VY Canis Majoris (abreviado como VY CMa ) es una hipergigante roja (RHG) o supergigante roja (RSG) extremadamente rica en oxígeno (O-rico ) y estrella variable pulsante ubicada a 1.2 kiloparsecs (3.900 ly ) lejos de la Tierra en la constelación de Canis Major . Es una de las estrellas más grandes conocidas por radio, y también es una de las supergigantes rojas más luminosas y masivas , así como una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .
VY CMa es una sola estrella con un gran exceso de infrarrojos (IR) , lo que lo convierte en uno de los objetos más brillantes en el cielo a longitudes de onda de entre 5 y 20 micras (µm) e indica una capa de polvo o disco calentado por la estrella. [14] [15] Se trata de17 ± 8 veces la masa del Sol ( M ☉ ). También está rodeado por una envoltura circunestelar asimétrica compleja (CSE) causada por la pérdida de masa de la propia estrella. Produce una fuerte emisión de maser molecular y fue uno de los primeros radio masers descubiertos. VY CMa está incrustado dentro de la gran nube molecular Sh2-310 , una de las regiones H II formadoras de estrellas más grandes con un diámetro de 480 minutos de arco (') o 681 ly (209 pc). [16] [17]
El radio de VY CMa es aproximadamente 1,420 veces mayor que el del Sol ( R ☉ ), que está cerca del límite de Hayashi y corresponde a un volumen aproximadamente 3 mil millones de veces más grande que el Sol. Un objeto hipotético que viaja a la velocidad de la luz tardaría 6 horas en recorrer la circunferencia de la estrella, en comparación con 14,5 segundos para el Sol. [18] Si se coloca en el centro del Sistema Solar , la superficie de VY CMa se extendería más allá de la órbita de Júpiter , aunque todavía hay una variación considerable en las estimaciones del radio, y algunas lo hacen más grande que la órbita de Saturno .
Historia de observación
La primera observación registrada conocida de VY Canis Majoris se encuentra en el catálogo de estrellas del astrónomo francés Jérôme Lalande , el 7 de marzo de 1801, que lo cataloga como una estrella de séptima magnitud . Otros estudios de los siglos XIX y XX sobre su magnitud aparente sugirieron que la estrella se había desvanecido desde 1850. [19]
Desde 1847, VY Canis Majoris ha sido descrita como una estrella carmesí . [19] Durante el siglo XIX, los observadores midieron al menos seis componentes discretos, lo que sugiere que podría ser una estrella múltiple . Ahora se sabe que estos componentes discretos son áreas brillantes en la nebulosa circundante . Las observaciones visuales en 1957 y las imágenes de alta resolución en 1998 mostraron que no hay estrellas compañeras . [19] [20] VY CMa también se descubrió que era una fuente fuerte de OH (1612 MHz), H
2 O(22.235,08 MHz), ySiO(43,122 MHz)máseresde emisión, que es típico de unaestrella / IR OH. [21][22][23] Muchas moléculas, comoHCN,NaCl,PN,CH,CO,CH
3 OH,TiOyTiO
2 , también se han detectado. [12][24][3][25][26]
2 O(22.235,08 MHz), ySiO(43,122 MHz)máseresde emisión, que es típico de unaestrella / IR OH. [21][22][23] Muchas moléculas, comoHCN,NaCl,PN,CH,CO,CH
3 OH,TiOyTiO
2 , también se han detectado. [12][24][3][25][26]
La variación en el brillo de VY CMa se describió por primera vez en 1931 cuando se enumeró (en alemán) como una variable de período largo con un rango de magnitud fotográfica de 9,5 a 11,5. [27] Se le dio la designación de estrella variable VY Canis Majoris en 1939, la 43a estrella variable de la constelación Canis Major. [28]
Alrededores
VY Canis Majoris está rodeado por una extensa y densa nebulosa de reflexión roja asimétrica con una masa total expulsada de 0.2-0.4 M ☉ y una temperatura de 800 K basada en una atmósfera modelo DUSTY que ha sido formada por material expulsado de su estrella central. [14] [29] Se encuentra que el diámetro de la carcasa interna es 0 " .12, correspondiente a 140 UA (0.0022 ly ) a una distancia de 1.2 kpc, mientras que el de la carcasa externa es 10", correspondiente a 12,000 AU (0,19 ly). [29] Esta nebulosa es tan brillante que fue descubierta en 1917 con un telescopio de 18 cm, y también contiene condensaciones que alguna vez fueron consideradas como estrellas compañeras. [20] Se ha estudiado ampliamente con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble (HST), mostrando que la nebulosa tiene una estructura compleja que incluye filamentos y arcos, que fueron causados por erupciones pasadas; Esta estructura es similar a la de la nebulosa que rodea la supergigante post-roja (Post-RSG) o la hipergigante amarilla (YHG) IRC +10420 . La similitud ha llevado a los astrónomos a proponer que VY CMa evolucionará hacia el azul en el diagrama de Hertzsprung-Russell ( diagrama HR) para convertirse en una hipergigante amarilla, luego una variable azul luminosa (LBV) y finalmente una estrella Wolf-Rayet (estrella WR). [20] [14]
Las observaciones que combinaron los datos del telescopio espacial Hubble con los obtenidos del Keck Telescope , ubicado en Hawai, hicieron posible una reconstrucción tridimensional del material que rodea VY CMa. Esta reconstrucción mostró que la pérdida de masa de VY CMa es mucho más compleja de lo esperado para cualquier supergigante o hipergigante roja. Se hizo evidente que los arcos y nódulos aparecían en diferentes momentos; los chorros están orientados al azar, lo que nos lleva a creer que se derivan de explosiones ocurridas en regiones activas de la fotosfera estelar. Los datos espectroscópicos mostraron que los chorros se alejan de la estrella a diferentes velocidades, lo que indica que ocurrieron en diferentes momentos y se originan en diferentes áreas de la superficie de VY CMa. [30]Se deduce que ocurrieron múltiples eventos de pérdida de masa asimétrica y también la expulsión del material más externo en los últimos 500-1,000 años, mientras que el de un nudo cerca de la estrella sería inferior a 100 años. La pérdida de masa se debe a una fuerte convección en las tenues capas externas de la estrella, asociada con los campos magnéticos . Esto es similar a las manchas solares y las eyecciones coronales del Sol, pero a una escala mucho mayor. [10] [31] [30]
Distancia
En 1976, Charles J. Lada y Mark J. Reid publicaron observaciones de la nube molecular de borde brillante Sh2-310, que se encuentra a 15 'al este de VY Canis Majoris. En el borde de la nube bordeada por el borde brillante, una disminución abrupta en la emisión de CO y un aumento en el brillo de los 12
Se observaron emisiones de CO , lo que indica una posible destrucción del material molecular y un calentamiento mejorado en la interfaz nube-borde, respectivamente. Lada y Reid asumieron que la distancia de Sh2-310 es aproximadamente igual a la de las estrellas, que son miembros del cúmulo abierto NGC 2362 , que ionizan el borde. NGC 2362 tiene una distancia de1.5 ± 0.5 kiloparsecs (kpc) o aproximadamente4.890 ± 1.630 años luz (ly) según lo determinado por su diagrama de magnitud de color . [32] VY CMa se proyecta en la punta del borde de la nube, lo que sugiere su asociación con Sh2-310. Además de eso, la velocidad de Sh2-310 está muy cerca de la velocidad de la estrella. Esto indica además la asociación de la estrella con Sh2-310 y, en consecuencia, con NGC 2362, lo que significa que VY Canis Majoris está a la misma distancia. [33] Una medición más reciente de la distancia a NGC 2362 da 1.2 kpc o aproximadamente 3,910 ly. [34]
Se observaron emisiones de CO , lo que indica una posible destrucción del material molecular y un calentamiento mejorado en la interfaz nube-borde, respectivamente. Lada y Reid asumieron que la distancia de Sh2-310 es aproximadamente igual a la de las estrellas, que son miembros del cúmulo abierto NGC 2362 , que ionizan el borde. NGC 2362 tiene una distancia de1.5 ± 0.5 kiloparsecs (kpc) o aproximadamente4.890 ± 1.630 años luz (ly) según lo determinado por su diagrama de magnitud de color . [32] VY CMa se proyecta en la punta del borde de la nube, lo que sugiere su asociación con Sh2-310. Además de eso, la velocidad de Sh2-310 está muy cerca de la velocidad de la estrella. Esto indica además la asociación de la estrella con Sh2-310 y, en consecuencia, con NGC 2362, lo que significa que VY Canis Majoris está a la misma distancia. [33] Una medición más reciente de la distancia a NGC 2362 da 1.2 kpc o aproximadamente 3,910 ly. [34]
Las distancias estelares se pueden calcular midiendo paralaje a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. Sin embargo, VY Canis Majoris tiene una pequeña paralaje debido a su gran distancia, y las observaciones visuales estándar tienen un margen de error demasiado grande para que una estrella hipergigante con un CSE extendido sea útil, por ejemplo, el Catálogo de Hipparcos (1997) proporciona una paralaje de1.78 ± 3.54 miliarcsegundos (mas), produciendo una distancia de561.8 pc (1,832.34 ly ). [35] El paralaje de VY CMa se puede medir con precisión con alta precisión a partir de la observación de masers utilizando una interferometría de línea de base larga. En 2008, observaciones de H
2 Omasers usando interferometría VERA delObservatorio Astronómico Nacional de Japóndan una paralaje de0.88 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,14 0,11
-0,09 kpc (alrededor3.720 +360
−300 ly ). [36] En 2012, las observaciones de los masers de SiO usando interferometría de línea de base muy larga (VLBI) de Very Long Baseline Array (VLBA) derivaron de forma independiente una paralaje de0.83 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,20 0,13
-0,10 kpc (alrededor3.910 +423
−326 ly ). [11] Estas nuevas estimaciones de distancia implican que Sh2-310 es menos remoto de lo que generalmente se estima o que VY CMa es un objeto de primer plano. [dieciséis]
2 Omasers usando interferometría VERA delObservatorio Astronómico Nacional de Japóndan una paralaje de0.88 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,14 0,11
-0,09 kpc (alrededor3.720 +360
−300 ly ). [36] En 2012, las observaciones de los masers de SiO usando interferometría de línea de base muy larga (VLBI) de Very Long Baseline Array (VLBA) derivaron de forma independiente una paralaje de0.83 ± 0.08 mas , correspondiente a una distancia de1,20 0,13
-0,10 kpc (alrededor3.910 +423
−326 ly ). [11] Estas nuevas estimaciones de distancia implican que Sh2-310 es menos remoto de lo que generalmente se estima o que VY CMa es un objeto de primer plano. [dieciséis]
La misión Gaia debería proporcionar paralaje visual con suficiente precisión para restringir la distancia a VY CMa, pero el valor de liberación de datos 2 de−5.92 ± 0.83 mas no tiene sentido. [37]
Variabilidad
VY Canis Majoris es una estrella variable que varía desde una magnitud visual aparente de 9.6 con brillo mínimo hasta una magnitud de 6.5 con brillo máximo con un período de pulsación estimado de 956 días. [2] [9] En el Catálogo general de estrellas variables (GCVS) se clasifica como una variable semirregular del subtipo SRc, lo que indica una supergigante fría, [2] aunque se clasifica como una estrella variable lenta irregular de tipo LC en el Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) Índice de estrellas variables. [9] Otros períodos de 1.600 [38] y 2.200 [20] días han sido derivados.
VY CMa a veces se considera como el prototipo de una clase de supergigantes OH / IR con gran pérdida de masa , a diferencia de las estrellas OH / IR de la rama gigante asintótica más comunes . [39]
Espectro
El espectro de VY Canis Majoris es el de una estrella de clase M de alta luminosidad . Sin embargo, las líneas de hidrógeno tienen perfiles P Cygni aptos para variables azules luminosas . El espectro está dominado por bandas de TiO cuyas fortalezas sugieren una clasificación de M5. La línea H-alfa (H α ) aún no es visible y hay líneas de emisión inusuales de elementos neutros como el sodio y el calcio . La clase de luminosidad determinada a partir de diferentes características espectrales varía de gigante brillante (II) a supergigante brillante(Ia), con un compromiso dado como M5eIbp. Los primeros intentos de clasificación fueron confundidos por la interpretación de la nebulosidad circundante como estrellas compañeras. [40]
La clase espectral derivada varía según las características examinadas. Las características espectrales también varían notablemente con el tiempo. Se considera inequívocamente más frío y, por lo tanto, más rojo que M2, y generalmente se clasifica entre M3 y M5. Se han dado clases tan extremas como M2.5 y M5. [4] La clase de luminosidad también se confunde y a menudo se da solo como I, en parte porque las clases de luminosidad están mal definidas en las partes roja e infrarroja del espectro. Sin embargo, un estudio proporciona una clase de luminosidad de Ia +, lo que significa una supergigante hipergigante o extremadamente luminosa. [41]
Propiedades físicas
Una estrella muy grande y luminosa, VY CMa se encuentra entre las estrellas más extremas de la Vía Láctea y tiene una temperatura efectiva por debajo de 4.000 K (3.730 ° C; 6.740 ° F). Ocupa la esquina superior derecha del diagrama HR, aunque su luminosidad y temperatura exactas son inciertas. La mayoría de las propiedades de la estrella dependen directamente de su distancia.
Luminosidad
La luminosidad bolométrica (L bol ) de VY CMa se puede calcular a partir de la distribución de energía espectral (SED) o el flujo bolométrico, que se puede determinar a partir de la fotometría en varias bandas visibles e infrarrojas . Los cálculos anteriores de la luminosidad basados en una distancia supuesta de 1.5 kpc dieron luminosidades entre 200,000 y 560,000 veces la luminosidad del Sol ( L ☉ ). [14] [42] [32] Esto está considerablemente muy cerca o más allá del límite empírico de Humphreys-Davidson . Un estudio dio casi un millón de L ☉a una distancia de 2.1 kpc (6,800 ly). [43] En 2006 una luminosidad de 430 000 L ☉ se calculó mediante la integración de los flujos totales sobre toda la nebulosa, ya que la mayoría de la radiación procedente de la estrella se vuelve a procesar por el polvo en la nube circundante. [31] Estimaciones más recientes de la luminosidad derivan valores por debajo de 350,000 L ☉ basados en distancias por debajo de 1.2 kpc. [3] [36] [44]
La mayor parte de la salida de VY CMa se emite como radiación infrarroja, con una emisión máxima a 5–10 μm, que en parte es causada por el reprocesamiento de la radiación por la nebulosa circunestelar. [31] [10] Muchas estimaciones de luminosidad anteriores son consistentes con las actuales si se vuelven a escalar a la distancia de 1.2 kpc. [36] A pesar de ser una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea, gran parte de la luz visible de VY CMa es absorbida por la envoltura circunestelar, por lo que no puede verse a simple vista y necesita un telescopio para ser observada. Sería una estrella a simple vista si no se absorbe la luz. [12]
Masa
Como VY CMa no tiene una estrella compañera, su masa no se puede medir directamente a través de interacciones gravitacionales. La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica de VY CMa en comparación con las pistas evolutivas para estrellas masivas sugieren una masa inicial de25 ± 10 M ☉ para una estrella giratoria con una masa actual de 15 M ☉ , o 32 M ☉ para una estrella no giratoria con una masa actual de 19 M ☉ , [3] y una edad de 8.2 millones de años (MYr) . [11] Estudios anteriores han encontrado masas iniciales mucho más altas (por lo tanto, también masas de corriente más altas) o una masa progenitora de 40–60 M ☉ en base a estimaciones antiguas de luminosidad. [14] [45]
Pérdida de masa
VY CMa tiene un fuerte viento estelar y está perdiendo una gran cantidad de material debido a su alta luminosidad y su gravedad superficial relativamente baja. Tiene una tasa de pérdida de masa promedio de6 × 10 −4 M ☉ por año, entre los más altos conocidos e inusualmente altos incluso para una supergigante roja, como lo demuestra la extensa envoltura circunestelar. [38] [29] En consecuencia, es una de las estrellas más importantes para comprender los episodios de pérdida de masa alta cerca del final de la evolución masiva de estrellas. [46] La tasa de pérdida de masa probablemente excedió10 −3 M ☉ / año durante los eventos de pérdida de masa más violentos. [29]
Temperatura
La temperatura efectiva de VY CMa es incierta, pero como el espectro de VY CMa varía, entonces también puede variar la temperatura. Las primeras estimaciones de la temperatura de VY CMa asumieron valores por debajo de 3.000 K basados en una clase espectral de M5. [42] [43] En 2006, el Dr. Philip Massey utilizó una atmósfera modelo MARCS para determinar directamente la temperatura de VY CMa y calculó que la temperatura efectiva de VY CMa es tan alta como3.650 ± 25 K , correspondiente a una clase espectral de M2.5, [4] aunque VY CMa generalmente se considera como una estrella M4-M5. La adopción de la clase espectral de M4-M5 con la escala de temperatura propuesta por Emily Levesque da un rango de entre 3.450 y 3.535 K. [47]
tamaño
El cálculo del radio de VY CMa se complica por la extensa envoltura circunestelar de la estrella y también VY CMa es una estrella pulsante, por lo que su tamaño cambia con el tiempo. Mediciones directas anteriores del radio por Monnier et al. a una longitud de onda infrarroja ( banda K = 2.2 µm) dio un diámetro angular de18.7 ± 0.5 mas , correspondiente a radios superiores a 3.000 R ☉ (2.1 × 10 9 km; 14 au; 1.3 × 10 9 mi) a una distancia supuesta de 1.5 kpc, considerablemente mayor de lo esperado para cualquier supergigante o hipergigante roja. [42] Sin embargo, esto es probablemente más grande que el tamaño real de la estrella subyacente y la estimación del diámetro angular parece extremadamente grande debido a la interferencia de la envoltura circunestelar. [31] [10] [3] En 2006–2007, Humphreys et al. Han derivado radios de 1,800–2,100 R ☉ . de la luminosidad estimada de 430,000 L ☉y temperaturas de 3,200–3,535 K. [31] [10]
El 6 y 7 de marzo de 2011, Wittkowski et al. utilizando interferometría VLTI / AMBER con el Very Large Telescope (VLT) en un rango de 2.20–2.25 μm. El tamaño de VY CMa se calculó utilizando la Rosseland Radius , la ubicación en la que la profundidad óptica es 2 / 3 , [48] con dos distancias modernas de1.14 0.11
-0.09 y1.20 0.13
-0.10 kpc . [36] [11] El diámetro angular de VY CMa se midió directa y precisamente a11.3 ± 0.3 mas basado en un modelo de atmósfera PHOENIX, que corresponde a un radio de1,420 ± 120 R ☉ a una distancia de1.17 +0.08
−0.07 kpc . La alta resolución espectral de estas observaciones permitió minimizar los efectos de la contaminación por capas circunestelares. Una temperatura efectiva de3.490 ± 90 K , correspondientes a una clase espectral de M4, se derivaron del radio y una luminosidad de270,000 ± 40,000 L ☉ que se basa en la distancia y un flujo medido de(6.3 ± 0.3) × 10 −13 W / cm 2 . [3]
-0.09 y1.20 0.13
-0.10 kpc . [36] [11] El diámetro angular de VY CMa se midió directa y precisamente a11.3 ± 0.3 mas basado en un modelo de atmósfera PHOENIX, que corresponde a un radio de1,420 ± 120 R ☉ a una distancia de1.17 +0.08
−0.07 kpc . La alta resolución espectral de estas observaciones permitió minimizar los efectos de la contaminación por capas circunestelares. Una temperatura efectiva de3.490 ± 90 K , correspondientes a una clase espectral de M4, se derivaron del radio y una luminosidad de270,000 ± 40,000 L ☉ que se basa en la distancia y un flujo medido de(6.3 ± 0.3) × 10 −13 W / cm 2 . [3]
La mayoría de las estimaciones de radio de VY CMa se consideran como el tamaño de la fotosfera óptica, mientras que el tamaño de la estrella para la radioesfera se calcula que es el doble del tamaño de la estrella para la fotosfera óptica. [5]
A pesar de la masa y el tamaño muy grande, VY CMa tiene una densidad promedio de 5.33 a 8.38 mg / m 3 (0.00000533 a 0.00000838 kg / m 3 ), es más de 100,000 veces menos densa que la atmósfera de la Tierra al nivel del mar (1.2 kg / m 3 )
Estrella más grande
Se sabe que VY Canis Majoris es un objeto extremo desde mediados del siglo XX, aunque su verdadera naturaleza era incierta. [40] [49] A finales del siglo XX, se aceptó que era una supergigante roja de la secuencia posterior a la principal. Su diámetro angular se había medido y se encontró que era significativamente diferente dependiendo de la longitud de onda observada. Las primeras estimaciones significativas de sus propiedades mostraron una estrella muy grande, muy superior a mil R ☉ . [50] [51]
En contraste con la opinión predominante, un estudio de 2006, ignorando los efectos de la envoltura circunestelar en el flujo observado de la estrella, derivó una luminosidad de 60,000 L ☉ , lo que sugiere una masa inicial de 15 M ☉ y un radio de 600 R ☉ basado en un temperatura efectiva supuesta de 3.650 K y distancia de1.5 kpc . Sobre esta base, consideraron a VY CMa y otra notable estrella hipergigante extremadamente fría, NML Cygni , como supergigantes rojas normales de tipo temprano. [4] [52] Afirman que anteriormente luminosidades muy altas de500,000 L ☉ y radios muy grandes de 2,800–3,230 R ☉ [14] [53] (o incluso 4,000 R ☉ [20] ) se basaron en temperaturas efectivas por debajo de 3,000 K que fueron irrazonablemente bajas. [4]
Casi de inmediato, otro artículo publicó una estimación de tamaño de 1.800 a 2.100 R ☉ y concluyó que VY CMa es un verdadero hipergigante. Esto se basó en las calibraciones de temperatura más recientes, dando una temperatura efectiva de 3,450-3,535 K, y una luminosidad de 430,000 L ☉ basada en la integración SED y una distancia de1.5 kpc . [31]
Desde entonces, el tamaño de VY CMa ha sido calculada con mayor precisión a ser algo inferior, por ejemplo 1,420 R ☉ , [3] mientras que los tamaños más grandes se han publicado para un número de otras supergigantes rojas galácticos tales como Westerlund 1-26 y UY Scuti . A pesar de esto, VY Canis Majoris todavía se describe a menudo como la estrella más grande conocida, a veces con advertencias para explicar los tamaños altamente inciertos de todas estas estrellas. [54] [a] Otra estimación reciente basada en el radio Wittkowski y el radio Monnier deriva un tamaño promedio de 2,000 R ☉ . [26]
Evolución
VY Canis Majoris es una gran estrella evolucionado con una edad inferior a 10 millones de años, aunque algunos autores más antiguos argumentaron que sería más bien ser un muy joven protoestrella o una masiva estrella pre-secuencia principal con una edad de tan sólo 1 Myr y también un circumestelar disco alrededor de la estrella. [15] Probablemente ha evolucionado desde una estrella de secuencia principal O9 con un radio de 5 - 20 R ☉ . [32] [55] [30]La estrella ha evolucionado rápidamente debido a su gran masa. El tiempo dedicado a la fase hipergigante roja se estima entre 100,000 y 500,000 años, y así VY CMa había dejado su secuencia principal hace más de un millón de años. [11] [30]
La evolución futura de VY CMa es incierta, pero al igual que las supergigantes más geniales, la estrella ciertamente explotará como una supernova . Ha comenzado a fusionar helio en carbono, mientras que una estrella de secuencia principal fusiona hidrógeno en helio. En 2009, Nathan Smith, de la Universidad de California, Ken Hinkle y Nils Ride, del Observatorio Lund, utilizaron el espectrógrafo de infrarrojo cercano PHOENIX en Gemini Sur para estudiar la geometría y la cinemática de las envolturas circunestelares activas de dos grandes estrellas supergigantes: Betelgeuse y VY Canis Majoris. Estas dos estrellas están perdiendo grandes cantidades de masa en sus "últimos jadeos" y podrían explotar como una supernova en cualquier momento, aunque las estrellas como VY CMa (> 15 M ☉) son demasiado masivos para producir supernovas tipo II-P en la etapa de supergigante roja y probablemente evolucionarán a una temperatura más alta, probablemente produciendo un tipo diferente de explosión de supernova. [56] [3] También se espera que VY CMa explote en los próximos 100,000 años. [54] Se ha descubierto que VY CMa es muy inestable, con una tasa de pérdida de masa prodigiosa. En este caso, la emisión de CO coincide con la capa brillante de KI en su nebulosa asimétrica. VY CMa producirá una supernova de tipo IIn moderadamente luminosa y duradera (SN IIn), o incluso una hipernova o supernova superluminosa (SLSN) comparable a SN 1988Z (o posiblemente una supernova de tipo Ib), pero es poco probable que la supernova sea extremadamente luminosa como SN 2006tf o SN 2006gy . La explosión puede estar asociada con explosiones de rayos gamma (GRB) y también producirá una onda de choque de una velocidad de unos pocos miles de kilómetros por segundo que podría golpear la envoltura de material circundante e interacción detectable con la envoltura circundante para aproximadamente una década después de la explosión. Esto demuestra que los LBV, como Eta Carinae , no son los únicos progenitores de SNe IIn o HN, pero enfatizó el requisito de que estos tipos de supernovas aumentaran la pérdida de masa episódica justo antes de la explosión. Para una estrella tan masiva como VY CMa, el remanente sería probablemente un agujero negro en lugar de unestrella de neutrones .
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