VY Canis Majoris (afgekort as VY CMa) is 'n uiters suurstofryke rooihiperreus of rooisuperreus en pulserende veranderlike ster sowat 3 900 ligjare van die Son af in die suidelike sterrebeeld Groot Hond (Canis Major). Dit is een van die grootste, helderste en swaarste bekende sterre.
Geen bewyse is nog gevind dat dit deel van 'n veelvoudige groep sterre is nie. Sy volop infrarooi maak dit een van die helderste sterre in die plaaslike deel van die Melkweg. Sy massa is sowat 17 keer dié van die Son. Dit word omring deur 'n ingewikkelde asimmetriese wolk wat deur sy massaverlies veroorsaak word. VY CMa lê in die groot molekulêre wolk Sh2-310, 'n groot stervormende streek (H II-gebied) – sy deursnee is 480 boogminute, of 681 ligjare.
VY CMa se radius is rofweg 1 420 keer dié van die Son en sy volume amper 3 miljard keer soveel as die Son s'n. As dié gemiddelde raming korrek is, sal dit 'n voorwerp wat teen die ligsnelheid beweeg, ses uur neem om om sy oppervlak te beweeg, in vergelyking met 14,5 sekondes vir die Son. As die ster in die middel van die Sonnestelsel geplaas kon word, sou hy tot anderkant Jupiter gestrek het.
thumb|links|200px|'n Foto deur Hubble wat die asimmetriese wolk om VY CMa (in die middel) wys. links|200px|thumb|'n Gekombineerde optiese en infrarooifoto van VY CMa. Die helder ster regs bo is τ Canis Majoris. (ESO/Digitized Sky Survey 2) Omgewing
VY Canis Majoris word omring deur 'n groot, digte asimmetrese rooi refleksiewolk met 'n totale uitgeworpe massa van 0,2-0,4 sonmassas en 'n temperatuur van .
Die wolk is so helder dat dit in 1917 met 'n teleskoop van 18 cm ontdek is. Dit is eens beskou as metgeselsterre. Dit is goed nagevors met die Hubble-ruimteteleskoop en daar is vasgestel die wolk het 'n ingewikkelde struktuur met onder meer filamente en boë wat deur uitwerping in die verlede veroorsaak is.
Deur die kombinasie van data van Hubble en die Keck-sterrewag in Hawaii is 'n 3D-rekonstruksie van die wolk om die ster geskep. Daarvolgens is die ster se massaverlies baie ingewikkelder as wat van enige rooisuperreus of verwag word. Dit het duidelik geword dat die filamente en boë op verskillende tyde gevorm het. Hulle het teen verskillende snelhede weg van die ster af beweeg, en dit bevestig dat dit met verskillende uitbarstings geskep is, soos met koronamassauitbarstings.
Die meeste voorvalle het die afgelope 500 tot 1 000 jaar plaasgevind, terwyl 'n knoop naby die ster minder as 100 jaar oud is. Die massaverlies is vanweë sterk konveksie in die broos buitelae van die ster wat met magneetvelde verbind word.
Die uitbarstings is analoog aan, maar veel groter as, die Son se koronamassauitbarstings.
Veranderlikheid VY Canis Majoris is 'n veranderlike ster waarvan die skynbare magnitude wissel tussen 9,6 en 6,5, met 'n garaamde pulseringstydperk van 956 dae. In die General Catalogue of Variable Stars (GCVS) word dit geklassifiseer as 'n halfgereelde veranderlike ster, of subtipe SRc, wat dui op 'n koel superreus. In die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) se Variable Star Index word dit egter geklassifiseer as 'n LC-tipe (stadige onreëlmatige veranderlike) ster. Ander tydperke van 1 600 en 2 200 dae is ook al aangeteken.
VY CMa word soms beskou as die prototipe van 'n klas hewig massaverlorende OH/IR-superreuse, wat verskil van die meer algemene OH/IR-sterre van die asimptotiese reusetak.
thumb|200px|Die foto van die ESO se Baie Groot Teleskoop wys die asimmetriese wolk om VY CMa. Dit is met die SPHERE-instrument geneem. Die ster self is agter 'n donker skyf versteek. Die kruise is kunsmatig vanweë die eienskappe van die instrument. Massa Omdat VY CMa nie 'n metgeselster het nie, kan sy massa nie direk gemeet word deur middel van swaartekragwisselwerkings nie. Vergelykings van die effektiewe temperatuur en bolometriese ligsterkte met dié van ander swaar sterre dui op 'n aanvanklike massa van vir 'n roterende ster, maar sy huidige massa as hy nie roteer nie is na raming . Hy is sowat 8,2 miljoen jaar oud. Ouer studies het gedui op 'n veel groter aanvanklike en dus ook huidige massa, soos 40-60 sonmassas.
Massaverlies VY CMa het 'n sterk sterwind en verloor 'n groot deel van sy massa as gevolg van sy groot ligsterkte en taamlik lae oppervlakswaartekrag. Gemeet aan die omringende wolk het dit 'n gemiddelde massaverlies van per jaar, wat selfs vir 'n rooisupperreus baie is. Die ster kan dus gebruik word om groot massaverlies aan die einde van swaar sterre se evolusie beter te verstaan. Die masseverliestempo is waarskynlik meer as per jaar ten tye van sy grootste massaverlies.
Evolusie VY Canis Majoris is 'n hoogs ontwikkelde ster, maar minder as 10 miljoen jaar oud. In sommige ouer geskrifte is hy beskou as 'n baie jong protoster of 'n massiewe voor-hoofreeksster van net 1 miljoen jaar oud en met 'n groot sirkumstellêre skyf. Dit het waarskynlik ontwikkel van 'n warm, digte O9-tipe hoofreeksster met 'n radius van tot (sonradiusse). Die ster het vanweë sy groot massa vinnig ontwikkel. Hy het na raming tussen 100 000 en 500 000 in sy rooihiperreusstadium deurgebring en het dus sy hoofreeksfase waarskynlik meer as 'n miljoen jaar gelede verlaat.
Die toekomstige evolusie van VY CMa is onseker, maar dit sal waarskynlik nes die meeste koel superreuse as 'n supernova ontplof. Dit het begin om in 'n groot mate helium te verbrand en koolstof te vorm.'n Hoofreeksster verbrand waterstof en vorm helium. Nes Betelgeuse verloor dit massa en sal dit na verwagting binne die volgende 100 000 jaar ontplof. Dit sal waarskynlik vooraf warmer word. Die ster is baie onstabiel weens sy groot massaverlies.
VY Canis Majoris is 'n kandidaat vir 'n ster in 'n tweede rooisuperreusfase, maar dit is uiters spekulatief en onbevestig.
Die ster sal een van die volgende skep wanneer hy ontplof: 'n matig helder en langdurige tipe IIn supernova (SN IIn); 'n hipernova; 'n superhelder supernova (SLSN); of, minder waarskynlik, 'n tipe Ib-supernova, maar nie van die helderstes nie.
Die ontploffing sal dalk gapaard gaan met 'n gammastraaluitbarsting en 'n skokgolf skep met 'n spoed van 'n paar duisend kilometer per sekonde wat die omringende wolk kan tref en vir baie jare ná die ontploffing 'n sterk emissie kan veroorsaak. So 'n groot ster se oorblyfsel sal waarskynlik 'n swartkolk wees en nie 'n neutronster nie.
Notas
Verwysings
Skakels
Kategorie:Groot Hond Kategorie:M-tipe superreuse Kategorie:M-tipe hiperreuse Kategorie:Veranderlike sterre Kategorie:Henry Draper-voorwerpe