileva koko auringon, mukaan lukien maan kiertorata (suorakulmiossa) ja Vy Canis Majoris. Lähde: Wikimedia Commons.

Aurinko lopulta poistuu pääjärjestyksestä ja tulee punaiseksi jättiläiseksi, laajentaen kokoaan maan ulkopuolelle. Mutta on vielä paljon, koska aurinko on vain puolessa elämästään vakaana tähtenä. Se on ollut noin 4.603 miljardia vuotta vanha.

Hänellä on edelleen monia muita, mutta taikinan takia aurinko lopettaa päivät valkoisena kääpiönä, kun taas Vy Canis Majoris tekee sen mahdollisesti paljon mahtavammalla tavalla.

Viitteet

1. American Association of Mealible Star -tarkkailijat. Vy canis majoris. Toipunut: AAVSO.org.
2. Carroll, b. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. Toinen. Painos. Pearson. 
3. Martínez, D. Tähden kehitys. Vaeliada. Palautettu: Google Books.
4. Paolantonio, S. Huomattava muuttuja tähti vy canis majoris. Toipunut: Historiadelastronomia.Tiedostot.WordPress.com.
5. Abusco, P. Fuusio maailmankaikkeudessa: Mistä korusi tulevat. Toipunut: ScienceInschool.org.
6. Wikipedia. Punainen supergigentti. Palautettu: on.Wikipedia.org.
7. Wikipedia. Vy canis majoris. Haettu: vuonna.Wikipedia.org.