Бетельге́йзе (α Ориона, α Ori) — яркая звезда в созвездии Ориона. Красный сверхгигант, полуправильная переменная звезда, блеск которой изменяется от 0,0 до 1,3 звёздной величины и в среднем составляет около 0,6m. Красный цвет звезды, легко заметный при наблюдениях невооружённым глазом, соответствует показателю цвета B−V = 1,86m. Минимальная светимость Бетельгейзе больше светимости Солнца в 80 тыс., а максимальная — в 105 тыс. раз. Определение точного расстояния до Бетельгейзе осложняется тем, что её годичный параллакс значительно меньше углового диаметра диска звезды. По оценке 2020 года, расстояние до звезды составляет 168+27−15 парсек (приблизительно от 499 до 636 св. лет). Угловой диаметр Бетельгейзе, по оценке 2017 года, составляет около 0,044 угловой секунды. Это одна из крупнейших среди известных астрономам звёзд: если её поместить на место Солнца, то при минимальном предполагаемом размере она заполнила бы орбиту Марса, а при максимальном — достигала бы орбиты Юпитера.
Масса Бетельгейзе составляет приблизительно от 11,6 до 19 солнечных масс. Возможно, имеет близкий спутник. Наблюдаются изменения блеска малой амплитуды с периодами от 150 до 450 суток. Является переменной звездой, при пульсациях существенно меняется её диаметр и блеск.
Основные характеристики:
Некоторые особенности Бетельгейзе представляют значительный интерес для астрономов. Это одна из первых звёзд, для которых был измерен видимый с Земли угловой диаметр с помощью астрономического интерферометра: по измерениям Майкельсона и Пиза (13 декабря 1920 года), угловой диаметр Бетельгейзе составляет 0,047″. Впоследствии обнаружили, что он изменяется. Расстояние до Бетельгейзе неизвестно с достаточной точностью, но если оно, как предполагается, составляет 650 световых лет, то диаметр звезды в ходе её пульсаций изменяется от 500 до 800 диаметров Солнца.
Точный диаметр Бетельгейзе нелегко определить, так как её яркость плавно спадает с расстоянием от центра диска; цвет излучения также изменяется в зависимости от этого расстояния. Хотя Бетельгейзе только в 17 раз тяжелее Солнца, её объём больше в 300 миллионов раз.
В настоящее время Бетельгейзе красного цвета. Красноватый её цвет отмечал и Птолемей во II веке н. э. При этом, принимая во внимание работу китайских учёных 1978 года, есть основания полагать, что живший в I веке до н. э. Сыма Цянь в 27-й главе «Исторических записок» под названием «Трактат о небесных явлениях» упомянул Бетельгейзе как образец звезды жёлтого цвета. Если его текст интерпретирован правильно, это может свидетельствовать, что превращение Бетельгейзе в красный гигант состоялось в промежутке между наблюдениями Сыма Цяня и Птолемея.
Бетельгейзе стала первой после Солнца звездой, для которой были получены изображения диска и пятен на нём. Они были открыты на изображениях, полученных телескопами, работающими в режиме апертурно-диафрагмальной интерферометрии, а позднее замечены на более детальных изображениях, полученных на телескопе COAST.
Скорость вращения Бетельгейзе вокруг своей оси составляет около 15 км/с, что значительно больше типичной для красных сверхгигантов скорости вращения. По гипотезе группы астрономов во главе с Дж. Крейгом Уилером из Техасского университета в Остине (США), это объясняется тем, что Бетельгейзе в ходе своей эволюции поглотила обращающуюся вокруг неё звезду массой, примерно равной массе Солнца. Согласно второй гипотезе, миллионы лет назад Бетельгейзе была выброшена с высокой скоростью из ассоциации OB1 Ориона (движется со скоростью 108 тыс. км/ч относительно фоновых звёзд в Млечном Пути). Возможно, в тот момент масса Бетельгейзе была в 16 раз больше массы Солнца, а её звёздный компаньон имел массу, равную 4 массам Солнца. По мере старения и расширения Бетельгейзе поглотила соседнюю звезду, из-за чего увеличилась скорость её вращения и количество азота в атмосфере Бетельгейзе. Если звезда омолаживалась свежим материалом своего спутника, которого она поглотила, то это могло привести к недооценке возраста Бетельгейзе, а это означает, что она не взорвётся в ближайшей перспективе.
Масса Бетельгейзе составляет приблизительно от 11,6 до 19 солнечных масс. Возможно, имеет близкий спутник. Наблюдаются изменения блеска малой амплитуды с периодами от 150 до 450 суток. Является переменной звездой, при пульсациях существенно меняется её диаметр и блеск.
Основные характеристики:
Некоторые особенности Бетельгейзе представляют значительный интерес для астрономов. Это одна из первых звёзд, для которых был измерен видимый с Земли угловой диаметр с помощью астрономического интерферометра: по измерениям Майкельсона и Пиза (13 декабря 1920 года), угловой диаметр Бетельгейзе составляет 0,047″. Впоследствии обнаружили, что он изменяется. Расстояние до Бетельгейзе неизвестно с достаточной точностью, но если оно, как предполагается, составляет 650 световых лет, то диаметр звезды в ходе её пульсаций изменяется от 500 до 800 диаметров Солнца.
Точный диаметр Бетельгейзе нелегко определить, так как её яркость плавно спадает с расстоянием от центра диска; цвет излучения также изменяется в зависимости от этого расстояния. Хотя Бетельгейзе только в 17 раз тяжелее Солнца, её объём больше в 300 миллионов раз.
В настоящее время Бетельгейзе красного цвета. Красноватый её цвет отмечал и Птолемей во II веке н. э. При этом, принимая во внимание работу китайских учёных 1978 года, есть основания полагать, что живший в I веке до н. э. Сыма Цянь в 27-й главе «Исторических записок» под названием «Трактат о небесных явлениях» упомянул Бетельгейзе как образец звезды жёлтого цвета. Если его текст интерпретирован правильно, это может свидетельствовать, что превращение Бетельгейзе в красный гигант состоялось в промежутке между наблюдениями Сыма Цяня и Птолемея.
Бетельгейзе стала первой после Солнца звездой, для которой были получены изображения диска и пятен на нём. Они были открыты на изображениях, полученных телескопами, работающими в режиме апертурно-диафрагмальной интерферометрии, а позднее замечены на более детальных изображениях, полученных на телескопе COAST.
Скорость вращения Бетельгейзе вокруг своей оси составляет около 15 км/с, что значительно больше типичной для красных сверхгигантов скорости вращения. По гипотезе группы астрономов во главе с Дж. Крейгом Уилером из Техасского университета в Остине (США), это объясняется тем, что Бетельгейзе в ходе своей эволюции поглотила обращающуюся вокруг неё звезду массой, примерно равной массе Солнца. Согласно второй гипотезе, миллионы лет назад Бетельгейзе была выброшена с высокой скоростью из ассоциации OB1 Ориона (движется со скоростью 108 тыс. км/ч относительно фоновых звёзд в Млечном Пути). Возможно, в тот момент масса Бетельгейзе была в 16 раз больше массы Солнца, а её звёздный компаньон имел массу, равную 4 массам Солнца. По мере старения и расширения Бетельгейзе поглотила соседнюю звезду, из-за чего увеличилась скорость её вращения и количество азота в атмосфере Бетельгейзе. Если звезда омолаживалась свежим материалом своего спутника, которого она поглотила, то это могло привести к недооценке возраста Бетельгейзе, а это означает, что она не взорвётся в ближайшей перспективе.
🥰1🍓1
Является переменной звездой. За время наблюдения с 1993 по 2009 год диаметр звезды уменьшился на 15 %, с 5,5 до приблизительно 4,7 а. е., а к 2011 году — до 4,5 а.е., и астрономы пока не могут объяснить, с чем это связано. При этом яркость звезды не изменилась сколько-нибудь заметно за это время.
Причины наблюдаемого уменьшения радиуса Бетельгейзе могут быть связаны и с неправильной интерпретацией получаемых данных, например:
различия в яркости разных участков поверхности звезды; из-за вращения эти неоднородности меняют положение, в результате чего видимый блеск меняется. Эти изменения могут быть приняты за изменения диаметра.
Моделирование звёзд-сверхгигантов позволяет предположить, что такие звезды могут быть несферичны, похожи на картофелину неправильной формы. Предполагается, что Бетельгейзе может иметь период вращения 18 лет, то есть пока Бетельгейзе наблюдалась орбитальными телескопами на протяжении меньше одного оборота вокруг своей оси.
Возможно, что учёные наблюдают не истинный диаметр звезды, а некий слой плотного молекулярного газа, движения которого и создают видимость изменения истинного размера звезды.
Лауреат нобелевской премии Чарлз Таунс производил мониторинг Бетельгейзе в надежде найти какую-то систематичность в изменениях диаметра и понять их причину. Для улучшения возможностей наблюдения он использовал специальный спектрометр для интерферометра.
Вокруг звезды существует газовая туманность, которую долго не удавалось увидеть из-за того, что её затмевает свет звезды.
С октября 2019 года яркость звезды снижалась, пока видимая звёздная величина не достигла 7 декабря 2019 года значения +1,12m, а в середине декабря — значений +1,273, +1,294 и +1,286m.
В декабре 2019 года на снимках, полученных при помощи приёмника SPHERE Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO), удалось заметить изменение формы диска Бетельгейзе. Предположительно, сильное ослабление блеска Бетельгейзе произошло либо после сильного выброса в космическое пространство звёздной пыли, в том числе и по направлению к Земле[40], либо из-за охлаждения поверхности Бетельгейзе после необычайно мощных вспышек активности в её недрах. Пылевые облака вокруг Бетельгейзе, сфотографированные астрономами из Парижской обсерватории в декабре 2019 года с помощью спектрометра VLT VISIR в инфракрасном диапазоне, напоминают языки пламени.
6 января 2020 года видимая звёздная величина Бетельгейзе достигла значения +1,4m. В январе 2020 года Бетельгейзе потускнела до +1,494m, +1,506m и +1,614 +/-0,012m, в феврале — до +1,66m. С 7 по 13 февраля 2020 года блеск звезды составлял 1,614m. 17, 19 и 20 февраля 2020 блеск Бетельгейзе рос до +1,589m, +1,567m и 1,555m соответственно. 22 февраля 2020 года блеск звезды вырос до +1,522m. Таким образом, нынешний эпизод затухания согласуется с продолжительностью постоянного периода 420—430 дней, присутствующего в предыдущей фотометрии.
В июне 2020 года учёные Института астрономии Общества Макса Планка в Германии показали, что Бетельгейзе покрыта гигантскими солнечными пятнами, вызывающими изменение яркости звезды. Это опровергает раннюю гипотезу о выбросах облаков пыли.
16 июня 2021 астрономы с помощью наземных телескопов подтвердили, что Великое потемнение Бетельгейзе, произошедшее пару лет назад, действительно было вызвано пылевым облаком, образованным в результате выброса плазмы из фотосферы звезды.
12 декабря 2023 года состоялось покрытие астероидом (319) Леона звезды Бетельгейзе. В зависимости от того, в какой фазе пульсации будет находиться Бетельгейзе, её видимый угловой размер может оказаться как меньше видимого углового размера астероида, так и больше. В первом случае астероид покроет всю звезду, а во втором случае будет наблюдаться частное покрытие.
Будущее звезды:
Наиболее вероятным сценарием окончания эволюции Бетельгейзе считается взрыв сверхновой II типа. После взрыва её остатки превратятся в нейтронную звезду массой приблизительно 1,5 M⊙.
Причины наблюдаемого уменьшения радиуса Бетельгейзе могут быть связаны и с неправильной интерпретацией получаемых данных, например:
различия в яркости разных участков поверхности звезды; из-за вращения эти неоднородности меняют положение, в результате чего видимый блеск меняется. Эти изменения могут быть приняты за изменения диаметра.
Моделирование звёзд-сверхгигантов позволяет предположить, что такие звезды могут быть несферичны, похожи на картофелину неправильной формы. Предполагается, что Бетельгейзе может иметь период вращения 18 лет, то есть пока Бетельгейзе наблюдалась орбитальными телескопами на протяжении меньше одного оборота вокруг своей оси.
Возможно, что учёные наблюдают не истинный диаметр звезды, а некий слой плотного молекулярного газа, движения которого и создают видимость изменения истинного размера звезды.
Лауреат нобелевской премии Чарлз Таунс производил мониторинг Бетельгейзе в надежде найти какую-то систематичность в изменениях диаметра и понять их причину. Для улучшения возможностей наблюдения он использовал специальный спектрометр для интерферометра.
Вокруг звезды существует газовая туманность, которую долго не удавалось увидеть из-за того, что её затмевает свет звезды.
С октября 2019 года яркость звезды снижалась, пока видимая звёздная величина не достигла 7 декабря 2019 года значения +1,12m, а в середине декабря — значений +1,273, +1,294 и +1,286m.
В декабре 2019 года на снимках, полученных при помощи приёмника SPHERE Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории (ESO), удалось заметить изменение формы диска Бетельгейзе. Предположительно, сильное ослабление блеска Бетельгейзе произошло либо после сильного выброса в космическое пространство звёздной пыли, в том числе и по направлению к Земле[40], либо из-за охлаждения поверхности Бетельгейзе после необычайно мощных вспышек активности в её недрах. Пылевые облака вокруг Бетельгейзе, сфотографированные астрономами из Парижской обсерватории в декабре 2019 года с помощью спектрометра VLT VISIR в инфракрасном диапазоне, напоминают языки пламени.
6 января 2020 года видимая звёздная величина Бетельгейзе достигла значения +1,4m. В январе 2020 года Бетельгейзе потускнела до +1,494m, +1,506m и +1,614 +/-0,012m, в феврале — до +1,66m. С 7 по 13 февраля 2020 года блеск звезды составлял 1,614m. 17, 19 и 20 февраля 2020 блеск Бетельгейзе рос до +1,589m, +1,567m и 1,555m соответственно. 22 февраля 2020 года блеск звезды вырос до +1,522m. Таким образом, нынешний эпизод затухания согласуется с продолжительностью постоянного периода 420—430 дней, присутствующего в предыдущей фотометрии.
В июне 2020 года учёные Института астрономии Общества Макса Планка в Германии показали, что Бетельгейзе покрыта гигантскими солнечными пятнами, вызывающими изменение яркости звезды. Это опровергает раннюю гипотезу о выбросах облаков пыли.
16 июня 2021 астрономы с помощью наземных телескопов подтвердили, что Великое потемнение Бетельгейзе, произошедшее пару лет назад, действительно было вызвано пылевым облаком, образованным в результате выброса плазмы из фотосферы звезды.
12 декабря 2023 года состоялось покрытие астероидом (319) Леона звезды Бетельгейзе. В зависимости от того, в какой фазе пульсации будет находиться Бетельгейзе, её видимый угловой размер может оказаться как меньше видимого углового размера астероида, так и больше. В первом случае астероид покроет всю звезду, а во втором случае будет наблюдаться частное покрытие.
Будущее звезды:
Наиболее вероятным сценарием окончания эволюции Бетельгейзе считается взрыв сверхновой II типа. После взрыва её остатки превратятся в нейтронную звезду массой приблизительно 1,5 M⊙.
🍓1
Другим вариантом развития событий, возможным в случае, если масса Бетельгейзе близка к верхней границе сделанной Эдвардом Гинаном оценки (≈18 M⊙), является превращение Бетельгейзе в чёрную дыру вследствие гравитационного коллапса, которое не будет сопровождаться столь яркой вспышкой, как взрыв сверхновой.
В случае взрыва Бетельгейзе может увеличить свою яркость до −9m…−12,4m, что сравнимо с блеском полной Луны. После взрыва светимость звезды постепенно будет уменьшаться, и в течение нескольких месяцев или лет она перестанет быть видимой невооружённым глазом.
Такая вспышка сверхновой будет грандиозным астрономическим событием, но благодаря достаточной удалённости она не представляет угрозы жизни на Земле. Бетельгейзе вряд ли произведёт гамма-всплеск и расположена слишком далеко, чтобы её рентгеновское и ультрафиолетовое излучение могло оказать существенное влияние на Землю. Выброшенному взрывом веществу звезды понадобится 6 миллионов лет, чтобы достичь Солнечной системы. К этому времени вещество будет рассеянным, скорость ударной волны снизится до 13 километров в секунду, и она будет погашена встречным солнечным ветром.
Точно предсказать время взрыва Бетельгейзе современная астрономия не может. С уверенностью утверждать о его приближении учёные смогли бы лишь за несколько дней до вспышки, по увеличению потока испускаемых Бетельгейзе нейтрино. Поэтому в научно-популярных публикациях речь идёт о том, что Бетельгейзе может взорваться «в любой момент» в течение ближайших 10 000 или, по консервативной оценке, 100 000 лет.
Вероятность скорого взрыва привлекает к Бетельгейзе большое внимание публики и авторов псевдонаучных публикаций. В 2009 году, из-за недоразумения, вызванного сообщением о 15 % уменьшении звезды, по-видимому её внешней атмосферы, Бетельгейзе часто становилась предметом слухов о том, что она взорвётся в течение года. Распространённость этих слухов была связана с различными заблуждениями в астрономии, особенно с предсказаниями о Конце света по календарю майя.
Слухи о приближающемся взрыве Бетельгейзе возобновились осенью 2019 года в связи с быстрым снижением её видимого блеска, в начале 2020 года упавшего до +1,9 звёздной величины. Это было наиболее сильное падение блеска Бетельгейзе за всю историю регулярных наблюдений с 1910 года. Однако с февраля 2020 года блеск звезды начал восстанавливаться и к апрелю вернулся к прежнему уровню. Точные причины этого явления учёным неизвестны. По словам научного сотрудника группы методов астрономии высокого разрешения САО РАН В. В. Дьяченко, снижение блеска могло быть вызвано как уменьшением светимости звезды из-за происходящих в её недрах процессов, так и затмением её пылевым облаком, выброшенным самой Бетельгейзе в космическое пространство.
В случае взрыва Бетельгейзе может увеличить свою яркость до −9m…−12,4m, что сравнимо с блеском полной Луны. После взрыва светимость звезды постепенно будет уменьшаться, и в течение нескольких месяцев или лет она перестанет быть видимой невооружённым глазом.
Такая вспышка сверхновой будет грандиозным астрономическим событием, но благодаря достаточной удалённости она не представляет угрозы жизни на Земле. Бетельгейзе вряд ли произведёт гамма-всплеск и расположена слишком далеко, чтобы её рентгеновское и ультрафиолетовое излучение могло оказать существенное влияние на Землю. Выброшенному взрывом веществу звезды понадобится 6 миллионов лет, чтобы достичь Солнечной системы. К этому времени вещество будет рассеянным, скорость ударной волны снизится до 13 километров в секунду, и она будет погашена встречным солнечным ветром.
Точно предсказать время взрыва Бетельгейзе современная астрономия не может. С уверенностью утверждать о его приближении учёные смогли бы лишь за несколько дней до вспышки, по увеличению потока испускаемых Бетельгейзе нейтрино. Поэтому в научно-популярных публикациях речь идёт о том, что Бетельгейзе может взорваться «в любой момент» в течение ближайших 10 000 или, по консервативной оценке, 100 000 лет.
Вероятность скорого взрыва привлекает к Бетельгейзе большое внимание публики и авторов псевдонаучных публикаций. В 2009 году, из-за недоразумения, вызванного сообщением о 15 % уменьшении звезды, по-видимому её внешней атмосферы, Бетельгейзе часто становилась предметом слухов о том, что она взорвётся в течение года. Распространённость этих слухов была связана с различными заблуждениями в астрономии, особенно с предсказаниями о Конце света по календарю майя.
Слухи о приближающемся взрыве Бетельгейзе возобновились осенью 2019 года в связи с быстрым снижением её видимого блеска, в начале 2020 года упавшего до +1,9 звёздной величины. Это было наиболее сильное падение блеска Бетельгейзе за всю историю регулярных наблюдений с 1910 года. Однако с февраля 2020 года блеск звезды начал восстанавливаться и к апрелю вернулся к прежнему уровню. Точные причины этого явления учёным неизвестны. По словам научного сотрудника группы методов астрономии высокого разрешения САО РАН В. В. Дьяченко, снижение блеска могло быть вызвано как уменьшением светимости звезды из-за происходящих в её недрах процессов, так и затмением её пылевым облаком, выброшенным самой Бетельгейзе в космическое пространство.
🍓1
Сегодня официально открывается новый ТГ канал где каждый сможет найти себе так недостающего нам общения (https://t.me/chatX_menu )
🍓1
1SWASP J140747.93-394542.6 b или 1SWASP J1407 b или Супер-сатурн — экзопланета (газовый гигант) или коричневый карлик, является единственным известным на сегодняшний день объектом в системе звезды 1SWASP J140747.93-394542.6
Материнская звезда является субкарликом (класс светимости IV, оранжевый), спектральный класс K, звезда до главной последовательности и удалена от Земли на 434 световых года (около 133 парсек) в направлении созвездия Центавра.
Объект открыт командой специалистов Рочестерского университета (США) и Лейденской обсерватории (Нидерланды) с помощью наземных телескопов системы SuperWASP (Wide Angle Search for Planets) и польского проекта ASAS транзитным методом в 2012 году.
1SWASP J1407 b имеет массу 20 ± 6 MJ , что свидетельствует о том, что объект скорее всего является коричневым карликом. В научном сообществе нет консенсуса, как классифицировать этот объект системы.
Система колец 1SWASP J1407 b является первой среди открытых за пределами Солнечной системы, и самой большой. Радиус самого большого кольца 1SWASP J1407 b оценивается в 0,6 а. е., что равно примерно 90 млн км. Для сравнения, радиус самого большого кольца Сатурна лишь около 480 тыс. км. Масс.
Материнская звезда является субкарликом (класс светимости IV, оранжевый), спектральный класс K, звезда до главной последовательности и удалена от Земли на 434 световых года (около 133 парсек) в направлении созвездия Центавра.
Объект открыт командой специалистов Рочестерского университета (США) и Лейденской обсерватории (Нидерланды) с помощью наземных телескопов системы SuperWASP (Wide Angle Search for Planets) и польского проекта ASAS транзитным методом в 2012 году.
1SWASP J1407 b имеет массу 20 ± 6 MJ , что свидетельствует о том, что объект скорее всего является коричневым карликом. В научном сообществе нет консенсуса, как классифицировать этот объект системы.
Система колец 1SWASP J1407 b является первой среди открытых за пределами Солнечной системы, и самой большой. Радиус самого большого кольца 1SWASP J1407 b оценивается в 0,6 а. е., что равно примерно 90 млн км. Для сравнения, радиус самого большого кольца Сатурна лишь около 480 тыс. км. Масс.
🍓1
VY Большого Пса— чрезвычайно богатый кислородом красный гипергигант или красный сверхгигант и пульсирующая переменная звезда, расположенная на расстоянии 1,2 килопарсеков (3900 св. лет) от Земли в созвездии Большого Пса. Это одна из самых больших известных звёзд по радиусу, один из самых ярких и массивных красных сверхгигантов, а также одна из самых ярких звёзд в Млечном Пути.
Радиус VY CMa примерно в 1420 раз больше радиуса Солнца (R⊙), что близко к пределу Хаяси и по объёму примерно в 3 млрд раз больше Солнца. Если разместить VY CMa в Солнечной системе, она простиралась бы за пределы орбиты Юпитера, хотя все ещё существуют значительные вариации в оценках радиуса, причём по некоторым из них это расстояние больше, чем орбита Сатурна.
Масса звезды оценивается в 17 ± 8 масс Солнца, что указывает на ничтожно малую среднюю плотность — она составляет 0,005—0,01 г/м³ (для сравнения, плотность воздуха при 0 °C составляет 1292,9 г/м³). Кубический километр звезды имеет массу примерно 5—10 тонн.
Данные о свойствах звезды противоречивы. Некоторые результаты указывают на то, что эта звезда — очень большой красный гипергигант. Другие — на то, что это самый обычный красный сверхгигант с диаметром лишь в 600 раз больше солнечного, а не в 2000. В этом случае он будет расширяться и дальше.
Природа VY Большого Пса:
Первые известные наблюдения VY Большого Пса зафиксированы в звёздном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда 7 марта 1801 года, в котором VY CMa указана как звезда седьмой звёздной величины. Дальнейшие наблюдения показали, что с 1850 года звезда тускнела.
Начиная с 1847 года, о VY CMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок. В XIX веке наблюдатели обнаруживали у VY CMa по крайней мере шесть отдельных компонентов, предполагая возможность того, что это кратная звезда. Сейчас известно, что эти «компоненты» являются яркими участками окружающей звезду туманности. Визуальные наблюдения в 1957 году и изображения с высоким разрешением, сделанные в 1998 году, показали, что у VY CMa нет звёзд-спутников.
VY CMa является звездой с высокой светимостью спектрального класса M с эффективной температурой около 3000 К и располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Её звёздная эволюция была сложной. До превращения в красный сверхгигант VY CMa была звездой главной последовательности класса O с массой от 30 до 40 M⊙.
Измерение расстояния:
Расстояния до звёзд определяют по их параллактическому смещению, вызванному движением наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Однако VY CMa имеет слишком малый параллакс — на уровне погрешности измерений — что делает этот способ определения расстояния ненадёжным.
В 1976 году Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали открытие яркого ореола молекулярного облака в 15 минутах дуги к востоку от VY CMa. Край этого облака граничит с ярким ободом звезды. Резкое увеличение яркости излучения вместе со снижением выброса газа натолкнуло учёных на мысль о том, что данное облако является частью туманности NGC 2362 и находится на том же расстоянии, что и расположенные рядом звёзды, составляющем 1,5 ± 0,5 кпк и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.
VY CMa проецируется на кончик обода молекулярного облака, предполагая её связь с ним. В дополнение к этому, скорость молекулярного облака очень близка к скорости звезды. Это ещё раз указывает на связь этой звезды с молекулярным облаком, и, следовательно, с NGC 2362. Это означает, что VY CMa также расположена на расстоянии 1,5 кпк.
Размер:
Профессор Роберт М. Хамфрис из университета Миннесоты оценивает радиус VY CMa в 1800—2100 солнечных. Если такая звезда окажется на месте Солнца, то её поверхность окажется за орбитой Сатурна (около 9 а.e.). Если учесть верхний предел радиуса VY Большого Пса в 2100 солнечных, то на её облёт свету понадобится более 8,5 часов, по сравнению с Солнцем, облёт которого со скоростью света занял бы 14,5 секунд. Объём этой звезды в 7⋅1015 раз больше объёма Земли.
Радиус VY CMa примерно в 1420 раз больше радиуса Солнца (R⊙), что близко к пределу Хаяси и по объёму примерно в 3 млрд раз больше Солнца. Если разместить VY CMa в Солнечной системе, она простиралась бы за пределы орбиты Юпитера, хотя все ещё существуют значительные вариации в оценках радиуса, причём по некоторым из них это расстояние больше, чем орбита Сатурна.
Масса звезды оценивается в 17 ± 8 масс Солнца, что указывает на ничтожно малую среднюю плотность — она составляет 0,005—0,01 г/м³ (для сравнения, плотность воздуха при 0 °C составляет 1292,9 г/м³). Кубический километр звезды имеет массу примерно 5—10 тонн.
Данные о свойствах звезды противоречивы. Некоторые результаты указывают на то, что эта звезда — очень большой красный гипергигант. Другие — на то, что это самый обычный красный сверхгигант с диаметром лишь в 600 раз больше солнечного, а не в 2000. В этом случае он будет расширяться и дальше.
Природа VY Большого Пса:
Первые известные наблюдения VY Большого Пса зафиксированы в звёздном каталоге Жозефа Жерома де Лаланда 7 марта 1801 года, в котором VY CMa указана как звезда седьмой звёздной величины. Дальнейшие наблюдения показали, что с 1850 года звезда тускнела.
Начиная с 1847 года, о VY CMa было известно, что эта звезда имеет малиновый оттенок. В XIX веке наблюдатели обнаруживали у VY CMa по крайней мере шесть отдельных компонентов, предполагая возможность того, что это кратная звезда. Сейчас известно, что эти «компоненты» являются яркими участками окружающей звезду туманности. Визуальные наблюдения в 1957 году и изображения с высоким разрешением, сделанные в 1998 году, показали, что у VY CMa нет звёзд-спутников.
VY CMa является звездой с высокой светимостью спектрального класса M с эффективной температурой около 3000 К и располагается в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Её звёздная эволюция была сложной. До превращения в красный сверхгигант VY CMa была звездой главной последовательности класса O с массой от 30 до 40 M⊙.
Измерение расстояния:
Расстояния до звёзд определяют по их параллактическому смещению, вызванному движением наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Однако VY CMa имеет слишком малый параллакс — на уровне погрешности измерений — что делает этот способ определения расстояния ненадёжным.
В 1976 году Чарльз Дж. Лада и Марк Дж. Рид опубликовали открытие яркого ореола молекулярного облака в 15 минутах дуги к востоку от VY CMa. Край этого облака граничит с ярким ободом звезды. Резкое увеличение яркости излучения вместе со снижением выброса газа натолкнуло учёных на мысль о том, что данное облако является частью туманности NGC 2362 и находится на том же расстоянии, что и расположенные рядом звёзды, составляющем 1,5 ± 0,5 кпк и определяемом по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.
VY CMa проецируется на кончик обода молекулярного облака, предполагая её связь с ним. В дополнение к этому, скорость молекулярного облака очень близка к скорости звезды. Это ещё раз указывает на связь этой звезды с молекулярным облаком, и, следовательно, с NGC 2362. Это означает, что VY CMa также расположена на расстоянии 1,5 кпк.
Размер:
Профессор Роберт М. Хамфрис из университета Миннесоты оценивает радиус VY CMa в 1800—2100 солнечных. Если такая звезда окажется на месте Солнца, то её поверхность окажется за орбитой Сатурна (около 9 а.e.). Если учесть верхний предел радиуса VY Большого Пса в 2100 солнечных, то на её облёт свету понадобится более 8,5 часов, по сравнению с Солнцем, облёт которого со скоростью света занял бы 14,5 секунд. Объём этой звезды в 7⋅1015 раз больше объёма Земли.
🍓1
Светимость:
В 2006 году Хамфри использовал спектральные измерения распределения энергии VY Большого Пса, чтобы вычислить её светимость. Так как большая часть излучения, идущего от звезды, рассеивается пылью в окружающем облаке, то, учитывая интеграцию с суммарным потоком излучения окружающей туманности, расчёты показали, что VY Большого Пса имеет светимость 4,3⋅105 L⊙.
Споры:
Есть два противоречивых мнения о свойствах VY CMa. По одной точке зрения, эта звезда является очень большим и очень ярким красным гипергигантом. По другим мнениям, это обычный красный сверхгигант с радиусом около 600 солнечных. Светимость VY CMa, как и размеры, дискуссионна. Хамфрис указывает, что обработка фотометрии в видимой, красной и тепловом инфракрасной области спектра недостаточна для звёзд с большим количеством околозвёздной пыли.
Эволюция:
Звезда, как показали исследования, неустойчива и сбросила большую часть своей массы в окружающую её туманность. В будущем VY Большого Пса взорвётся как сверхновая, либо сразу сколлапсирует в чёрную дыру.
В 2006 году Хамфри использовал спектральные измерения распределения энергии VY Большого Пса, чтобы вычислить её светимость. Так как большая часть излучения, идущего от звезды, рассеивается пылью в окружающем облаке, то, учитывая интеграцию с суммарным потоком излучения окружающей туманности, расчёты показали, что VY Большого Пса имеет светимость 4,3⋅105 L⊙.
Споры:
Есть два противоречивых мнения о свойствах VY CMa. По одной точке зрения, эта звезда является очень большим и очень ярким красным гипергигантом. По другим мнениям, это обычный красный сверхгигант с радиусом около 600 солнечных. Светимость VY CMa, как и размеры, дискуссионна. Хамфрис указывает, что обработка фотометрии в видимой, красной и тепловом инфракрасной области спектра недостаточна для звёзд с большим количеством околозвёздной пыли.
Эволюция:
Звезда, как показали исследования, неустойчива и сбросила большую часть своей массы в окружающую её туманность. В будущем VY Большого Пса взорвётся как сверхновая, либо сразу сколлапсирует в чёрную дыру.
🍓1
Появился канал с интересными новостями и не только.
https://t.me/severniyvit
https://t.me/severniyvit
🍓2
Квазар— класс астрономических объектов, являющихся одними из самых ярких (в абсолютном исчислении) в видимой Вселенной.
Компактный квазар называется блазаром. По современным представлениям, квазары представляют собой активные ядра галактик на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество, формируя аккреционный диск. Он и является источником излучения, исключительно мощного (иногда в десятки и сотни раз превышающего суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша) и имеющего помимо космологического гравитационное красное смещение, предсказанное А. Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО).
Квазары были обнаружены как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам; звёздная величина самого яркого квазара +12,6). Следы родительских галактик вокруг квазаров (причём далеко не всех) были обнаружены лишь позднее.
Квазары обнаруживаются на очень широком диапазоне расстояний, и исследования по обнаружению квазаров показали, что в далеком прошлом активность квазаров была более распространенной. Пик эпохи квазарной активности был примерно 10 миллиардов лет назад.
Квазары называют маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (вплоть до красного смещения, превышающего z = 7,5), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков. Ввиду большой удалённости квазары, в отличие от звёзд, выглядят практически неподвижными (не имеют параллакса), поэтому радиоизлучение квазара используется для высокоточного определения с Земли параметров траектории автоматической межпланетной станции.
По состоянию на конец 2023 года наиболее удалённым обнаруженным квазаром является UHZ1 с красным смещением 10,1. По состоянию на конец 2023 года являлся самым удалённым из всех известных науке квазаров. Свет, наблюдаемый от этого квазара, был испущен, когда Вселенной было всего 470 миллионов лет. Сверхмассивная чёрная дыра в этом квазаре, оценённая в 40 миллионов солнечных масс, является самой отдалённой чёрной дырой, обнаруженной на сегодняшний день.
В январе 2019 года было объявлено об обнаружении самого яркого квазара — его яркость оценивается в 600 трлн солнечных. Квазару присвоено имя J043947.08+163415.7, расстояние до объекта составляет примерно 12,8 млрд световых лет (красное смещение z = 6,51).
Первоначальное определение понятия «квазар»:
Кроме современного определения, существовало ещё и первоначальное: «Квазар» (квазизвёздный объект) — класс небесных объектов, которые в оптическом диапазоне похожи на звезду, но имеют сильное радиоизлучение и чрезвычайно малые угловые размеры (меньше 10″)»; подобное звёздам самоизлучающее космическое тело, по массе и светимости во много раз больше, чем у Солнца.
Первоначальное определение сложилось в конце 1950-х — начале 1960-х годов, когда были открыты первые квазары и их изучение только началось. Это определение в целом верно, однако со временем были открыты радиоспокойные квазары, не создающие сильного радиоизлучения; по состоянию на 2004 год таковыми являются порядка 90 % известных квазаров.
История наблюдений:
История квазаров началась с проводимой радиообсерваторией «Джодрелл-Бэнк» программы измерений видимых угловых размеров радиоисточников.
Первый квазар, 3C 48, был обнаружен в конце 1950-х годов Алланом Сэндиджем и Томасом Метьюзом во время радиообзора неба. В 1963 году было известно уже 5 квазаров. Новый тип объектов объединяли некоторые аномальные свойства, которые на тот момент не могли быть объяснены. Они испускали большое количество излучения широкого спектра, но большая их часть оптически не обнаруживалась, хотя в некоторых случаях удавалось идентифицировать слабый и точечный объект, похожий на далёкую звезду.
Компактный квазар называется блазаром. По современным представлениям, квазары представляют собой активные ядра галактик на начальном этапе развития, в которых сверхмассивная чёрная дыра поглощает окружающее вещество, формируя аккреционный диск. Он и является источником излучения, исключительно мощного (иногда в десятки и сотни раз превышающего суммарную мощность всех звёзд таких галактик, как наша) и имеющего помимо космологического гравитационное красное смещение, предсказанное А. Эйнштейном в общей теории относительности (ОТО).
Квазары были обнаружены как объекты с большим красным смещением, имеющие электромагнитное излучение (включая радиоволны и видимый свет) и настолько малые угловые размеры, что в течение нескольких лет после открытия их не удавалось отличить от «точечных источников» — звёзд (напротив, протяжённые источники больше соответствуют галактикам; звёздная величина самого яркого квазара +12,6). Следы родительских галактик вокруг квазаров (причём далеко не всех) были обнаружены лишь позднее.
Квазары обнаруживаются на очень широком диапазоне расстояний, и исследования по обнаружению квазаров показали, что в далеком прошлом активность квазаров была более распространенной. Пик эпохи квазарной активности был примерно 10 миллиардов лет назад.
Квазары называют маяками Вселенной. Они видны с огромных расстояний (вплоть до красного смещения, превышающего z = 7,5), по ним исследуют структуру и эволюцию Вселенной, определяют распределение вещества на луче зрения: сильные спектральные линии поглощения водорода разворачиваются в лес линий по красному смещению поглощающих облаков. Ввиду большой удалённости квазары, в отличие от звёзд, выглядят практически неподвижными (не имеют параллакса), поэтому радиоизлучение квазара используется для высокоточного определения с Земли параметров траектории автоматической межпланетной станции.
По состоянию на конец 2023 года наиболее удалённым обнаруженным квазаром является UHZ1 с красным смещением 10,1. По состоянию на конец 2023 года являлся самым удалённым из всех известных науке квазаров. Свет, наблюдаемый от этого квазара, был испущен, когда Вселенной было всего 470 миллионов лет. Сверхмассивная чёрная дыра в этом квазаре, оценённая в 40 миллионов солнечных масс, является самой отдалённой чёрной дырой, обнаруженной на сегодняшний день.
В январе 2019 года было объявлено об обнаружении самого яркого квазара — его яркость оценивается в 600 трлн солнечных. Квазару присвоено имя J043947.08+163415.7, расстояние до объекта составляет примерно 12,8 млрд световых лет (красное смещение z = 6,51).
Первоначальное определение понятия «квазар»:
Кроме современного определения, существовало ещё и первоначальное: «Квазар» (квазизвёздный объект) — класс небесных объектов, которые в оптическом диапазоне похожи на звезду, но имеют сильное радиоизлучение и чрезвычайно малые угловые размеры (меньше 10″)»; подобное звёздам самоизлучающее космическое тело, по массе и светимости во много раз больше, чем у Солнца.
Первоначальное определение сложилось в конце 1950-х — начале 1960-х годов, когда были открыты первые квазары и их изучение только началось. Это определение в целом верно, однако со временем были открыты радиоспокойные квазары, не создающие сильного радиоизлучения; по состоянию на 2004 год таковыми являются порядка 90 % известных квазаров.
История наблюдений:
История квазаров началась с проводимой радиообсерваторией «Джодрелл-Бэнк» программы измерений видимых угловых размеров радиоисточников.
Первый квазар, 3C 48, был обнаружен в конце 1950-х годов Алланом Сэндиджем и Томасом Метьюзом во время радиообзора неба. В 1963 году было известно уже 5 квазаров. Новый тип объектов объединяли некоторые аномальные свойства, которые на тот момент не могли быть объяснены. Они испускали большое количество излучения широкого спектра, но большая их часть оптически не обнаруживалась, хотя в некоторых случаях удавалось идентифицировать слабый и точечный объект, похожий на далёкую звезду.
🔥1🍓1