zondag, februari 9, 2025
ster van de week

De hyperreus VY Canis Majoris

VY Canis Majoris is een rode superreus of rode hyperreus die zich op een afstand van ongeveer 3820 lichtjaar van de Aarde bevindt in de richting van het sterrenbeeld Canis Major – Grote Hond. Het is een van de grootste bekende sterren, de straal wordt geschat op minstens 1420 keer die van de Zon. De hyperreus is een pulserende veranderlijke ster. Met een schijnbare helderheid van magnitude 6,5 tot 9,6 ligt de ster op zijn helderst net buiten het bereik van het blote oog.

VY Canis Majoris is een van de meest massieve en helderste rode superreuzen die we in ons sterrenstelsel kennen. Het is een enkele ster, zonder enige bekende metgezellen. De ster is omgeven door een complexe circumstellaire enveloppe (CSE), bestaande uit materiaal dat van het oppervlak van de ster wordt uitgestoten.

Type ster

VY Canis Majoris is een zuurstofrijke rode hyperreus of superreus met de classificatie M2.5 – M5e Ia. De ster heeft een massa van ± 17 zonsmassa en een straal van 1420 keer de Zon. Sommige schattingen van de straal gaan tot wel 2070 keer de straal van de Zon.

Met een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 3400 Kelvin is de superreus ongeveer 270.000 keer helderder dan de Zon. Sommige astronomen schatten dat de helderheid van de ster aanzienlijk lager is, namelijk ongeveer 178.000 * Zon.

VY CMa draait zeer snel om zijn as. De berekende rotatiesnelheid bedraagt 300 km/sec. De leeftijd van de ster wordt geschat op slechts 8,2 miljoen jaar.

VY Canis Majoris heeft complexe spectrale kenmerken, die het huidige sterrenclassificatiesysteem niet volledig kan beschrijven. Hoewel de ster gewoonlijk wordt geclassificeerd als een ster van het M-type met een hoge helderheid, hebben de waterstoflijnen in zijn spectrum P Cygni-profielen, die normaal gesproken duiden op een heldere blauwe veranderlijke ster (LBV-ster) zoals P Cygni, Eta Carinae en S Doradus.

Het P Cygni-profiel wordt gekenmerkt door de aanwezigheid van zowel absorptie als emissie in het profiel van dezelfde spectraallijn, dit duidt op de aanwezigheid van een gasvormig omhulsel dat zich met grote snelheid van de ster verwijdert.

Het spectrum van VY CMa wordt gedomineerd door titanium(II)oxide (TiO)-banden. Op basis van de sterke punten van deze banden krijgt de ster de classificatie M5.

Met een effectieve temperatuur van minder dan 4000 Kelvin bevindt VY Canis Majoris zich in de rechterbovenhoek van het Hertzsprung-Russell-diagram. Het HR-diagram is een spreidingsdiagram van sterren in verschillende evolutionaire stadia dat de relatie laat zien tussen hun effectieve temperaturen en spectraaltypes aan de ene kant en hun helderheid (absolute magnitudes) aan de andere kant. Omdat de exacte temperatuur en helderheid van VY Canis Majoris echter afhankelijk zijn van de afstand van de ster, blijven ze onzeker, net als de andere eigenschappen van de ster.

Hoewel VY CMa gewoonlijk de helderheidsklasse van een superreus (I) of hyperreus (Ia+) krijgt, wordt hij soms geclassificeerd als een heldere reus (II) op basis van verschillende spectrale kenmerken.

VY Canis Majoris is geclassificeerd als een veranderlijke ster. De hyperreus heeft bij maximale helderheid een helderheid van magnitude 6,5 en tijdens een minimum van 9,6. De helderheid varieert als gevolg van pulsaties. De geschatte periode van de pulsaties is 956 dagen. Er zijn ook andere periodes van 1600 en 2200 dagen gerapporteerd.

De General Catalogue of Variable Stars (GCVS) vermeldt VY CMa als een semiregelmatige variabele ster (type SRc), terwijl de American Association of Variable Star Observers (AAVSO) de ster classificeert als een langzame onregelmatige variabele (tpe Lc).

Semiregelmatige variabelen van het type SRc zijn doorgaans superreuzen van late spectrale klassen. Ze vertonen periodiciteit in hun helderheidsvariaties, soms onderbroken door onregelmatigheden. De klasse omvat veel bekende rode superreuzen zoals Betelgeuze, VV Cephei, Mu Cephei, VX Sagittarii, AH Scorpii, NML Cygni en Rasalgethi.

Langzame onregelmatige variabelen vertonen geen periodiciteit. Bekende voorbeelden van type-Lc-sterren zijn Enif in Pegasus, Antares in Scorpius, Suhail in Vela, Unurgunite in Canis Major, Pi Aurigae in Auriga en TZ Cassiopeiae in Cassiopeia.

Nevels

VY Canis Majoris wordt omgeven door een asymmetrische rode reflectienevel, gevormd uit materiaal dat van de ster verloren is gegaan. De nevel heeft een geschatte massa van 0,2 – 0,4 zonsmassa en een temperatuur van 800 Kelvin. De nevel vertoont een complexe verdeling van draadvormige bogen en knopen en verduistert de centrale ster. De bogen en filamenten zijn ontstaan bij meerdere uitbarstingen in het verleden.

De binnenste schil van de nevel heeft een doorsnede van 0,12 boogseconden, wat overeenkomt met een fysieke grootte van 140 Astronomische Eenheden op een afstand van ongeveer 1200 parsec. De buitenste schil heeft een doorsnede van 10 boogseconden, wat overeenkomt met een grootte van 12.000 AE oftewel 0,19 lichtjaar. Het materiaal in de buitenste schil werd ongeveer 1000 jaar geleden uitgestoten, terwijl het materiaal nabij de ster pas 50jaar geleden had kunnen worden uitgestoten.

Een team astronomen van de universiteit van Minnesota bepaalde de bewegingen van het materiaal dat uit de ster werd uitgestoten en bracht de verdeling van gepolariseerd stof in kaart. De resultaten werden in januari 2007 gepubliceerd.

De driedimensionale reconstructie van het omhulsel van VY CMa, gemaakt op basis van waarnemingen met Hubble en de Keck-telescopen, onthulde dat de gasuitstroom uit de rode superreus veel complexer was dan eerder werd aangenomen. Door het uitstoten van materiaal zijn knopen en bogen ontstaan die met verschillende snelheden en in verschillende richtingen bewegen. Tijdens uitbarstingen verliest VY CMa ongeveer 10 keer meer massa dan normaal. De bogen en knopen worden in verband gebracht met enorme gasstromen die waarschijnlijk zijn uitgestoten door grote sterrenvlekken of convectiecellen op het oppervlak van de ster.

De willekeurige oriëntatie van de jets geeft aan dat ze het gevolg zijn van uitbarstingen in actieve delen van de fotosfeer van de ster. Omdat de jets met verschillende snelheden van de ster weg bewegen, zijn ze waarschijnlijk afkomstig van meerdere uitbarstingen in verschillende delen van de ster. De jets zijn vergelijkbaar met coronale massa-ejecties maar dan veel groter.

Grootte

De geschatte straal van VY Canis Majoris is 1420 ± 120 keer de Zon. Een object dat met de snelheid van het licht reist zou er 6 uur over doen om rond de ster te reizen. Hetzelfde object zou in slechts 14,4 seconden om de Zon draaien.

Het schatten van de straal van een pulserende rode superreus of hyperreus wordt bemoeilijkt door het feit dat de straal van de ster verandert met de pulsaties. De circumstellaire omhulling van uitgestoten materiaal maakt het lastiger om nauwkeurige metingen van de ster te doen.

De straal van VY CMa wordt beschouwd als de grootte van de optische fotosfeer van de ster. De grootte van de radiofotosfeer van de ster is tweemaal zo groot als de optische fotosfeer. Hoewel VY CMa groot en massief is heeft de ster een gemiddelde dichtheid van slechts 5,33 – 8,38 mg/m3, wat meer dan 100.00 keer minder dicht is dan de aardatmosfeer op zeeniveau.

De straal van 1420 * Zon werd afgeleid op basis van nabij-infrarode waarnemingen van de ster met behulp van het spectro-interferometrische AMBER-instrument van de Very Large Telescope. De onderzoekers bepaalden  rechtstreeks de hoekdiameter van de ster op 11,3 ± 0,3 mas. De grootte van VY CMa kwam overeen met de Rosseland-straal, waar de optische diepte onder de 2/3 daalt. Hetzelfde team heeft de initiële massa van 25 zonsmassa afgeleid voor een roterende ster of 32 zonsmassa voor een niet-roterende ster.

De diameter van VY CMa ligt dicht bij de Hayashi-limiet. Dit is de theoretische beperking van de maximale straal voor een gegeven massa van een ster die zich binnen hydrostatisch evenwicht bevindt, waarbij de naar binnen gerichte zwaartekracht gelijk is aan de uitwaartse druk van gas.

Schattingen van de straal van VY Canis Majoris hebben de afgelopen decennia sterk gevarieerd. Een in 2006 gepubliceerd onderzoek gaf een waarde van ongeveer 600 * de Zon en een temperatuur van 3650 Kelvin en een helderheid van 600.000 * die van de Zon, wat suggereert dat zowel VY CMa als mede-superreus of hyperreus NML Cygni normale rode superreuzen waren die een zeer onstabiele tijd doormaakten.

De meeste eerdere schattingen waren echter veel hoger, sommige zelfs meer dan 3000 8 de straal van de Zon. Studies gepubliceerd in 2006 en 2007 hebben afmetingen van 1800 – 2100 * die van de Zon afgeleid op basis van een geschatte temperatuur van 3450 – 3535 Kelvin en een helderheid van 430.000 * de Zon.

In een onderzoek uit 2012 werd gebruik gemaakt van een straal van 2069 * die van de Zon en een helderheid die 237.000 * Zon was met een temperatuur van 2800 Kelvin bij een analyse van het ver-infrarode en submillimeter-moleculaire emissielijnspectrum van de ster.

VY CMa was ooit de grootste bekende ster. Er wordt nog steeds aangenomen dat de ster groter is dan veel andere kolossen, waaronder Betelgeuze (764 – 1021 * Zon), Antares (680* Zon), Mu Cephei (972 * Zon) en Mira (332 – 541 * Zon). De ster is echter niet zo groot als de rode hyperreuzen Stephenson 2-18 (2150 * Zon) en NML Cygni (1639 * Zon). De grootte van VY Canis Majoris is vergelijkbaar met die van WOH G64 (1540 * Zon), een OH/IR rode superreus in de Grote Magelhaanse Wolk.

VY Canis Majoris vergeleken met de Zon

Met een geschatte straal van ongeveer 1420*die van de Zon heeft VY Canis majoris een volume van bijna 8 miljard * de Zon. Als de ster in het centrum van ons zonnestelsel zou staan dan zou de ster zich uitstrekken tot voorbij de baan van Jupiter maar niet helemaal tot aan de baan van Saturnus.

VY Canis Majoris versus onze Zon
Onze Zon vergeleken met VY Canis Majoris. De baan van de Aarde om de Zon is ook ingetekend. (Credit: Wikimedia Commons)

VY Canis Majoris versus UY Scuti

UY Scuti heeft een geschatte straal van 1708 * die van de Zon met een foutmarge van 192 * die van de Zon. De ster is vermoedelijk groter dan VY Canis Majoris echter beide sterren zijn pulserende hyperreuzen; hun exacte groottes zijn onzeker en sommige schattingen van de straal van VY CMa overtreffen die van UY Scuti.

UY Scuti vergeleken met VY Canis Majoris
UY Scuti vergeleken met VY Canis Majoris. Faren29, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

VY Canis Majoris vs. Stephenson 2-18

Stephenson 2-18 (Stephenson 2 DFK 1) is de huidige recordhouder voor de grootste bekende ster. Met een geschatte straal van 2150 * die van de Zon reikt de ster tot voorbij de baan van Saturnus. De straal van Stephenson 2-18 overschrijdt echter de limieten die door stervormingstheorieën worden voorspeld en is vermoedelijk onbetrouwbaar.

VY Canis Majoris vergeleken met Stephenson 2-18.
VY Canis Majoris vergeleken met Stephenson 2-18. Faren29, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

Temperatuur

De precieze oppervlaktetemperatuur van VY CMa is onzeker. De temperatuur van de ster varieert en dat zorgt voor veranderingen in het spectrum.

Momenteel wordt een temperatuur van ± 3490 Kelvin (3400 – 3580 Kelvin) geaccepteerd., die is gebaseerd op nabij-infrarood spectro-interferometrische waarnemingen van de ster gedaan met het AMBER-instrument aan de Very Large Telescope gecombineerd met zeer nauwkeurige schattingen van de afstand tot de ster.

Eerdere schattingen gingen uit van een temperatuur onder de 3000 Kelvin op basis van de sterclassificatie M5. In 2006 heeft een onderzoek een effectieve temperatuur van 3650 K afgeleid op basis van de spectraalklasse M2.5, maar de ster krijgt gewoonlijk de classificatie M4 tot M5, wat overeenkomt met een temperatuur tussen 3450 en 3535 Kelvin.

Lichtsterkte

De lichtsterkte van VY Canis Majoris is onzeker. Recente schattingen stellen een lichtsterkte van ± 270.000 of 178.000 * de Zon voor. Een groot deel van het licht van de ster wordt geabsorbeerd en opnieuw verwerkt door de omringende gaswolk en het grootste deel van de energie output van de ster bevindt zich in het infrarode deel van het spectrum. Zonder zijn omhulsel zou VY CMa met het blote oog zichtbaar zijn vanaf een afstand van 3820 lichtjaar.

Men dacht ooit dat VY CMa verder weg stond en de schattingen van zijn lichtsterkte varieerden van 200.000 tot 560.000 keer de Zon. Eén onderzoek heeft zelfs bijna een miljoen * de Zon berekend op een afstand van 6800 lichtjaar. Deze waardes liggen dicht bij de Humphreys-Davidson-limiet, de maximale lichtsterkte van een ster in hydrostatisch evenwicht. Zodra een ster deze limiet overschrijft, veroorzaakt hij een krachtige, door straling aangedreven stellaire wind vanuit zijn buitenste lagen.

Massa

VY Canis Majoris heeft een massa van ongeveer 127 zonsmassa met een foutmarge van ongeveer 8 zonsmassa. De massa van de ster kan niet rechtstreeks worden gemeten omdat VY Canis Majoris geen begeleiders heeft.

Een onderzoek uit 2012 naar de fundamentele eigenschappen van de ster leidde tot een initiële massa van 25 zonsmassa met rotatie of 32 zonsmassa zonder rotatie. De waardes zijn gebaseerd op waarnemingen met het AMBER-instrument van de VLTI en vergeleken met evolutionaire modellen voor massieve sterren. VY Canis Majoris heeft waarschijnlijk ongeveer de helft van zijn oorspronkelijke massa verloren.

Net als andere geëvolueerde massieve sterren is VY CMa een zeer onstabiele ster,. De ster ervaart een enorm massaverlies als gevolg van de lage zwaartekracht aan het oppervlak en de hoge helderheid, die een sterke sterrenwind veroorzaken. De ster heeft een gemiddeld massaverlies van 6*10-4 zonsmassa, een van de hoogste bekende. Tijdens grote uitstotingsgebeurtenissen heeft VY CMa mogelijk meer dan 10-3 zonsmassa per jaar uitgestoten.

Een in 2001 gepubliceerd onderzoek maakte gebruik van infraroodbeelden en fotometrie en ontdekte een complexe verdeling van draadvormige bogen en knopen in de wolk van materiaal dat door de ster werd uitgestoten. Het onderzoek suggereerde dat de bogen in de asymmetrische reflectienevel rond de ster het gevolg kunnen zijn van meerdere uitstotingsepisodes die kunnen worden toegeschreven aan plaatselijke gebeurtenissen die waarschijnlijk gepaard gaan met convectie en magnetische velden op het oppervlak van de ster. Bovendien bleek uit het onderzoek dat de ster in het afgelopen millennium mogelijke periodes met groot massaverlies heeft doorgemaakt.

In een onderzoek uit 2021 vonden astronomen een record van episoden van hoog massaverlies in de afgelopen paar honderd jaar. Ze bepaalden de radiale snelheden van de kleine knopen rond de ster en ontdekten dat VY CMa 70, 120, 200 en 250 jaar geleden aan groot massaverlies leed.

Hoewel het een van de grootste bekende sterren is, is VY CMa niet eens een van de meest massieve. Met een massa van ± 17 zonsmassa komt hij niet eens in de buurt van de huidige recordhouders, Westerhout 49-2 (250 zonsmassa), BAT99-98 (226 zonsmassa), R136a1 (196 zonsmassa), R136a3 (155 zonsmassa) en Melnick 42 (189 zonsmassa). Ook is de ster minder massief dan zijn mede rode superreus NML Cygni (40 zonsmassa). De massa van VY CMa is bergelijkbaar met die van Betelgeuze (16,5 – 19 zonsmassa) en Mu Cephei (19,2) zonsmassa.

VY Canis Majoris is vermoedelijk wel massiever dan Antares (11 – 14,3 zonsmassa) en UY Scuti (7 – 10 zonsmassa), een voormalige houder van de titel van de grootste bekende ster.

Afstand

VY Canis majoris bevindt zich op een afstand van ± 3820 lichtjaar van de Aarde. de afstand wordt geschat op basis van de reductie in 2007 van de gegevens verkregen met de Hipparcos satelliet van de ESA die van 1989 tot 1993 bewegingen, posities, afstanden en kleuren van sterren heeft bepaald.

In 1976 werd op ongeveer 15 boogminuten van VY CMa een moleculaire wolk gevonden. Deze wolk, gecatalogiseerd als Sh2-310, heeft een vergelijkbare snelheid als de ster wat erop wijst dat de twee fysiek met elkaar verbonden zijn, evenals met de nabijgelegen Tau Canis Majoris Cluster (NGC 2362). De onderzoekers suggereerden dat VY Canis Majoris zich op een vergelijkbare afstand bevindt als de jonge open sterrenhoop, ongeveer 4830 lichtjaar. Aangenomen wordt dat de Tau Canis Majoris Cluster de rand van Sh2-310 ioniseert, terwijl VY Canis Majoris op het puntje van de rand van de nevel wordt geprojecteerd.

Recentere schattingen plaatsen de ster op een afstand van ongeveer 3900 lichtjaar. De afstand is afgeleid op basis van nauwkeurige parallaxmetingen in 2008 en 2012.

In 2008 voerden astronomen gedurende 13 maanden astrometrische waarnemingen uit van H20-masers rond VY CMa met behulp van VLBI Exploration of Radio Astrometry (VERA) interferometrie bij het National Astronomical Observatory van Japan. Ze behaalden een parallax van 0,88 ± 0,08 milliboogseconden voor VY Canis Majoris. Dit komt overeen met een afstand van ongeveer 3720 lichtjaar. Dit was de meest nauwkeurig bepaalde afstand tot de superreus tot nu toe, evenals de eerste afstand gebaseerd op een jaarlijkse parallaxmeting.

In 2012 gebruikten astronomen Very Long Baseline Interferometrie om SiO (siliciumoxide) masers waar te nemen met de Very Long baseline Array (VLLBA), een systeem van 10 radiotelescopen in New Mexico, beheerd door het National Radio Astronomy Observatory (NRAO). Ze vonden een trigonometrische parallax van 0,83 ± 0.08 milliboogseconden, wat overeenkomt met een afstand van ongeveer 3910 lichtjaar. Deze metingen gaven aan dat de nevel Sh2-310 dichterbij was dan eerder werd aangenomen en dat de ster een voorgrondobject was.

Levenscyclus

Ook al is VY Canis Majoris minder dan 10 miljoen jaar oud, het is een ster in een laat stadium van zijn evolutionaire cyclus. De ster heeft zijn voorraad brandstof in de kern snel verbruikt vanwege zijn grote massa en is meer dan een miljoen jaar geleden weg geëvolueerd van de hoofdreeks. De ster fuseert nu helium tot koolstof.

Aangenomen wordt dat de hyperreus is geëvolueerd uit een hete lichtsterke blauwe hoofdreeksster van spectraalklasse O9, met een straal tussen 5 en 20 keer die van de Zon. De ster zal in totaal 100.000 tot 500.000 jaar in de rode hyperreuzenfase doorbrengen voordat de ster aan zijn einde komt in een supernova-explosie.

Waarnemingen met de Hubble Space Telescope onthulden dat details van de asymmetrische nevel rond VY CMa vergelijkbaar waren met die in de nevel rond de gele hyperreus V1302 Aquilae in het sterrenbeeld Arend – Aquila. Dit bracht wetenschappers ertoe te geloven dat VY CMa mogelijk naar het blauw evolueert op het HR-diagram en eerst een gele hyperreus zal worden, gevolgd door een fase als lichtsterke blauw variabele (LBV) en uiteindelijk een Wolf-Rayet-ster.

Supernova

Er wordt verwacht dat VY Canis Majoris binnen de komende 100.000 jaar als supernova zal uitbarsten. Het kan een type IIn-supernova, een super lichtsterke supernova, een hypernova of, minder waarschijnlijk, een type Ib-supernova produceren wanneer ze aan het einde van hun leven komen, laten grote sterren zoals VY CMa eerder een zwart gat achter dan een neutronenster.

Type IIn-supernova’s zijn relatief zeldzaam. Ze worden Meestal geproduceerd door lichtsterke blauwe variabelen. Voorlopers lijden aan een verhoogd episodisch massaverlies kort voordat ze een nikkel-ijzerkern ontwikkelen en instorten. Het achtervoegsel “n” geeft de aanwezigheid aan van smalle of middelbrede waterstofemissielijnen die op hun beurt de aanwezigheid aangeven van een gasomhulsel rond de ster, gevormd uit eerder uitgestoten materiaal. De ejecta van de supernova-gebeurtenis interageert sterk met het gas, waardoor de waterstofemissielijnen in de spectra ontstaan.

De supernova-explosie kan gammaflitsen produceren. Dit veroorzaakt een schokgolf die de buitenste schil van de ster met een snelheid van enkele duizenden kilometers per seconde raakt en ervoor zorgt dat de ster langdurig blijft gloeien.

Wetenswaardigheden

De eerste bekende waarneming van VY Canis Majoris werd op 7 maart 1801 gedaan door de Franse astronoom Jérôme Lalande. Lalande vermeldde VY CMa als een ster van magnitude 7 in zijn stercatalogus.

VY CMa is sinds 1847 rood. Waarnemingen die in de twee eeuwen na de ontdekking werden gedaan lieten zien dat de ster geleidelijk aan het vervagen was. In 1917 leverden twee afzonderlijke waarnemingen – door Guerin en Perrine – visuele magnitudes op van 8 tot 8,5 en in 1935 rapporteerden Florja en Robinson 9,3 en 8,3.

De reden voor de geleidelijke afname van de schijnbare helderheid zou uitdoven kunnen zijn, waarbij een dichter deel van de circumstellaire envelop het licht van de ster verduistert. De afname van de helderheid kan ook veroorzaakt worden door een verandering in de emissie zelf.

De variabiliteit van VY CMa werd in 1931 voor het eerst beschreven toen de Duitse astronoom Cuno Hoffmeister de ster opsomde als een langperiodieke variabele met een fotografische helderheid van magnitude 9,5 tot 11,5.

Tussen 1897 en 1970 melden waarnemers vijf begeleiders van VY CMa, die allemaal variaties in helderheid vertoonden. In 1971 werd begrepen dat dit geen stellaire begeleiders waren, maar heldere knopen in de neveligheid rond VY CMa. De nevel is zo helder dat hij voor het eerst in 1917 werd gedetecteerd in een 18 cm telescoop.

VY Canis Majoris
De ster VY Canis Majoris is een rode hyperreus die tot de grootste sterren in ons sterrenstelsel behoort. De ster is 30 – 40 keer groter dan onze Zon en heeft een lichtkracht die meer dan 300.000 keer zo groot is als die van de Zon. De ster is in de nadagen van haar leven en is enorm uitgedijd en zou tot voorbij de baan van Jupiter reiken. Nieuwe waarnemingen met het SPHERE-instrument van de Very Large Telescope van de ESO in Chili laten zien hoe het heldere licht van de ster door de omringende materie heen schijnt. Op deze opname is de ster zelf geblokkeerd door een schijfje waardoor astronomen de omringende materie veel beter kunnen bestuderen (Credit: ESO)

Latere waarnemingen lieten zien dat VY CMa een enkele ster was, zonder begeleiders. De Amerikaanse astronoom George Herbig vond in totaal 38 knopen in de omringende nevel met behulp van telescopen met een opening van 36 tot 120 inch. De knopen vertoonden naar verluidt een snelle variabiliteit, die in de loop van enkele maanden vervaagde.

Herbig merkte op: “Het beeld van de variabele is noch stellair noch rond, en aan deze langwerpige blob is een gebogen nevelachtige staart bevestigd die zich uitstrekt tot p.a. 290°, evenals kleinere extensies in 90° en 200°.

In 1917 observeerde Guerin drie knopen en meldde dat ze waren ingebed in een kleine rode komeetachtige nevel met een staart die zich naar het zuiden uitstrekte. Tussen 1917 en 1927 draaide de staart met de klok mee en in 1956 werd gemeld dat deze zich naar het westen uitstrekte.

VY Canis Majoris is ingebed in een groot stervormingsgebied, Sharpless 310. De moleculaire wolk is een van de grootste H II-gebieden in de Melkweg. Het beslaat 480 boogminuten aan de sterrenhemel en heeft een fysieke diameter van 681 lichtjaar. De heldere reus van spectraalklasse O Tau Canis Majoris en de veranderlijke Blauwe superreus UW Canis Majoris worden ook geassocieerd met de nevel.

VY Canis Majoris is een sterke bron van moleculaire maser-emissie. De ster was een van de eerste ontdekte radiomasers. In 1968 werd gemeld dat het een bron was van radiospectraallijnemissie van hydroxylradicalen, samen met 16 andere sterren. De sterkste radio-emissielijn werd gedetecteerd van de mede-reus NML Cygni in het sterrenbeeld Cygnus.

In 1969 werd gemeld dat VY Canis Majoris een sterke OH-emissiebron was. De bron werd in oktober 1968 ontdekt met behulp van de interferometer van de Owens Valley Radio-sterrenwacht van het California Institute of Technology.

De ster is een sterke bron van SiO, OH- en H2O-maser-emissie die doorgaans wordt aangetroffen in OH/IR-sterren. Dit zijn rode superreuzen of hyperreuzen of sterren op de Asymptotische reuzentak (AGB) die sterke hydroxylradicale (OH)-maser-emissie vertonen en uitzonderlijk helder lijken op nabij-infrarode golflengten.

Zulke geëvolueerde sterren ontwikkelen sterke sterwinden en ervaren enorm massaverlies. Naarmate het gas in de superwinden afkoelt van de ster, worden moleculen zoals water (H2O) en siliciumoxide (SiO) gevormd. Als gevolg hiervan worden stofkorrels (voornamelijk silicaten) gevormd die de ster op kortere golflengten verduisteren, wat leidt tot sterke emissie in het infrarood. Andere bekende OH/IR-sterren zijn de rode superreuzen/Hyperreuzen NML Cygni, S Persei, WOH G64, V558 Normae, MY Cephei en VX Sagittarii.

Astronomen hebben ook moleculen waterstofcyanide (HCN), natriumchloride (NaCl), fosformononitride (PO), methylidyne (CH), koolmonoxide (CO), methanol (CH3OH), titaniumoxide (TiO) en titaniumdioxide (TiO2) gedetecteerd in het spectrum van VY CMa.

VY Canis Majoris vertoont een groot infrarood-overschot en is een van de helderste bronnen aan de hemel bij golflengtes tussen 5 en 20 micrometer. Het IR-overschot suggereert dat de ster wordt omringd door een opgewarmde schijf of stofschijf.

In 2022 creëerde een team van astronomen een driedimensionaal model van VY CMa en volgden ze de snelheden, richting en distributie van verschillende moleculen rond de ster. Ze gebruikten eerdere beelden van het stof, de klonters bogen en knopen rond de ster, gemaakt door de Hubble Space Telescope, om de moleculen in kaart te brengen.

De astronomen gebruikten de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) om moleculen zoals zwaveloxide, zwaveldioxide, fosforoxide, natriumchloride en siliciumoxide te traceren en in kaart te brengen. ze gebruikten de gegevens om een afbeelding van de uitstroomstructuur van de hyperreus te maken.

Ze ontdekten dat de ster een afstand van 10.000 tot 15.000 Astronomische Eenheden kan overspannen en dat het de meest massieve ster in het Melkwegstelsel kan zijn en beschreven de ster als “Betelgeuze op steroïden”.

Ze suggereerden dat het massaverliesmechanisme van VY CMa anders was dan dat van kleinere sterren terwijl ze evolueren tot rode reuzen in de laatste stadia van hun levenscyclus. In een in 201 gepubliceerd onderzoek werd een overeenkomst gevonden tussen de uitstromen van VY CMa en die van Betelgeuze tijdens de “Great Dimming” van de superreus.

Het team selecteerde VY CMa omdat het een zeldzaam voorbeeld is van een hyperreus en het hen de mogelijkheid biedt om te bestuderen wat er gebeurt wanneer deze sterren het einde van hun levenscyclus bereiken. De astronomen ontdekten dat het massaverlies van de ster niet symmetrisch was, maar dat het convectiecellen betrof die massa door de fotosfeer van de ster in verschillende richtingen uitstoten. Deze zijn vergelijkbaar met de coronale bogen die in de zon worden waargenomen, maar dan ongeveer een miljard keer groter. Net als de coronale massa-ejecties van de Zon worden de gasstromen van VY CMa geassocieerd met oppervlakteactiviteit en magnetische velden. Vergelijkbare magnetische velden werden gedetecteerd in de ejecta van andere rode superreuzen met maseremissies, waaronder NML Cygni, VX Sagittarii en S Persei.

In een in 2022 gepresenteerd onderzoek van nieuwe metingen van de ejecta van VY CMa, Betelgeuze en andere rode superreuzen ontdekten de onderzoekers dat de gasstromen het belangrijkste mechanisme voor massaverlies aren bij de mest heldere rode superreuzen en dat ze aanzienlijk bijdroegen aan het massaverlies bij de lichtere rode superreuzen zoals Betelgeuze.

Naamgeving

CY Canis Majoris heeft geen eigen naam. In 1939 kreeg de ster de aanduiding VY CMa als de 43ste variabele ster die in Canis Major werd ontdekt. Variabele steraanduidingen lijken op Bayer-aanduidingen, maar in plaats van Griekse of Latijnse letters gebruiken ze twee Latijnse letters of een V met een nummer voor de Latijnse genitief van hun sterrenbeeld.

VY Canis Majoris is gecatalogiseerd als HD 58061 in de Henry Draper Catalogue en als HIP 35793 in de Hipparcos Catalogue.

Locatie

Met een gemiddelde visuele helderheid van magnitude 7,95 is VY CMa niet met het blote oog zichtbaar. De ster bevindt zich in hetzelfde gebied aan de hemel als de Canis Major-driehoek die bestaat uit de sterren Adhara, Wezen en Aludra. De drie heldere sterren bevinden zich net ten zuiden van Sirius, de helderste ster aan de hemel. VY Canis Majoris kan worden gevonden door van ster naar ster te hoppen vanaf Wezen, de bovenste ster van de driehoek.

De ster bevindt zich in hetzelfde gebied als de Tau Canis Majoris-sterrenhoop – NGC 2362, een jonge open sterrenhoop gecentreerd rond de hete blauwe heldere reus Tau Canis Majoris. De nevel Sh2-310 wordt vermoedelijk geïoniseerd door enkele sterren van de sterrenhoop.

De positie van VY Canis Majoris in het sterrenbeeld Canis Major - Grote Hond.
De positie van VY Canis Majoris in het sterrenbeeld Canis Major – Grote Hond. Credit: Kuuke’s Sterrenbeelden/KStars

Sterrenbeeld

VY Canis Majoris bevindt zich in het sterrenbeeld Canis – Major – Grote Hond. In de Griekse mythologie vertegenwoordigde het sterrenbeeld de grootste van de twee honden die Orion volgen. Beide hemelse honden behoren tot de 48 Griekse sterrenbeelden die Claudius Ptolemeus in de 2de eeuw na Christus opnam in zijn Almagest.

Canis Major is geen groot sterrenbeeld. Het beslaat een oppervlakte van 380 vierkante graden aan de zuidelijke sterrenhemel en het is in grootte het 43ste sterrenbeeld. Vanwege Sirius, de helderste ster aan de sterrenhemel en tevens een van de meest nabije sterren is het wel een bekend sterrenbeeld.

Canis Major - IAU-kaart
IAU-kaart van het sterrenbeeld Canis Major – Grote Hond

Canis Major bevat verschillende opmerkelijke sterren, waaronder de witgele superreus Wezen, de blauwe superreuzen Aludra en Tau Canis Majoris en de koolstofster W Canis Majoris.

Deepsky objecten in Canis Major zijn o.a. de heldere open sterrenhopen Messier 41, NGC 236 en NGC 2360, de emissienevel NGC 2359, de fuserende sterrenstelsels NGC 2207 en IC 2163 en het canis Major dwergsterrenstelsel, het meest nabije sterrenstelsel tot de Aarde.

De beste tijd van het jaar om de sterren en deepsky objecten in de Grote Hond te bekijken is de maand februari als het sterrenbeeld ’s avonds hoger boven de horizon komt. Het gehele sterrenbeeld is zichtbaar tussen 60° en -90°.

De 10 helderste sterren in de Grote Hond zijn Sirius (Alpha CMa, mag. -1,46), Adhara (Epsilon CMa, mag. 1,50), Wezen (Delta CMa, mag. 1,82), Mirzam (Bèta CMa, mag. 1,99), Aludra (Eta CMa, mag. 2,45), Furud (Zeta CMa, mag. 3,03), Omicron2 Canis Majoris (mag. 3,04), Unurgunite (Sigma CMa, mag. 3,43 – 3,51), Kappa Canis Majoris (mag. 3,40 – 3,97) en Omicron1 Canis Majoris (mag. 3,78 – 3,99).

VY Canis Majoris

SpectraalklasseM3–M4.5 (M2.5 – M5e Ia)
Variable typeSemi-regelmatige variabele (SRc) of langzaam onregelmatige variabele (Lc)
Schijnbare helderheid (magnitude)6,5 – 9,6
Afstand (lichtjaar – parsec)3820 (3590 – 4080) of 1170 (1100 – 1250)
Radiale snelheid (km/s)56,13
Massa (zon=1)17
Lichtsterkte (zon=1)270.000 of 178.000
Straal (zon=1)1420 of 2069
Temperatuur (Kelvin)3500
Leeftijd (miljoen jaar)8,2
Rotatiesnelheid (km/s)300
SterrenbeeldCanis Major – Grote Hond
Namen en aanduidingenVY Canis Majoris
HD 58061
HIP 3793

Eerste publicatie: 27 december 2015
Laatste volledige revisie: 21 november 2024
Bron: Wikipedia, starfacts & vele anderen