VY დიდი ქოფაკი

VY დიდი ქოფაკი — წითელი ჰიპერგიგანტი ვარსკვლავი, რომელიც დიდი ქოფაკის თანავარსკვლავედშია მოთავსებული. ის ერთ-ერთი ყველაზე დიდი ვარსკვლავია მზის რადიუსით და თავის ტიპში ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა. მისი რადიუსი დაახლოებით 1420 ± 120 მზის რადიუსია (ეს ტოლია 13,2 ასტრონომიული ერთეულის ან 1 976 640 000 კილომეტრისა) და დედამიწიდან 1,2 კილოპარსეკითაა (3900 სინათლის წელიწადი) დაშორებული. VY დიდი ქოფაკი ერთადერთი ვარსკვლავია, რომელიც ნახევრადრეგულარულ ცვალებადაა კატეგორიზირებული და მისი პერიოდი დაახლოებით 2000 დღეა. მისი საშუალო სიმკვრივე 5—10 მგ/მ3-ია. ეს ვარსკვლავი მზის სისტემაში მზის ნაცვლად რომ იყოს მოთავსებული, მისი ზედაპირი იუპიტერის ორბიტის გაღმა გადაიჭიმებოდა (იმის მიუხედავად, რომ კვლავ არსებობს მისი რადიუსის შეფასებაში ცვალებადობები). VY დიდი ქოფაკის შესწავლისა და დაკვირვების პირველი ჩანაწერები ჯერომ ლალანდის ვარსკვლავურ კატალოგში გვხვდება 1801 წლის 7 მარტს, რომელსაც ეს ვარსკვლავი 7 ვარსკვლავიერი სიდიდიან ობიექტად შეჰყავს სიაში. მეცხრამეტე საუკუნეში მის ხილულ ვარსკვლავიერ სიდიდეზე ჩატარებულმა კვლევებმა ცხადყო, რომ 1850 წლიდან მოყოლებული ვარსკვლავი მკრთალდებოდა. 1847 წლიდან მას „სისხლიანი ვარსკვლავი“ ჰქვია. XIX საუკუნეში მეცნიერებმა მისი, სულ ცოტა, 6 დისკრეტული კომპონენტი განსაზღვრეს, რის შედეგადაც ცხადი ხდებოდა, რომ ის მრავალი ვარსკვლავი იყო. ახლა ცნობილია, რომ ეს დისკრეტული კომპონენტები მის გარშემო არსებული ნისლეულის კაშკაშა ადგილები იყო. 1957 წელს ჩატარებულმა ვიზუალურმა დაკვირვებებმა და 1998 წელს მაღალი რეზოლუციით ფოტოს გადაღებამ აჩვენა, რომ VY დიდ ქოფაკს კომპანიონი ვარსკვლავი არ ჰყავს. VY დიდი ქოფაკი მაღალი სიკაშკაშის M ტიპის ვარსკვლავია, რომლის ეფექტური ტემპერატურა 3500 კელვინია, რის გამოც ის ჰერცშპრუნგ-რასელის ვარსკვლავურ დიაგრამაში ზედა მარჯვენა მხარესაა. ეს კი იმას ნიშნავს, რომ ის ძალზე განვითარებული და ევოლუციაგამოვლილი ვარსკვლავია. მთავარ მიმდევრობაში ყოფნისას ის O ტიპის ვარსკვლავი უნდა ყოფილიყო, რომლის მასა 15-35 M☉ იყო. ვარსკვლავებამდე მანძილის გამოთვლა შესაძლებელია პარალაქსებით, როცა დედამიწა მზის გარშემო ბრუნავს. თუმცა, VY დიდი ქოფაკს მცირე პარალაქსი აქვს, რის გამოც მანძილის გაზომვა ამ მეთოდით არახელსაყრელია. 1976 წელს ჩარლზ ლადამ და მარკ რაიდმა გამოაქვეყნეს აღმოჩენა კაშკაშა რგოლიანი მოლეკულური ღრუბლისა, რომელიც ამ ვარსკვლავიდან 15 არკწუთით აღმოსავლეთით იყო. კაშკაშა რგოლით შემოსაზღვრული ღრუბლის კიდეში CO გამოსხივების უეცარი ვარდნა და 12 CO გამოსხივების ზრდა იქნა შემჩნეული, რაც მიუთითებდა მოლეკულური მატერიის შესაძლო განადგურებასა და გაზრდილ სითბოს ღრუბელ-რგოლის ინტერფეისში, შესაბამისად. ლადამ და რეიდმა მიიჩნიეს, რომ მოლეკულური ღრუბლის მანძილი თითქმის იგივეა, რაც ვარსკვლავებისა, რომლებიც ღია გროვა NGC 2363-ის წევრებია. ეს ვარსკვლავები კი რგოლს აიონიზირებს. NGC 2362-ის მანძილი 1,5 ± 0,5 კილოპარსეკია მისი ფერი-მაგნიტუდა (ვარსკვლავიერი სიდიდე) დიაგრამის მიხედვით. VY დიდი ქოფაკი „წამოშვერილია“ ღრუბლის რგოლის წვერზე, რის გამოც მისი ამ ღრუბელთან ასოცირება ხდება. გარდა ამისა, მოლეკულური ღრუბლის სიჩქარე ძალიან ახლოსაა ვარსკვლავის სიჩქარესთან. ეს უფრო მიუთითებს ვარსკვლავის მოლეკულურ ღრუბელთან ასოციაციაზე, ანუ NGC 2362-თან, რაც იმას ნიშნავს, რომ VY დიდი ქოფაკიც 1,5 კილოპარსეკითაა დაშორებული. ბოლო დროს ჩატარებული გაზოვმები NGC 2362-მდე მანძილის დასადგენად შედეგად 1,2 კილოპარსეკი აჩვენა. მინესოტას უნივერსიტეტის პროფესორმა რობერტა ჰამფრისმა თავდაპირველად VY დიდი ქოფაკის მასა 1800-2100 მზის რადიუსით შეაფასა, რის შედეგადაც ის ცნობილთა შორის ყველაზე დიდი ვარსკვლავი გახდა რადიუსით. თუმცა, ბოლო დროინდელმა უფრო ზუსტმა VLTI-თი ჩატარებულმა კვლევებმა ცხადყო, რომ მისი რადიუსი 1420 ± 120 მზის რადიუსია. 2006 წელს ჰამფრისმა გამოიყენა VY დიდი ქოფაკის სპექტრული ენერგიის დისტრიბუციის მანძილი მისი სიკაშკაშის გამოსათვლელად. რადგანაც ვარსკვლავიდან წამოსული გამოსხივების უმეტესობა გარშემორტყმული ღრუბლის მიერ ხელახლა გამოსხივდება, მან მთლიანი ნისლეულის მთელი გამოსხივება გააინტეგრალა და აჩვენა, რომ VY დიდი ქოფაკის გამოსხივება არის 5,6x105 L☉. სხვადასხვა მეთოდებით ჩატარებული ბოლო დროინდელი გაზოვმებით ამ ვარსკვლავის სიკაშკაშე 3×105 L☉. ↑ 1.0 1.1 SIMBAD basic query result: VY Canis Majoris. SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. ციტირების თარიღი: 23 January 2013. ↑ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 Wittkowski, M.; Hauschildt, P.H.; Arroyo-Torres, B.; Marcaide, J.M. (5 April 2012). „Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry“. Astronomy & Astrophysics. 540: L12. arXiv:1203.5194. Bibcode:2012A&A...540L..12W. doi:10.1051/0004-6361/201219126. ↑ Choi, Y. K.; Hirota, Tomoya; Honma, Mareki; Kobayashi, Hideyuki; Bushimata, Takeshi; Imai, Hiroshi; Iwadate, Kenzaburo; Jike, Takaaki; Kameno, Seiji (2008). „Distance to VY VMa with VERA“. Publications of the Astronomical Society of Japan. Publications Astronomical Society of Japan. 60: 1007. arXiv:0808.0641. Bibcode:2008PASJ...60.1007C. doi:10.1093/pasj/60.5.1007. დამოწმება იყენებს მოძველებულ პარამეტრს |displayauthors= (დახმარება); არასწორი |display-authors=30 (დახმარება) ↑ SIMBAD basic query result: VY Canis Majoris. SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. ციტირების თარიღი: 7 March 2009. ↑ Lipscy, S. J.; Jura, M.; Reid, M. J. (10 June 2005). „Radio photosphere and mass-loss envelope of VY Canis Majoris“. The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society. 626 (1): 439–445. arXiv:astro-ph/0502586. Bibcode:2005ApJ...626..439L. doi:10.1086/429900. ↑ Massey, Philip; Levesque, Emily M.; Plez, Bertrand (1 August 2006). „Bringing VY Canis Majoris down to size: an improved determination of its effective temperature“. The Astrophysical Journal. 646 (2): 1203–1208. arXiv:astro-ph/0604253. Bibcode:2006ApJ...646.1203M. doi:10.1086/505025. ↑ 7.0 7.1 7.2 Robinson, L. J. (7 December 1971). „Three somewhat overlooked facets of VY Canis Majoris“. Commission 27 of the I. A. U., Information Bulletin on Variable Stars. Konkoly Observatory, Budapest (599). ↑ Wittkowski, M.; Langer, N.; Weigelt, G. (27 October 1998). „Diffraction-limited speckle-masking interferometry of the red supergiant VY CMa“. Astronomy and Astrophysics. European Southern Observatory. 340: 39–42. ↑ 9.0 9.1 Lada, Charles J.; Reid, Mark J. (1 January 1978). „CO observations of a molecular cloud complex associated with the bright rim near VY Canis Majoris“. The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 219: 95–104. Bibcode:1978ApJ...219...95L. doi:10.1086/155758. ↑ Pogge, Richard W.. (31 October 2006) Stellar distances. Astronomy 162: Introduction to Stars, Galaxies and the Universe. Ohio State University. ციტირების თარიღი: 20 March 2009. ↑ Lada, C. J.; Reid, M. (March 1976). „The discovery of a molecular cloud associated with VY CMa“. Bulletin of the American Astronomical Society. American Astronomical Society. 8: 322. ↑ Mel'nik, A.M.; Dambis, A.K. (2009). „Kinematics of OB-associations and the new reduction of theHipparcosdata“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400: 518. arXiv:0909.0618. Bibcode:2009MNRAS.400..518M. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15484.x. ↑ 13.0 13.1 Humphreys, Roberta (13 October 2006). „VY Canis Majoris: the astrophysical basis of its luminosity“. arXiV. ↑ Spectrum of massive star VY Canis Majoris. ESA Herschel. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 2011-08-29. ციტირების თარიღი: 2011-11-15.