VY Canis Majoris

VY Canis Majoris (VY CMa) é uma estrela hipergigante vermelha localizada na constelação de Canis Major. Já foi considerada a maior estrela encontrada. Atualmente compõe o grupo de maiores estrelas conhecidas, com um raio de aproximadamente 1 420 raios solares.

História de observação

O primeiro registro conhecido de VY Canis Majoris é do catálogo estelar de Jérôme Lalande, em uma observação de 7 de março de 1801, que a lista como uma estrela de sétima magnitude. Outras medições de sua magnitude aparente ao longo do século XIX mostram que o brilho da estrela está diminuindo desde 1850. Desde 1847, VY Canis Majoris tem sido descrita como uma estrela avermelhada. Durante o século XIX, observadores encontraram pelo menos seis componentes distintos, sugerindo que a estrela pode ser múltipla. Atualmente sabe-se que esses componentes distintos são áreas brilhantes na nebulosidade ao redor da estrela. Observações visuais em 1957 e 1998 mostraram que VY Canis Majoris não possui estrelas companheiras.

O brilho variável de VY Canis Majoris foi primeiramente identificado em 1931 quando a estrela foi listada como uma variável de longo período com uma magnitude fotográfica na faixa de 9,5–11,5. Em 1939, ela recebeu a designação de estrela variável VY Canis Majoris.

Espectro

O espectro de VY Canis Majoris é o de uma estrela luminosa de classe M. As linhas de hidrogênio apresentam um perfil P Cygni. O espectro é dominado por bandas de TiO com intensidade que sugere uma classificação de M5. A linha H_a não é vista e existem linhas de emissão incomuns de sódio e cálcio neutros. A classe de luminosidade determinada de diferentes linhas espectrais varia entre gigante luminosa (II) e supergigante luminosa (Ia), com um classificação média de M5Ibp. As tentativas iniciais de classificação foram atrapalhadas pela interpretação da nebulosidade como estrelas companheiras.

A classe espectral obtida depende da característica espectral examinada, muitas das quais variam com o tempo. A estrela tem sido sempre considerada mais fria que M2, e é geralmente classificada entre M3 e M4. As classes de temperatura mais extremas já dadas são M2.5 e M7. A temperatura efetiva obtida diretamente do raio e luminosidade corresponde a uma classe espectral de M4.

Distância

Em 1976, foi publicada a descoberta de uma nuvem molecular 15 minutos de arco a leste de VY Canis Majoris. A borda da nuvem possui uma estrutura brilhante que parece ser ionizada pelas estrelas do aglomerado estelar NGC 2362, indicando que o aglomerado e a nuvem estão à mesma distância, que foi estimada em 1,5 ± 0,5 kpc por observação do diagrama cor-magnitude do aglomerado. VY Canis Majoris parece estar situada na ponta da estrutura brilhante e tem uma velocidade similar à da nuvem e do aglomerado, portanto também está a essa distância, que foi por muito tempo adotada como a distância da estrela. Uma medição mais recente da distância a NGC 2362 estimou um valor de 1,2 kpc.

Distâncias estelares podem ser calculadas a partir da observação de paralaxe conforme a Terra orbita o Sol, mas VY Canis Majoris tem uma paralaxe muito pequena e observações visuais típicas como as dos satélites Hipparcos e Gaia têm uma margem de erro grande demais para estrelas supergigantes com envelopes circunstelares estendidos. No entanto, observações astrométricas precisas usando interferometria de longa linha de base conseguem medir a paralaxe da estrela com alta precisão a partir da observação de masers. Em 2008, observações de masers de H₂O pelo interferômetro VERA, do Observatório Astronômico Nacional do Japão, detectaram uma paralaxe de 0,88 ± 0,08 milissegundos de arco, correspondendo a uma distância precisa de 1,14+0,11
−0,09 kpc. Em 2012, medições de masers de SiO pelo interferômetro Very Long Baseline Array confirmaram independentemente essa distância, determinando um valor de 1,20+0,13
−0,10 kpc.

No segundo lançamento do catálogo Gaia, VY Canis Majoris possui uma paralaxe negativa de -5,92 ± 0,83 mas, que não possui significado físico.

Propriedades

VY Canis Majoris é uma estrela de classe M de alta luminosidade com uma baixa temperatura efetiva de menos de 4 000 K, o que significa que é uma estrela evoluída que está no canto superior direito do diagrama de Hertzsprung-Russell. Durante sua fase de sequência principal, provavelmente era uma estrela de classe O com uma massa de 25 ± 10 M_☉ (massa atual de 15 M_☉), considerando os efeitos de rotação, ou possivelmente 32 M_☉ (massa atual 19 M_☉) para uma estrela sem rotação. VY Canis Majoris tem uma taxa de perda de massa alta estimada em cerca de 6×10⁻⁴ M_☉ por ano, conforme evidenciado pelo extenso envelope circunstelar. Esse é um valor médio, e a taxa de perda de massa provavelmente ultrapassou 10⁻³ M_☉ por ano nos eventos de perda de massa mais violentos.

Luminosidade

A luminosidade de VY Canis Majoris pode ser determinada diretamente a partir do fluxo bolométrico da estrela (a energia total irradiada pela estrela ao longo de todo o espectro), que foi determinado a partir de fotometria em várias bandas visíveis e infravermelhas, e da distância, conhecida por medições de paralaxe. O valor calculado é de cerca de 270 000 L_☉, com uma margem de erro relativamente pequena de 40 000 L_☉, causada principalmente pela incerteza na distância. A maior parte da luminosidade da estrela é emitida como radiação infravermelha, com um máximo de emissão em 5–10 µm, o que é em parte causado por reprocessamento da radiação pela poeira da nebulosa circunstelar.

Estudos anteriores, baseados na distância antiga de 1,5 kpc, resultavam em uma luminosidade maior de 400 000 – 500 000 L_☉, muito próxima do limite de Hayashi, o limite máximo de luminosidade que uma estrela em equilíbrio pode ter. A maioria das estimativas antigas de luminosidade são consistentes com as atuais, se re-escaladas para a distância de 1,2 kpc.

Um estudo de 2006, com base em uma estimativa maior para a temperatura da estrela, estimou para VY Canis Majoris uma luminosidade significativamente menor de apenas 60 000 L_☉, o que a tornaria apenas uma supergigante vermelha típica. No entanto, esse valor não está de acordo com muitas das propriedades observadas da estrela, como a alta taxa de perda de massa, e a metodologia desse estudo foi contestada, já que ele ignorou os efeitos da poeira circunstelar no fluxo observado da estrela.

Tamanho

A determinação do raio de VY Canis Majoris é complicada pelo extenso envelope circunstelar da estrela. Em 2004, observações da estrela por interferometria no infravermelho (banda K – 2,2 µm) determinaram um diâmetro angular de 18,7 ± 0,5 mas, correspondendo a um raio de 2 400 R_☉ a uma distância de 1,2 kpc. Esse valor, no entanto, provavelmente não corresponde ao raio fotosférico da estrela, devido a contaminação por poeira circunstelar. Em 2006, a partir do valor antigo da luminosidade da estrela, e usando uma temperatura efetiva estimada com base em um tipo espectral de M3–M4, o raio efetivo da estrela foi calculado em 1 800 – 2 100 R_☉, o que tornaria esta a maior estrela conhecida por tamanho. Um estudo de 2012, usando observações interferométricas pelo Very Large Telescope na faixa de 2,20–2,25 µm, determinou um diâmetro angular de 11,3 ± 0,3 mas, correspondendo a um raio estelar de 1 420 ± 120 R_☉. A alta resolução espectral dessas observações permitiu minimizar o efeito de contaminação pelas camadas circunstelares, mas ainda é possível que esse valor seja um pouco maior que o tamanho real da estrela.

Nebulosa circundante

VY Canis Majoris é cercada por uma extensa nebulosa formada por material expelido da estrela, medindo cerca de 10 segundos de arco de extensão. Observações pelo instrumento WFPC2 no Telescópio Espacial Hubble revelaram que a nebulosa é assimétrica e possui uma estrutura complexa, com filamentos e arcos distribuídos de forma aparentemente aleatória ao redor da estrela obscurecida. Essa estrutura é resultado de múltiplos eventos assimétricos de perda de massa nos últimos mil anos, causados provavelmente por intensa convecção nas camadas externas da estrela associada a campos magnéticos, de forma análoga a ejeções coronais no Sol mas em uma escala muito maior.

Ver também

• Lista das maiores estrelas conhecidas
• UY Scuti
• VV Cephei
• HR 5171

Referências

Ligações externas

• Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts HubbleSite, 8 de janeiro de 2007
• Revelado o segredo da perda de peso de uma estrela evoluída Observatório Europeu do Sul, 25 de novembro de 2015

1. Canis Major
2. Stephenson 2-18
3. Lista das maiores estrelas conhecidas
4. Lista das estrelas mais luminosas
5. Supergigante vermelha
6. Estrela supergigante
7. Comparação dos objetos do universo
8. UY Scuti
9. NML Cygni
10. AH Scorpii
11. Lista de candidatas a supernova
12. Linha do tempo do futuro distante
13. Ordens de magnitude para área