VY おおいぬ座

VY おおいぬ座

VY CMa の位置 (赤で囲んだ部分)
観測データ エポック J2000.0      春分 J2000.0
星座	おおいぬ座
赤経	07時間22分58.32877秒[1]
偏角	−25° 46′ 03.2355″ [1]
見かけの等級 （V）	6.5–9.6 [2]
特徴
進化段階	赤色極超巨星
スペクトル型	M3～M4.5 [3] (M2.5 [4]～M5Iae [5] )
見かけの等級 （U）	12.01 [6]
見かけの等級 （B）	10.19 [6]
見かけの等級 （V）	7.95 [6]
見かけの等級 （J）	1.98 [6]
見かけの等級 （H）	0.44 [6]
見かけの等級 （K）	-0.72 [6]
U−B色指数	+2.32 [7]
B−V色指数	+2.057 [1]
V−R色指数	+2.20 [7]
変数型	SRc [2]またはLc [8]
天体測量
視線速度(R v )	41 [9]  km/s
固有運動（μ）	RA:  9.84 [1] マス/年 12 月:  0.75 [1] マス/年
視差（π）	0.83 ± 0.08  mas [10]
距離	〜3,820+260 −230 ly (1,170+80 −70[3  ]パソコン
詳細
質量	17 ± 8 [3] 男性☉
半径	1,420 ± 120 [3] [11]  R ☉
明るさ	270,000 ± 40,000、[3] [12] 178,000+40,900 −29,900 [ 13] L☉
表面重力（log  g）	−0.6 ± 0.4 [3]  cgs
温度	3,490 ± 90 [3]  K
金属度[Fe/H]	+0.0 [12] [a] デックス
回転速度( v  sin  i )	300 [10]  km/s
年	8.2 [10] ミル
その他の指定
VY  CMa、HD  58061、HIP  35793、CD -25 4441、AAVSO  0718-25、IRAS  07209-2540、IRC  −30087、RAFGL  1111、SAO  173571、WDS  J07230-2546AB、2MASS  J07225830-2546030
データベース参照
シンバド	データ

VY Canis Majoris（略称：VY CMa ）は、太陽系から1.2キロパーセク（3,900光年）離れた、酸素が極めて豊富な赤色極超巨星または赤色超巨星（O-rich RHGまたはRSG）であり、脈動 変光星で、やや南の星座であるおおいぬ座にあります。これは、知られている恒星の中で最大の恒星の1つであり、最も明るく質量の大きい赤色超巨星の1つであり、天の川銀河で最も明るい恒星の1つです。

多重星系の一部であるという証拠は見つかっていない。赤外線（IR）の過剰により、波長5～20ミクロン（μm）の銀河系内で最も明るい天体の一つとなり、塵殻または加熱された円盤であることが示唆されている。 ^{[14] [15]}太陽の質量の17 ± 8倍（ M _☉ ）。質量損失によって生じた複雑な非対称星周エンベロープ（CSE）に囲まれている。強い分子メーザー放射を発しており、最初に発見された電波メーザーの1つである。VY CMaは、大規模分子雲Sh2-310に埋め込まれている。これは、大規模で非常に局所的な星形成HII領域であり、その直径は480分角（′）または681光年（209パーセク）である。^{[16] [17]}

VY CMaの半径は太陽の1,420倍（R _☉）で、モデル化された最大値である林限界（太陽の約30億倍の体積）に近い^。[3]この中間点の推定が正しいとすると、光速で移動する物体がその表面を一周するのに6時間かかるが、太陽の場合は14.5秒である。^{[18]この恒星が太陽に取って代わった場合、その表面は、この近似によれば、}木星の軌道の外側にあるだろう。^[3]

おおいぬ座VY星の最初の観測記録は、1801年のフランスの天文学者ジェローム・ラランドの星表^{[b]にあり、} 7等星と記載されています。その後、見かけの等級に関するかなり頻繁な研究により、地球から見た星の光は1850年以降弱まっていることが示唆されていますが、これは放射の変化や周囲のより密度の高い部分が挟まれたこと（減光）が原因である可能性があります。^{[19] 1847年以来、おおいぬ座VY星は}真紅の星 として説明されてきました。^[19] 19世紀の間に、観測者は少なくとも6つの個別の構成要素を測定し、多重星である可能性があることを示唆しました。これらは現在、ホスト星雲の明るい領域であることがわかっています。1957年の観測と1998年の高解像度画像により、伴星はほぼ排除されています。^{[19] [20]}

括弧内のスペクトル線から、この星はOH（1612 MHz）、Hの強力な放射源であることがわかる。
₂O（22235.08 MHz）、 SiO（43122 MHz）メーザーは、 OH/IR星に典型的であることが証明されています。 ^{[21] [22] [23]} HCN、 NaCl、 PN、 CH、 CO、 CHなどの分子
₃OH、 TiO、およびTiO
₂検出された。^{[24] [25]}

この星の明るさの変化は1931年に初めて記述され、写真等級の範囲が9.5から11.5の長周期変光星として（ドイツ語で）リストされました。 ^[26]この星は1939年に変光星VY Canis Majorisと命名され、おおいぬ座の43番目の変光星となりました。^[27]

前述の望遠鏡のデータとハワイのケック望遠鏡のデータを組み合わせることで、恒星の外層の3次元再構成が可能になった。この再構成により、恒星の質量損失は赤色超巨星や極超巨​​星で予想されるよりもはるかに複雑であることがわかった。弓状構造と結節が異なる時期に出現したことが明らかになった。ジェットはランダムな方向を向いており、光球の活動部分の爆発に由来する疑いがある。分光法によってジェットが異なる速度で恒星から離れていくことが証明され、コロナ質量放出の場合のように複数のイベントと方向が確認された。^[28]複数の非対称な質量損失イベントと最外層物質の放出は過去500年から1,000年以内に発生したと推定されるが、恒星近くの結び目の放出は100年未満である。質量損失は、磁場に関連する恒星の希薄な外層での強力な対流によるものである。この放出は太陽のコロナ放出に類似しているが、はるかに大きい。^{[9] [28] [29]}

1976年、ラダとリード^[c]は、恒星の15インチ東にある明るい縁のある分子雲Sh2-310の観測結果を発表しました。明るい縁で囲まれたその端では、 CO放出の急激な減少と、¹²
COの放出が観測され、それぞれ分子物質の破壊と雲縁界面の加熱増加の可能性を示唆している。彼らは、雲までの距離が、雲縁を電離させる散開星団 NGC 2362のメンバーである星までの距離とほぼ等しいと仮定した。NGC 2362は、1.5 ± 0.5 キロパーセク（kpc）または色等級図から判断すると、4,890 ± 1,630 光年離れている。^[30]この恒星は雲の縁の先端に投影されており、関連性を強く示唆している。さらに、Sh2-310の速度ベクトルはすべて恒星の速度ベクトルに非常に近い。したがって、すべての標準モデルにおいて、恒星とSh2-310およびNGC 2362との物理的な関連性はほぼ確実である。^{[ 31]} Sh2-310は、VY型おおいぬ座とNGC 2362 ^{[32]を含むほか、}暗黒星雲LDN 1660 ^[33]、LDN 1664 ^[34 ] 、LDN 1667 [ 32]を擁している。また、Sh2-310は、 NGC 2362の中で最も明るい恒星であるTau Canis Majoris ^{[35]や、 [36]} UW Canis Majoris、HD 58011 ^[35]も擁しており、これらはVY型おおいぬ座^[37]とともに、 Sh2-310のガスの電離源である可能性が高いと考えられている。^{[35] Sh2-310自体は、}天の川銀河のオリオン腕の外縁に位置している。^[32]メルニクらは後に、1.2キロパーセク（約3,900光年）を中心とした範囲を推奨している。^[38]

距離は、望遠鏡が太陽の周りを回るときに、非常に遠い背景の物体に対する位置の変化を測定することによって計算できます。しかし、この星は距離のために小さな視差があり、標準的な視覚観測では、拡張されたCSEを持つ極超巨星には誤差が大きすぎるため、役に立ちません。たとえば、1997年のヒッパルコスカタログでは、純粋に概念的な視差が次のように示されています。1.78 ± 3.54 ミリ秒（mas）で、その「中央」の数字は次のようになります。562 個(1,832光年）。^[39]視差は長基線干渉計を用いたメーザーの観測から高精度に測定できる。2008年には、H
₂国立天文台のVERA干渉計を用いたOメーザーの視差は0.88 ± 0.08 mas、距離に相当1.14+0.11
−0.09 kpc（約3,720+360
−300^[40] 2012年に、超長基線干渉計（VLBI） によるSiOメーザーの観測により、VLBA（ Very Long Baseline Array）の観測で、0.83 ± 0.08 mas、距離に相当1.20+0.13
−0.10 kpc（約3,910+423
−326 ly）。^[10]これらの結果は、雲（Sh2-310）が考えられていたよりも遠くないか、VY CMaが前景の天体であることを示唆している。^[16] Gaiaミッションはいくつかの天体に対して非常に制限された視差を提供しているが、データリリース2の値はVY CMaの−5.92 ± 0.83 masは意味がありません。 ^[41]

おおいぬ座VY星は変光星で、最小輝度時の視等級9.6から最大輝度時の視等級6.5まで変化し、脈動周期は956日と推定されている。 ^{[2] [8]}変光星総合カタログ（GCVS）では、SRc型の半規則変光星に分類されており、低温超巨星であることを示すが、 ^[2]アメリカ変光星観測者協会（AAVSO）の変光星インデックスでは、 LC 型の緩慢な不規則変光星に分類されている。 ^{[8]他に、1,600日[43]}や2,200日^[20]という周期も 導かれている。

VY CMaは、より一般的な漸近巨星分枝OH/IR星とは異なる、質量を大きく失うOH/IR超巨星のクラスの原型と考えられることがあります。^[44]

VY型おおいぬ座VY星のスペクトルは、高光度のM型星のスペクトルである。しかし、水素の線は、明るい青色変光星に適したP Cygniプロファイルを持っている。スペクトルはTiOバンドが支配的で、その強さからM5の分類が示唆される。Hアルファ（H _{α ）線はまだ見えず、}ナトリウムやカルシウムなどの中性元素の異常な輝線がある。さまざまなスペクトル特性から決定される光度クラスは、明るい巨星（II）から明るい超巨星（Ia）までさまざまであり、妥協案としてM5eIbpが与えられている。古い分類では、周囲の星雲を伴星と解釈することで混乱が生じていた。^[45]

現在のスペクトル分類システムは、この星の複雑さには不十分です。クラスは、その複雑なスペクトル特性のどれが強調されるかによって異なります。さらに、この星の主要な側面は時間とともに変化します。M2 よりも低温で、したがってより赤く、通常は M3 と M5 の間に分類されます。2006 年の研究では、M2.5 のような極端なクラスが出現しました。^[4]光度クラスも同様に混乱しており、I とのみ示されることがよくあります。これは、スペクトルの赤色および赤外線部分で光度クラスが明確に定義されていないためです。ただし、ある研究では、光度クラスを Ia ⁺と示しており、これは極超巨星または非常に明るい超巨星を意味します。^[46]

非常に大きく明るい恒星である VY CMa は、天の川銀河で最も極端な恒星の 1 つであり、有効温度は4,000  K (3,730 °C、6,740 °F) 未満です。HR 図の右上隅に位置しますが、正確な明るさと温度は不明です。この恒星の特性のほとんどは、その距離に直接依存します。

VY CMaのボロメトリック光度（L _{bol ）は、いくつかの}可視光および赤外線バンドでの測光から決定できるスペクトルエネルギー分布またはボロメトリックフラックスから計算できます。 1.5 kpc（4,900光年）と想定された距離に基づく以前の光度の計算では、太陽の光度（L _☉）の200,000倍から560,000倍の光度が得られました。^{[14] [30] [47]これは、経験的な}ハンフリーズ・デイビッドソン限界に非常に近いか、それを超えています。 ある研究では、2.1 kpc（6,800光年）の距離でほぼ100万 L _{☉が得られました。} ^[48] 2006年には、星雲全体の総放射量を積分して430,000 L _☉の光度 が計算されました。これは、星から来る放射のほとんどが周囲の雲の塵によって再処理されるためです。 ^{[29]より最近の光度の推定では、1.2 kpc未満の距離に基づいて350,000} L _☉未満の値を外挿しています 。^{[3] [40] [49]}

VY CMaの出力のほとんどは赤外線として放射され、最大放射は5～10  μmで、これは部分的には恒星周星雲による放射の再処理によって生じている。^{[9] [29]}多くの古い光度推定値は、距離を1.2 kpcに再スケールすると現在のものと一致する。^[40]天の川銀河で最も明るい恒星の1つであるにもかかわらず、VY CMaの可視光の多くは恒星周エンベロープによって吸収されるため、この恒星を観測するには望遠鏡が必要である。エンベロープを取り除けば、この恒星は肉眼で見えるようになる。^[24]

この星には伴星がないので、重力相互作用を通じて質量を直接測定することはできない。大質量星の進化の軌跡と比較した有効温度と放射輝度から、この星の初期質量は自転している恒星の場合、初期質量は 25 ± 10  M _☉だが、現在の質量は15 M _☉、または自転していない場合は最初は32  M _☉で、現在は19  M _{☉に減少している。} ^[3]年齢は820万年（Myr）。^[10]以前の研究では、初期質量ははるかに高く（したがって現在の質量も高い）、古い光度推定に基づくと、前駆質量は40～60  M _☉であることがわかっている。^{[14] [50]}

VY CMaは強い恒星風を持ち、その高い明るさと非常に低い表面重力のために多くの物質を失っています。平均質量損失率は6 × 10 ⁻⁴  M _☉ /年で、赤色超巨星の中でも最も高い値であり、その広大な外殻からもわかるように、異常に高い値である。^{[51] [43]}これは、大質量星の進化の終わり近くに起こる高質量損失エピソードを理解するための指標である。^[52]質量損失率はおそらく 最大の質量損失イベント時には10 ⁻³ M _☉ ^{/年であった。 [51]}

この恒星は70年前、120年前、200年前、250年前に大規模な質量損失現象を起こしており、おそらく対流が原因と思われる。1985年から1995年の間にこの恒星から放出された塊がヒドロキシルメーザー放射の源となっている。^[53]

この星の実効温度は不明である。スペクトルの特徴的な変化のいくつかは温度変化に対応している。初期の推定では、M5のスペクトルクラスに基づいて平均温度は3,000 K以下と想定されていた。^{[47] [48]} 2006年には、その温度は3,650 ± 25 KでスペクトルクラスM2.5に相当しますが^{[4] 、この星は通常M4からM5の星と見なされます。後者のクラスを}エミリー・レベスクが提案した温度スケールで採用すると、3,450から3,535 Kの範囲になります^[54]。

VY CMaの半径の計算は、星の周囲に広がる外殻によって複雑になる。VY CMaは脈動星でもあるため、その大きさは時間とともに変化する。赤外線（Kバンド＝2.2μm）波長での半径の以前の直接測定では、角直径は18.7 ± 0.5 mas、これは  1.5 kpc と仮定した場合の半径 3,000 R _☉ (2.1 × 10 ⁹  km; 14 au; 1.3 × 10 ^{9 mi) を超え、赤色超巨星や赤色極超巨星で予想される値よりもかなり大きい。 [47]}しかし、これはおそらく基礎となる恒星の実際のサイズよりも大きく、角直径の推定値は恒星周縁部の干渉により非常に大きくなっているように見える。^{[29] [9] [3]} 2006～2007 年には、 推定光度 430,000 L _☉と温度 3,450～3,535 Kから半径 1,800～2,100 R _☉が導出された 。 ^{[29] [9]}

2011年3月6日と7日、VY CMaは超大型望遠鏡の干渉計を用いて近赤外線波長で観測された。星の大きさは、光学的厚さが2 ⁄ 3である場所であるロスランド半径^[55]と、2つの現代の距離を使用して計算された。1.14+0.11
−0.09そして1.20+0.13
−0.10 kpc。^{[40] [10]}その角直径は、11.3 ± 0.3 mas、これは半径1,420 ± 120  R _☉距離1.17+0.08
−0.07 kpc。これらの観測の高スペクトル分解能により、星周層による汚染の影響を最小限に抑えることができました。3,490 ± 90 KはスペクトルクラスM4に相当し、半径と光度から導かれた。270,000 ± 40,000  L _☉これは距離と測定されたフラックスに基づいています(6.3 ± 0.3) × 10 ⁻¹³  W/cm ²。^[3] 2013年後半には、採用温度2,800 Kと光度237,000  L _☉に基づいて、半径2,069  R _☉が決定されました。^[56]

VY CMa の半径の推定値のほとんどは光学光球のサイズであると考えられていますが、電波光球の恒星のサイズは光学光球の恒星のサイズの 2 倍と計算されています。^[5]質量と非常に大きなサイズにもかかわらず (いくつかの推定ではより小さいサイズになっていますが)、VY CMa の平均密度は 5.33 ～ 8.38 mg/m ³ (0.00000533 ～ 0.00000838 kg/m ^{3 ) で、海面レベルの地球の大気 (1.2 kg/m 3} )の 100,000 倍以上密度が低くなっています。

おおいぬ座VY星は20世紀半ばから極端な天体として知られていたが、その真の性質は不明であった。^{[45] [57]} 20世紀後半には、主系列後の赤色超巨星であることが認められた。その角直径は測定され、観測波長によって大きく異なることが判明した。その特性に関する最初の意味のある推定では、非常に大きな星であることが示された。^{[58] [59]}

赤外線（ Kバンド=2.2μm）波長での半径の初期の直接測定では、角直径は18.7 ± 0.5 mas、これは半径 3,000  R _☉ (2.1 × 10 ⁹  km; 14 au; 1.3 × 10 ⁹  mi) を超える距離に相当し、距離は 1.5 キロパーセクとまだ十分に妥当である。これは他の既知の赤色超巨星を矮小化する半径である。 ^[47]しかし、これはおそらく基礎となる恒星の実際のサイズよりも大きい。この角直径の推定値は、外層による干渉によって高められている。^{[3] [9] [29]} 2006 ～ 2007 年には、 好ましい光度 430,000  L _☉と、依然として好ましい温度範囲1,800 ～ 2,100 R _{☉から半径が導出された。}3,450 ～ 3,535 ケルビン。^{[9] [29]}

一般的な見解とは対照的に、2006年の研究では、観測された恒星のフラックスにおける恒星周縁部の影響を無視して、60,000  L _☉の光度を導き出し、有効温度3,650 K、距離1,000 m ☉ と仮定して、初期質量15  M _☉、半径600  R _{☉を示唆した。}1.5  kpc。これに基づいて、彼らは VY CMa ともう一つの注目すべき極低温超巨星であるNML Cygniを通常の早期型赤色超巨星とみなした。^{[4] [60]}彼らは、500,000  L☉_{と2,800～3,230} R☉ ^{[14] [61]}（あるいは4,000  _R☉ [ ^20] ）という非常に大きな半径は、  3,000 K以下の_不合理に低い有効温度に基づいていました。^[4]

ほぼすぐに別の論文が1,800～2,100 R _☉という大きさの推定を発表し 、VY CMaは真の極超巨星であると結論付けた。これは、後によくレビューされた有効温度を使用している。3450～3535 ケルビン、SED積分に基づくと光度は430,000  L☉、距離_は1.5kpc  ^[ 29 ]

2011年^{[d] 、この星は}超大型望遠鏡の干渉計を用いて近赤外線波長で研究された。星の大きさはロスランド半径で公表され、その外側では光学的厚さは2 ⁄ 3以下になる。^[55]最も新しい2つの類似しているが異なる距離の平均が与えられた。^{[e] [10] [40]}角直径は直接測定された。11.3 ± 0.3 mas、したがって半径は1,420 ± 120  R _☉距離が1.17+0.08
−0.07 kpc。これらの観測の高スペクトル分解能により、星周層による汚染の影響を最小限に抑えることができました。3,490 ± 90 KはスペクトルクラスM4に相当し、半径と光度から導かれた。270,000 ± 40,000  L _☉これは距離と測定されたフラックスに基づいています(6.3 ± 0.3) × 10 ^-13  W/cm ²。^[3]

このような半径の推定値のほとんどは、光学光球の平均限界の大きさと考えられていますが、電波光球の星の大きさはその2倍と計算されています。^[5]質量と非常に大きなサイズにもかかわらず（いくつかの推定ではより小さいサイズになっていますが）、VY CMaの平均密度は5.33〜8.38 mg/m ³（0.00000533〜0.00000838 kg/m ³）です。これは、海面レベルの地球の大気（1.2 kg/m ³）の10万倍以上密度が低いです。

2012年には、その大きさはより正確に計算され、1,420 R _☉など幾分小さくなりました。  [ ^{3]これにより、}ウェスタールンド 1 W26やWOH G64など、他の銀河系内および銀河系外の赤色超巨星（および極超巨星）のほうが、現在までに公表されているより大きな大きさになります。それにもかかわらず、おおいぬ座VY星は、今でも最も大きな既知の恒星として説明されることが多く、これらの恒星の大きさが非常に不確実であることを説明する警告が付けられることもあります。^{[62] [f]} 2013年にウィットコフスキー半径とモニエ半径に基づいて推定された平均サイズは2,000  R _☉であり、^[63]その年の後半に、松浦らはエンベロープ内の半径を求める競合方法を提案し、 推定値の低温端である2,800 Kと採用された温度と237,000  L _{☉の光度に基づいて、恒星の大きさを2,069} R _☉としました。^[56]しかし、これらの値はスペクトル型と一致しておらず、2012年の値の方が一致しています。

VY型おおいぬ座は、広大で密度の高い非対称の赤い反射星雲に囲まれており_、放出される総質量は0.2～0.4  M☉、温度は中心星から放出された物質によって形成された DUSTY モデル大気に基づくと、この星雲の温度は800 ケルビン^{です。 [14] [51]}内殻は直径 0.12 インチで、1,200 パーセク離れた星の 140  AU (0.0022 光年) に相当します。一方、外殻は 10 インチで、12,000 AU (0.19 光年) に相当します。^[51]この星雲は非常に明るいため、1917 年に乾燥した夜空で 18 cm の望遠鏡で発見され、その凝縮体はかつて伴星であると考えられていました。^[20]ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の助けを借りて広範囲に研究され、この星雲は過去の噴火によって生じたフィラメントやアークを含む複雑な構造をしていることが明らかになっています。この構造は、ポスト赤色超巨星の黄色極超巨星（ポストRSG YHG）IRC +10420の周囲の構造に類似している。この類似性から、少なくとも2つの専門的な論文では、この星がヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上で青方向に進化して黄色極超巨星になり、次に高輝度青色変光星（LBV）、そして最後にウォルフ・ライエ星（WR星）になるというモデルが提案されている。^{[14] [20]}

おおいぬ座VY星は高度に進化した恒星であるが、年齢は1000万年（百万年）未満である。古い文献の中には、この星を非常に若い原始星、または年齢がわずか100万年で、典型的には恒星周円盤を持つ大質量の前主系列星と想定したものもあった。^[15]この星はおそらく、 5～20  R _☉（太陽半径）の高温高密度のO9主系列星から進化したと考えられる。 ^{[28] [30] [64]}この星は質量が大きいため、急速に進化した。赤色極超巨星段階までの時間は10万年から50万年と推定されており、したがってVY CMaは100万年以上前に主系列段階を脱した可能性が高い。^{[10] [28]}

VY CMaの今後の進化は不確かだが、ほとんどの低温の超巨星と同様に、この星は確実に超新星爆発を起こすだろう。ヘリウムを大量に炭素に融合し始めている。^[g]ベテルギウスと同様に、この星も質量を失っており、今後10万年以内に超新星爆発を起こすと予想されているが、その前におそらく高温に戻るだろう。^{[3] [62] [65]}この星は非常に不安定で、放出などで質量が著しく失われている。

VY型おおいぬ座は第二赤色超巨星段階の候補星であるが、これはほとんど推測の域を出ず、未確認である。^[66]

この星からの CO 放射は、その非対称星雲内の明るい KI 殻と一致しています。

星は次のいずれかを生成します。

• 中程度の明るさと長時間持続するIIn 型超新星(SN IIn)
• 極超新星、または
• SN 1988Z に匹敵する超高輝度超新星(SLSN)
• あるいは可能性は低いが、Ib型超新星である可能性もあるが、SN 2006tfやSN 2006gyほど明るくなる可能性は低い。

この爆発はガンマ線バースト（GRB）と関連している可能性があり、数千キロメートル毎秒の衝撃波が発生し、周囲の物質層に衝突して、爆発後何年も強い放射を引き起こす可能性があります。これほど大きな星の場合、残骸は中性子星ではなくブラックホールになる可能性があります。^[65]

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