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VY Canis Majoris

Coordenadas : 07 h 22 m 58.33 s , −25° 46′ 03.17″ VY Canis Majoris (abreviado como VY CMa ) es una hipergigante roja o supergigante roja extremadamente rica en oxígeno (RHG o RS...

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Coordenadas : 07 h 22 m 58.33 s , −25° 46′ 03.17″Mapa del cielo

VY Canis Majoris (abreviado como VY CMa ) es una hipergigante roja o supergigante roja extremadamente rica en oxígeno (RHG o RSG rica en oxígeno) y estrella variable pulsante a 1,2 kiloparsecs (3900 años luz ) del Sistema Solar en la constelación ligeramente austral de Canis Major . Es una de las estrellas más grandes conocidas , una de las supergigantes rojas más luminosas y masivas , y una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea .

No se ha encontrado evidencia actual de que sea parte de un sistema estelar múltiple. Su gran exceso infrarrojo (IR) lo convierte en uno de los objetos más brillantes en la parte local de la galaxia ( Brazo de Orión ) en longitudes de onda de 5 a 20 micras (μm) e indica una envoltura de polvo o un disco calentado. [ 14 ] [ 15 ] Es aproximadamente17 ± 8 veces la masa del Sol ( M☉ ). Está rodeado por una envoltura circunestelar asimétrica compleja (CSE) causada por su pérdida de masa . Produce una fuerte emisión de máser molecular y fue uno de los primeros máseres de radio descubiertos. VY CMa está incrustado en la gran nube molecular Sh 2-310 , una gran región H II de formación estelar bastante local —su diámetro: 480 minutos de arco (′) o 681 años luz (209 pc) . [ 16 ] [ 17 ] Se encuentra cerca del joven cúmulo abierto NGC 2362 , y se cree que es un miembro. [ 18 ] [ 3 ]  

El radio de VY CMa se estima en 1420 veces el del Sol ( R☉ ), lo que se acerca al máximo modelado, el límite de Hayashi , que corresponde a un volumen casi 3000 millones de veces mayor que el del Sol. [ 3 ] Con este radio, un objeto que viajara a la velocidad de la luz tardaría 6 horas en dar la vuelta a su superficie, en comparación con los 14,5 segundos que tarda el Sol. [ 19 ] Si esta estrella reemplazara al Sol, su superficie se extendería más allá de la órbita de Júpiter . [ 3 ] La estrella se suele comparar con otra estrella similar, NML Cygni , [ 20 ] y también se la ha descrito como « Betelgeuse con esteroides». [ 21 ]

Historial de observación

Retrato en busto de Jérôme Lalande en 1802

La primera observación conocida de VY Canis Majoris se encuentra en el catálogo estelar del astrónomo francés Jérôme Lalande en 1801, [ b ] que la cataloga como una estrella de orden 7 de magnitud . Estudios posteriores bastante frecuentes de su magnitud aparente implican que la luz de la estrella vista desde la Tierra se ha atenuado desde 1850, lo que podría deberse a cambios en la emisión o a la interposición de una parte más densa de su entorno ( extinción ). [ 22 ] Desde 1847, VY Canis Majoris ha sido descrita como una estrella carmesí . [ 22 ] Durante el siglo XIX, los observadores midieron al menos seis componentes discretas, lo que sugiere que podría ser una estrella múltiple . Ahora se sabe que estas son zonas brillantes en la nebulosa anfitriona . Las observaciones de 1957 y las imágenes de alta resolución de 1998 prácticamente descartan cualquier estrella compañera . [ 22 ] [ 23 ]

Indicando las líneas espectrales entre paréntesis, la estrella es un fuerte emisor de OH (1612  MHz ), H2 O(22235,08  MHz ), y SiO (43122  MHz ) máseres , lo cual se ha demostrado que es típico de una estrella OH/IR . [ 24 ] [ 25 ] [ 26 ] Moléculas, como HCN , NaCl , PN , CH , CO , CH3 OH,TiOyTiOSe han detectado 2. [ 27 ] [ 28 ]

La variación en el brillo de la estrella se describió por primera vez en 1931, cuando se la catalogó (en alemán) como una variable de largo período con un rango de magnitud fotográfica de 9,5 a 11,5. [ 29 ] Se le asignó la designación de estrella variable VY Canis Majoris en 1939, la 43.ª estrella variable de la constelación Canis Major. [ 30 ]

Combinando datos del telescopio mencionado con otros del Keck en Hawái fue posible hacer una reconstrucción tridimensional de la envoltura de la estrella. Esta reconstrucción mostró que la pérdida de masa de la estrella es mucho más compleja de lo esperado para cualquier supergigante roja o hipergigante. Quedó claro que los arcos y nódulos aparecieron en diferentes momentos; los chorros están orientados aleatoriamente, lo que lleva a sospechar que derivan de explosiones de partes activas de la fotosfera. La espectroscopia prueba que los chorros se mueven lejos de la estrella a diferentes velocidades, confirmando múltiples eventos y direcciones como con eyecciones de masa coronal. [ 31 ] Se deduce que múltiples eventos de pérdida de masa asimétrica y la eyección del material más externo ocurrieron dentro de los últimos 500 a 1000 años, mientras que la de un nudo cerca de la estrella sería menos de 100 años. La pérdida de masa se debe a una fuerte convección en las tenues capas exteriores de la estrella, asociada con campos magnéticos . Las eyecciones son análogas a —pero mucho mayores que— las eyecciones coronales del Sol. [ 10 ] [ 31 ] [ 32 ]

Distancia

VLBA se utilizó para derivar la estimación de distancia de VY CMa de 2011.

En 1976, Lada y Reid [ c ] publicaron observaciones de la nube molecular de borde brillante Sh 2-310 , que se encuentra a 15 ″ al este de la estrella. Supusieron que la nube está asociada con el cúmulo abierto NGC 2362 basándose en la ionización del borde de la nube. NGC 2362 podría estar en cualquier lugar dentro de los rangos de1,5 ± 0,5 kiloparsecs  (kpc) o4.890 ± 1.630 años luz  (al) de distancia según lo determinado por su diagrama color-magnitud . [ 33 ] VY CMa se proyecta sobre la punta del borde de la nube, lo que sugiere fuertemente su asociación. Además, todos los vectores de velocidad de Sh  2-310 son muy cercanos a los de la estrella. Por lo tanto, existe una asociación física casi segura de la estrella con Sh  2-310 y con NGC 2362 en todos los modelos estándar. [ 34 ] Melnik y otros prefieren más tarde un rango centrado en 1,2 kiloparsecs (aproximadamente 3.900 años luz). [ 35 ]

La distancia se puede medir más directamente mediante la paralaje estelar ; sin embargo, esta estrella tiene una paralaje pequeña debido a su distancia, y las observaciones visuales estándar tienen un margen de error demasiado grande para que una estrella hipergigante con una CSE extendida sea útil. Por ejemplo, el Catálogo Hipparcos de 1997 da una paralaje puramente nocional de1,78 ± 3,54 miliarcosegundos  (mas), [ 36 ] y Gaia DR2 proporciona una paralaje puramente nocional de−5,92 ± 0,83  mas . [ 37 ]

En algunos casos, la radioparalaje (mediante interferometría de línea de base larga ) puede ser útil. Para VY CMa esto se logró en 2008, con observaciones de H2 máseres de Outilizando interferometría VERA delObservatorio Astronómico Nacional de Japónque proporciona una paralaje de0,88 ± 0,08  mas , lo que corresponde a una distancia de1,14 +0,11 −0,09  kpc (aproximadamente3720 +360 −300  ly ). [ 38 ] En 2012, las observaciones de máseres de SiO utilizando interferometría de línea de base muy larga (VLBI) del Very Long Baseline Array (VLBA) derivaron independientemente una paralaje de0,83 ± 0,08  mas , correspondiente a una distancia de1,20 +0,13 −0,10  kpc (aproximadamente3910 +423 −326  años luz ). [ 11 ] Esto implica que la nube (Sh  2-310) está menos distante de lo que se pensaba o que VY CMa es un objeto en primer plano. [ 16 ]

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 que se ajustan a variables azules luminosas (LBV). El espectro está dominado por bandas de TiO cuyas intensidades sugieren una clasificación de M5, mientras que otra clase tan tardía como M7.0 se ha basado en el espectro VO, muy inusual para una supergigante y similar a otras supergigantes rojas OH/IR de tipo muy tardío como MY Cephei , S Persei , VX Sagittarii y NML Cygni . [ 6 ] Estas estrellas también se denominaron "S Per et al. ". [ 39 ] [ 40 ] 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 desde gigante brillante (II) hasta supergigante brillante (Ia), con una clasificación intermedia: M5eIbp. Las clasificaciones antiguas se confundían por la interpretación de la nebulosidad circundante como estrellas compañeras. [ 41 ]

El sistema de clasificación espectral actual es inadecuado para la complejidad de esta estrella. La clase depende de cuáles de sus complejas características espectrales se enfatizan. Además, las facetas clave varían con el tiempo para esta estrella. Es más fría y, por lo tanto, más roja que M2, y generalmente se clasifica entre M3 y M5. Una clase tan extrema como M2.5 apareció en un estudio de 2006. [ 4 ] La clase de luminosidad también es confusa y a menudo se da solo como I, en parte porque las clases de luminosidad están mal definidas en las porciones roja e infrarroja del espectro. Sin embargo, un estudio da una clase de luminosidad de Ia + , que significa una hipergigante o supergigante extremadamente luminosa . [ 42 ]

Variabilidad

Una curva de luz de banda visual para VY Canis Majoris, a partir de datos de AAVSO [ 43 ]

VY Canis Majoris es una estrella variable que varía desde una magnitud visual aparente de 9,6 en brillo mínimo hasta una magnitud de 6,5 en máximo con un período pulsacional estimado de 956 días. [ 2 ] [ 9 ] En el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) se clasifica como una variable semirregular de subtipo SRc, lo que indica una supergigante fría, [ 2 ] aunque se clasifica como una estrella variable irregular lenta de tipo LC en el Índice de Estrellas Variables de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO). [ 9 ] Se han derivado otros períodos de 1600 [ 44 ] y 2200 [ 23 ] días. 

VY CMa también se considera a veces el prototipo de una clase de supergigantes OH/IR con una fuerte pérdida de masa , distintas de las estrellas OH/IR de la rama gigante asintótica más comunes . [ 45 ]

Propiedades físicas

VY Canis Majoris comparado con el Sol y la órbita de la Tierra
(Julio de 2008, desactualizado). Tamaños relativos de los planetas del Sistema Solar y varias estrellas, incluyendo VY Canis Majoris: 1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra 2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Júpiter 3. Júpiter < Wolf 359 < Sol < Sirio 4. Sirio < Pólux < Arcturus < Aldebarán 5. Aldebarán < Rigel < Antares < Betelgeuse 6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.

VY Canis Majoris, una estrella muy grande y luminosa, ha sido reconocida como un objeto extremo desde mediados del siglo XX (entre las estrellas más extremas de la Vía Láctea ), aunque su verdadera naturaleza era incierta. [ 41 ] [ 46 ] Su estrella más análoga es NML Cygni, otra estrella hipergigante fría extrema notable pero menos estudiada dentro de la constelación de Cygnus . [ 20 ] [ 47 ] [ 48 ]

A finales del siglo XX, se aceptó que la estrella era una supergigante roja post-secuencia principal, ubicada en la esquina superior derecha del diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR), a pesar de la incertidumbre sobre su luminosidad y temperatura exactas. Se midió su diámetro angular y se encontró que variaba significativamente según la longitud de onda observada. La mayoría de las propiedades de la estrella dependen directamente de su distancia, pero las primeras estimaciones significativas de sus propiedades indicaban que se trataba de una estrella muy grande. [ 49 ] [ 50 ]

Luminosidad

La luminosidad bolométrica ( Lbol ) de VY CMa se puede calcular a partir de la distribución de energía espectral o el flujo bolométrico, que se puede determinar a partir de la fotometría en varias bandas visibles e infrarrojas . Cálculos anteriores de la luminosidad basados ​​en una distancia supuesta deA 1,5  kpc se obtuvieron luminosidades entre 200 000 y 560 000 veces la luminosidad del Sol ( L☉ ), [ 14 ] [ 33 ] [ 51 ] considerablemente muy cerca o más allá del límite empírico de Humphreys-Davidson . Un estudio arrojó casi un millón de L☉ a una distancia de 2,1 kpc (6,8 kly) . [ 52 ] En 2006 se calculó una luminosidad de 430 000 L☉ integrando los flujos totales sobre toda la nebulosa , ya que la mayor parte de la radiación proveniente de la estrella es reprocesada por el polvo en la nube circundante. [ 32 ]    

Las estimaciones modernas de la luminosidad extrapolan valores inferiores a 350.000 L ☉ basándose en distancias inferiores a 1,2 kpc, [ 38 ] [ 53 ] con un valor de 2011 calculado en 270.000 ± 40.000 L ☉  según una fotometría de 2001. [ 3 ] Más recientemente, una luminosidad menor de178.000 +40.900 −29.900 L ☉  se derivó en 2020 basándose en fotometría más reciente en más longitudes de onda para estimar el flujo bolométrico. [ 13 ] Muchas estimaciones de luminosidad más antiguas son consistentes con las actuales si se reescalan a la distancia de 1,2 kpc. [ 38 ]

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 la estrella necesita un telescopio para ser observada. Si se eliminara su envoltura, la estrella sería visible a simple vista. [ 27 ] La mayor parte de la emisión de VY CMa se emite como radiación infrarroja, con una emisión máxima en5–10 μm  , lo cual se debe en parte al reprocesamiento de la radiación por la nebulosa circunestelar. [ 10 ] [ 32 ]

Masa

Dado que esta estrella no tiene una estrella compañera confirmada, su masa no puede medirse directamente mediante interacciones gravitacionales. La comparación de la temperatura efectiva y la luminosidad bolométrica con las trayectorias evolutivas de las estrellas masivas sugiere que:

  • si una estrella giratoria, una masa inicial de25 ± 10 M ☉  [ 11 ] [ 3 ] pero masa actual 15 M ☉ [ 3 ] y una edad de 8,2 millones de años (Myr); [ 11 ] o 
  • Si no rota, 32 M ☉ inicialmente, disminuyendo a los 19 M ☉ actuales . [ 3 ]  

Estudios anteriores han encontrado masas iniciales mucho mayores (y por lo tanto también masas actuales mayores), como una masa progenitora de 40–60 M ☉ basada en antiguas estimaciones de luminosidad. [ 14 ] [ 54 ] 

Pérdida de masa

Imagen tomada por el Very Large Telescope del ESO que muestra la nebulosa asimétrica alrededor de VY CMa utilizando el instrumento SPHERE . La estrella en sí está oculta tras un disco oscuro. Las cruces son artefactos (efectos de lente) debidos a las características del instrumento.

VY CMa tiene un fuerte viento estelar y está perdiendo mucho material debido a su alta luminosidad y gravedad superficial bastante baja. Tiene una tasa de pérdida de masa promedio de(5,6 ± 0,6) × 10 −4 M ☉  por año, entre los más altos conocidos e inusualmente alto incluso para una supergigante roja, como lo demuestra su extensa envoltura. [ 55 ] [ 44 ] Es, por lo tanto, un exponente para la comprensión de episodios de alta pérdida de masa cerca del final de la evolución de las estrellas masivas. [ 56 ] La tasa de pérdida de masa probablemente superó10 −3 M ☉  /año durante los eventos de mayor pérdida de masa. [ 55 ]

La estrella ha producido grandes eventos de pérdida de masa, probablemente impulsados ​​por convección, hace 70, 120, 200 y 250 años. El cúmulo desprendido por la estrella entre 1985 y 1995 es la fuente de su emisión máser de hidroxilo. [ 57 ]

Temperatura

La temperatura efectiva de esta estrella es incierta, aunque su temperatura está muy por debajo de los 4000 K (3730 °C; 6740 °F) . Algunos cambios característicos en su espectro corresponden a variaciones de temperatura. Las primeras estimaciones de la temperatura media asumieron valores inferiores a   3000 kelvin  ( K ) basado en una clase espectral de M5. [ 51 ] [ 52 ] En 2006, se calculó que su temperatura era tan alta como3650 ± 25  K , correspondiente a una clase espectral de M2.5, [ 4 ] sin embargo, esta estrella se suele considerar como una estrella M4 a M5. Adoptando estas últimas clases con la escala de temperatura propuesta por Emily Levesque se obtiene un rango entre 3450 y 3535 K. [ 58 ]

Tamaño

De derecha a izquierda: VY Canis Majoris comparado con Betelgeuse , Rho Cassiopeiae , la Estrella Pistola y el Sol (demasiado pequeño para ser visible en esta miniatura). También se muestran las órbitas de Júpiter y Neptuno.

El cálculo del radio de VY CMa se complica por la extensa envoltura circunestelar de la estrella. VY CMa también es una estrella pulsante, por lo que su tamaño cambia con el tiempo. Las primeras mediciones directas del radio en infrarrojo ( banda K =La longitud de onda de 2,2  μm dio un diámetro angular de18,7 ± 0,5  mas , correspondiente a radios superiores a 3000 R☉ ( 2,1 × 10⁹ km ; 14 ua; 1,3 × 10⁹ mi ) a una distancia aún muy plausible de 1,5 kpc; un radio que empequeñece considerablemente a otras supergigantes o hipergigantes rojas conocidas. [ 51 ] Sin embargo, esto es probablemente mayor que el tamaño real de la estrella subyacente; esta estimación del diámetro angular se ve aumentada por la interferencia de la envoltura. [ 3 ] [ 10 ] [ 32 ]    

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 una temperatura efectiva supuesta de 3650 K y la misma distancia. Sobre esta base, consideraron tanto a VY CMa como a NML Cyg como supergigantes rojas normales de tipo temprano. [ 4 ] [ 59 ] Afirman que luminosidades muy altas anteriores de   500.000 L ☉  y radios muy grandes de 2.800–3.230 R ☉ [ 14 ] [ 60 ] (hasta 4.000 R ☉ [ 23 ] ) se basaron en temperaturas efectivas inferiores a 3.000 K que eran irrazonablemente bajas. [ 4 ]  

En 2006-07, casi de inmediato, otro artículo publicó una estimación de tamaño de 1800-2100 R☉ y concluyó que VY CMa es una verdadera hipergigante. Esto utiliza la última temperatura efectiva bien revisada . 3450–3535  K , y una luminosidad preferida de 430 000 L ☉ basada en la integración SED y aún la misma distancia. [ 10 ] [ 32 ] 

En 2011, [ d ] la estrella fue estudiada en longitudes de onda del infrarrojo cercano utilizando interferometría en el Very Large Telescope . El tamaño publicado de la estrella se basó en su radio de Rosseland , una distancia donde la profundidad óptica es 2/3 , la misma condición utilizada para medir el radio solar. [ 61 ] El equipo derivó un diámetro angular de11,3 ± 0,3  mas que, a una distancia promedio de 1,17 ± 0,08 kpc (3,82 ± 0,26 kly) , resultó en un radio de      1420 ± 120 R ☉  . La alta resolución espectral de estas observaciones permitió minimizar los efectos de la contaminación por capas circunestelares. Una temperatura efectiva de3490 ± 90  K , correspondiente a una clase espectral de M4, se derivó a partir del radio y un flujo medido de(6,3 ± 0,3) × 10 −13  W/cm 2 . [ 3 ] Aunque bien determinado, los autores señalaron la posibilidad de que el diámetro angular, y por lo tanto el radio fotosférico, estuviera ligeramente sobreestimado (del orden de 1 sigma). Si estuviera sobreestimado, también implicaría una temperatura más alta. [ 3 ]

Una estimación de 2013 basada en el radio de Wittkowski y el radio de Monnier puso el tamaño medio en 2000 R ☉ , [ 62 ] y más tarde ese año, Matsuura y otros propusieron un método competitivo para encontrar el radio dentro de la envoltura, poniendo la estrella en 2069 R ☉ , basándose en un extremo frío de las estimaciones adoptadas temperatura de 2800 K y una luminosidad de 237 000 L ☉ . [ 63 ] Sin embargo, estos valores no son consistentes con sus tipos espectrales, dejando los valores de 2012 en mejor concordancia.   

La mayoría de estas estimaciones de radio se consideran como el tamaño para el límite medio de la fotosfera óptica , mientras que el tamaño de la estrella para la fotosfera de radio se calcula como el doble de eso. [ 5 ]

La estrella más grande

Históricamente se ha reconocido que VY Canis Majoris tiene varias estimaciones que sugieren que la estrella (junto con algunas otras supergigantes rojas peculiares, como notablemente VV Cephei A y NML Cygni ) sería considerablemente más luminosa, más fría y, por lo tanto , mucho más grande que otras supergigantes rojas conocidas, con tamaños superiores a 1800 R☉ e incluso superiores a 3000 R☉ . [ 4 ] Esto colocaría a la estrella fuera de los límites de la teoría evolutiva estelar actual , más allá del tamaño y luminosidad máximos predichos para las supergigantes rojas más luminosas y grandes y otras estrellas masivas (al menos manteniendo el equilibrio hidrostático ), que son consistentes con los valores de radio de 1500 R ☉ dados para las cuatro supergigantes rojas galácticas más grandes según un estudio, incluidas Mu Cephei y V354 Cephei , junto con la estrella extragaláctica WOH G64 A , que solía tener también propiedades extremas comparables antes de 2008. [ 4 ] [ 58 ]   

Con el tamaño de dichas estrellas calculado con mayor precisión para ser algo menor más adelante, por ejemplo 1420 R ☉ para VY CMa en 2012, [ 3 ] esto deja tamaños mayores una vez publicados y actualizados para otras supergigantes rojas galácticas y extragalácticas (e hipergigantes) como Westerlund 1 W26 , UY Scuti y Stephenson 2 DFK 1 . A pesar de esto, VY Canis Majoris, junto con WOH G64 A, todavía se describe a menudo como la estrella más grande conocida , a veces con salvedades para tener en cuenta los tamaños altamente inciertos de todas estas estrellas. [ 64 ] [ 65 ] [ e ] 

Alrededores

Nebulosa circunestelar

Imagen de WFPC2 / HST que muestra la nebulosa asimétrica que rodea a VY CMa, que es la estrella central.

VY Canis Majoris está rodeada por una extensa y densa nebulosa de reflexión roja asimétrica , con una masa eyectada total de 0,2–0,4 M ☉ y una temperatura de 800  K , basado en una atmósfera modelo DUSTY que se ha formado por material expulsado de su estrella central. [ 14 ] [ 55 ] La capa interior figura como0,12 ″ de diámetro, correspondiente a 140 UA (0,0022 años luz ) para una estrella a 1200 pársecs de distancia, mientras que la de la exterior es de 10 ″, correspondiente a 12 000 UA (0,19 años luz) . [ 55 ] Esta nebulosa es tan brillante que fue descubierta en un cielo nocturno seco en 1917 con un    Telescopio de 18  cm , y sus condensaciones fueron consideradas en algún momento estrellas compañeras. [ 23 ] Ha sido estudiada extensamente 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; la estructura es similar a la que rodea a la hipergigante amarilla post-supergigante roja (Post-RSG YHG) IRC +10420 . La similitud ha llevado a estudios que proponen que VY CMa podría evolucionar hacia el azul. Además, la relación gas-polvo para VY CMa se calculó en hasta 500, alrededor de cinco veces la de las supergigantes rojas típicas. [ 48 ]

Actividad

Se han identificado seis eyecciones o flujos de salida de VY Canis Majoris durante su último período activo de 25 años, que comenzó hace unos 100 años. [ 48 ] Por lo tanto, habría entrado en su fase activa actualmente observada con eyecciones masivas relativamente frecuentes hace unos 1200 años. Aunque no se ha dado ninguna explicación sobre su inicio, la mayor actividad superficial de la estrella puede haber sido estimulada por un cambio en el interior, probablemente en la estructura de las capas convectivas. [ 48 ] La masa total expulsada durante este período activo por los cuatro nudos y grumos observados es superior a0,05 M ☉  , lo que produce una tasa de pérdida de masa efectiva de al menos10 −3 M ☉  /año en 30 años, suponiendo10 −2 M ☉  para los nudos W1 A y W1 B. La masa perdida en estos episodios discretos domina la historia reciente de pérdida de masa de VY CMa y explica su alta tasa de pérdida de masa. [ 48 ]

Aunque el registro de VY CMa es atípico, recientemente se han observado otros flujos de salida superficiales en Betelgeuse y en la posible hipergigante de tipo K post-RSG, RW Cephei . [ 48 ] Las estimaciones del valor de pérdida de masa a partir del reciente oscurecimiento de ambas estrellas muestran que los flujos de salida superficiales de alta masa en supergigantes frías son más comunes y contribuyen significativamente a su pérdida de masa. [ 48 ]

Vecindario interestelar

Imagen óptica e infrarroja combinada de VY CMa (centro) y Sh  2-310. La estrella brillante en la parte superior derecha es τ Canis Majoris . ( ESO / Digitized Sky Survey 2 )
Mapa de la nube molecular gigante Sh 2-310 y sus alrededores.

En 1976, Lada y Reid [ f ] publicaron observaciones de la nube molecular de borde brillante Sh  2-310, que se encuentra a 15 ″ al este de la estrella. En su borde delimitado por el borde brillante, se observa una disminución abrupta en la emisión de CO y un aumento en el brillo de la 12Se observó emisión de CO , lo que indica una posible destrucción de material molecular y un calentamiento intensificado en la interfaz del borde de la nube, respectivamente. Asumieron que la distancia de la nube es aproximadamente igual a la de las estrellas, que son miembros del cúmulo abierto NGC 2362 , que ionizan el borde. [ 33 ] Esta estrella se proyecta sobre la punta del borde de la nube, lo que sugiere fuertemente su asociación. Además, todos los vectores de velocidad de Sh  2-310 son muy cercanos a los de la estrella. Por lo tanto, existe una asociación física casi segura de la estrella con Sh  2-310 y con NGC 2362 en todos los modelos estándar. [ 34 ]

Sh 2-310 ,  además de contener VY Canis Majoris y NGC 2362 [ 66 ] , también alberga las nebulosas oscuras LDN 1660 [ 67 ] , LDN 1664 [ 68 ] y LDN 1667 [ 66 ] . Sh 2-310 también alberga las estrellas Tau Canis Majoris [ 69 ] , que es el miembro más brillante de NGC 2362 [ 70 ] , UW Canis Majoris y HD 58011 [ 69 ] , que junto con VY Canis Majoris [ 18 ] se consideran fuentes probables de ionización de gases en Sh 2-310 [ 69 ] . Sh 2-310 se encuentra en el borde exterior del Brazo de Orión de la Vía Láctea [ 66 ] .   

Evolución

Representación artística de VY Canis Majoris

VY Canis Majoris es una estrella muy evolucionada, pero con menos de 10 millones de años (Myr), que probablemente evolucionó a partir de una estrella caliente y densa de la secuencia principal O9 de 5 R ☉ . [ 31 ] [ 33 ] [ 71 ] La estrella ha evolucionado rápidamente debido a su alta masa y ha comenzado a fusionar helio en carbono en masa. [ g ] El tiempo que pasó en la fase de hipergigante roja se estima entre 100 000 y 500 000 años, y por lo tanto, VY CMa probablemente abandonó su fase de secuencia principal hace más de un millón de años. [ 11 ] [ 31 ] Pocos investigadores iniciales imaginaron la estrella como una protoestrella muy joven o una estrella masiva de presecuencia principal con una edad de solo 1 Myr y típicamente un disco circunestelar . [ 15 ] 

Como VY CMa es muy inestable y tiene una pérdida de masa prodigiosa, como en eyecciones, su evolución futura sigue siendo incierta. Sin embargo, como la mayoría de las supergigantes frías, los eventos de pérdida de masa pueden determinar el destino final de la estrella, ya sea como supernova o colapso directo a un agujero negro. [ 48 ] Es una de las estrellas masivas evolucionadas más importantes para comprender el papel de los episodios de alta pérdida de masa en las etapas finales de las estrellas más masivas que pasaron por la fase de supergigante roja. [ 48 ] También se sabía que la estrella tenía una química única, rica y peculiar con 25 moléculas identificadas en su eyección, con 21 de ellas en común con NML Cygni. [ 48 ] Las proporciones primarias de 12 C a 13 C en varias estructuras en la eyección son significativamente más altas que las medidas en gigantes rojas y supergigantes ricas en oxígeno, [ 48 ] y pueden ser indicadores de dragado adicional, posiblemente relacionado con la actividad superficial de la estrella. [ 48 ] Más pistas sobre el estado actual y el destino de la estrella pueden ser proporcionadas por la asociación de las proporciones con flujos de salida separados, arcos y cúmulos en diferentes ubicaciones, y con edades de expansión. [ 48 ]

Supernova

Se esperaba ampliamente que VY CMa explotara como una supernova (SN) dentro de los próximos 100 000 años. [ 3 ] [ 65 ] [ 72 ] Sin embargo, la estrella se formó con una masa inicial muy superior a la masa superior de 18 M ☉ para los progenitores de las supernovas de tipo IIP, y la compleja estructura a su alrededor tiene similitud con la que rodea a la supergigante post-roja IRC +10420. [ 48 ] Por lo tanto, puede evolucionar hacia el azul en el diagrama HR primero para convertirse en una hipergigante amarilla, luego en una variable azul luminosa y finalmente en una estrella Wolf-Rayet (estrella WR). [ 14 ] [ 23 ] Según los modelos para la estructura estelar, esto requeriría una pérdida de masa suficiente para aumentar la relación del núcleo He/C en relación con la masa estelar total para enviar a la estrella en un bucle azul . [ 48 ] En 2022, los investigadores concluyeron que las estrellas progenitoras de las tres supernovas superluminosas (SLSNe), incluidas PS15br , SN 2017ens y SN 2017err , probablemente tuvieron pérdidas de masa extremas antes de explotar. Por lo tanto, implicaron que los progenitores de SN con pérdida de masa superior a Es probable que 10 −4 M ☉  /año, incluyendo VY CMa, produzcan SLSNe, aunque cabe señalar que las SLSNe actuales son probablemente más raras que a alto corrimiento al rojo en el universo temprano . [ 73 ]

Un estudio temprano en 2009 mostró que la emisión de CO coincide con la brillante envoltura de KI en su nebulosa asimétrica. [ 72 ] Por lo tanto, sugirió que ambos trazaban un entorno pre-supernova potencial, y que VY CMa podría explotar en cualquier momento, como se sugirió para Betelgeuse . En este escenario, produciría una supernova de tipo IIn (SN IIn) moderadamente luminosa y de larga duración similar a SN 1988Z o, menos probable, una supernova de tipo Ib , [ 72 ] pero probablemente no tan luminosa como SN 2006tf o SN 2006gy . [ 72 ] Esto demostraría que las LBV no son las únicas progenitoras de las SNe IIn, y subrayaría el requisito de que las progenitoras de SNe IIn sufran una serie de pérdidas de masa sustanciales antes de explotar poco después. [ 72 ] Un artículo inmediato dedujo que el progenitor de SN 2005ip era una supergigante roja extrema como VY CMa basándose en una pérdida de masa calculada comparable a la de esta última. [ 74 ] [ 75 ] Sin embargo, estudios posteriores favorecieron un progenitor más masivo con una tasa de pérdida de masa más alta, como una LBV. [ 74 ] [ 76 ] A pesar de eso, también se ha observado que el progenitor no puede ser fuertemente restringido, y que la evolución binaria también puede estar relacionada con la alta tasa de pérdida de masa. [ 74 ]

La explosión podría estar asociada con estallidos de rayos gamma (GRB), y produciría una onda expansiva a una velocidad de varios miles de kilómetros por segundo que podría impactar la envoltura de material circundante, causando una fuerte emisión durante muchos años después de la explosión. Para una estrella tan grande, el remanente probablemente sería un agujero negro en lugar de una estrella de neutrones .

Supergigante roja de segunda etapa

Aunque en su mayoría especulativo y sin confirmar, artículos de 2016 y 2024 consideraron a VY CMa y posteriormente a NML Cyg [ 77 ] como posibles candidatos a estrellas en una segunda fase de supergigante roja debido a sus arcos masivos, cúmulos y evidencia de actividad extrema, además de su química peculiar con compuestos de carbono. De manera similar a las estrellas AGB menos masivas, podría haber evolucionado hacia el azul en una hipergigante cálida post-RSG y luego hacia el rojo en una supergigante roja extrema "similar a VY CMa" en un estado final de alta pérdida de masa muy corto. [ 78 ] [ 48 ] En este escenario, su núcleo eventualmente colapsaría directamente en un agujero negro, [ 48 ] sin producir primero una supernova, a diferencia de los modelos anteriores. [ 79 ]

Se creía que N6946-BH1 era una supergigante roja masiva (comparable a VY CMa en términos de propiedades) que colapsó en un agujero negro después de varios episodios de estallido, [ 80 ] formando una ráfaga de neutrinos que redujo la masa estelar en una fracción de un porcentaje y, por lo tanto, una supernova fallida a través de una onda de choque que expulsó la envoltura de la estrella. [ 81 ] Proporcionando evidencia contraria a la idea convencional de que los agujeros negros generalmente se forman poco después de una supernova, esto también explicaría la tasa de formación de grandes estrellas con masas iniciales de más de 18 M☉ que parece exceder la tasa de supernovas de tipo II . [ 82 ] [ 83 ] [ 80 ] Aunque la hipótesis de la supernova fallida actualmente no se puede descartar, las observaciones del Telescopio Espacial James Webb coinciden con las de una fusión estelar . [ 84 ] 

Con una correlación observada para el aumento de la pérdida de masa con el aumento de la luminosidad y temperaturas más frías entre las supergigantes rojas, otra posibilidad es que las supergigantes rojas en evolución puedan parecer aún más frías (es decir, rodeadas por una pseudofotosfera en formación ) con envolturas más extendidas y tasas de pérdida de masa más altas, similares a Eta Carinae A. [ 78 ] [ 48 ]

Notas

  1. ↑ La metalicidad estelar dada se da como la metalicidad solar ([Fe/H] = aprox. +0,0 dex).
  2. ↑ el 7 de marzo
  3. ↑ Charles J. Lada y Mark J. Reid
  4. ↑ Los días 6 y 7 de marzo
  5. ↑ Alcolea et al. 2013 se refieren a VY CMa como la estrella con el radio más alto "entre las estrellas bien caracterizadas de nuestra galaxia", haciendo referencia al valor de Wittkowski et al. 2012 de 1420 R☉ , que se basa en las distancias de Choi et al. 2008 y Zhang et al. 2012 más un diámetro angular. Varias supergigantes rojas (o hipergigantes) son posiblemente más grandes, aunque podrían tener estimaciones de radio menos precisas. 
  6. ↑ Charles J. Lada y Mark J. Reid
  7. ↑ Una estrella de la secuencia principal fusiona hidrógeno en helio.

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