VY Canis Majoris

**VY Canis Majoris** (disingkat **VY CMa**) adalah bintang hipergergasi merah yang kaya dengan oksigen ( RGG ) atau supergergasi merah (RSG) dan bintang berubah berdenyut yang terletak pada       jauh dari Bumi dalam buruj Canis Major. Ia adalah salah satu bintang yang diketahui terbesar mengikut jejari, dan juga salah satu supergergasi merah yang paling berkilau dan paling berjisim, dan juga sebagai salah satu bintang yang paling terang dalam Bima Sakti. 

VY CMa adalah bintang tunggal dengan lebihan inframerah (IR) yang besar, menjadikannya salah satu objek paling terang di langit pada panjang gelombang antara 5 dan 20 mikron (μm) dan menunjukkan cangkerang atau cakera debu yang dipanaskan oleh bintang. Ia adalah kira-kira  kali jisim Matahari (). Ia juga dikelilingi oleh sampul antara najam tidak simetri yang kompleks (CSE) yang disebabkan oleh kehilangan jisim dari bintang itu sendiri. Ia menghasilkan pelepasan maser molekul yang kuat dan merupakan salah satu maser radio pertama yang ditemui. VY CMa tertanam dalam awan molekul besar Sh2-310, salah satu pembentuk bintang kawasan H II terbesa dengan diameter 480 arkaminit (') atau . 

Jejari VY CMa adalah kira-kira 1,420 kali Matahari (), yang hampir dengan had Hayashi dan bersamaan dengan jumlah kira-kira 3 bilion kali lebih besar daripada Matahari. Objek hipotesis yang bergerak pada kelajuan cahaya akan mengambil masa 6 jam untuk mengembara di sekitar lilitan bintang, berbanding dengan 14.5 saat untuk Matahari. Jika diletakkan di pusat Sistem Suria, permukaan VY CMa akan melampaui orbit Musytari, walaupun masih banyak variasi dalam anggaran jejari, dengan beberapa mengatakannya lebih besar daripada orbit Zuhal. 

## Sejarah pencerapan

Pemerhatian bercatat yang pertama bagi VY Canis Majoris berada dalam katalog bintang astronomi Perancis, Jérôme Lalande, pada 7 Mac 1801, yang menyenaraikannya sebagai bintang magnitud ke-7. Kajian abad ke-19 dan abad ke-20 mengenai magnitud ketara menunjukkan bahawa bintang ini telah pudar sejak tahun 1850. 

Sejak tahun 1847, VY Canis Majoris telah digambarkan sebagai bintang merah lembayung. Semasa abad ke-19, pemerhati mengukur sekurang-kurangnya enam komponen diskret, menunjukkan bahawa ia mungkin bintang berbilang. Komponen diskret ini kini dikenali sebagai kawasan terang di nebula sekitarnya. Pemerhatian visual pada tahun 1957 dan pengimejan berleraian tinggi pada tahun 1998 menunjukkan bahawa tiada bintang pengiring. VY CMa juga dijumpai sebagai sumber OH yang kuat (1612   MHz), H<span style="display:inline-block;margin-bottom:-0.3em;vertical-align:-0.4em;line-height:1em;font-size:80%;text-align:left"><span style="font-size:inherit;line-height:inherit;vertical-align:baseline">2</span></span>O (22235.08 MHz), dan pelepasan maser  (43122 MHz) , yang tipikal dari bintang OH/IR. Banyak molekul, seperti , , , , , , , dan , juga telah dikesan. 

Perubahan dalam kecerahan VY CMa pertama kali diterangkan pada tahun 1931 apabila ia disenaraikan (dalam bahasa Jerman) sebagai pembolehubah jangka panjang dengan julat magnitud 9.5 hingga 11.5. Ia diberi nama bintang berubah *VY Canis Majoris* pada tahun 1939, bintang berubah ke-43 buruj Canis Major.

## Ciri-ciri fizikal

Walaupun jisim dan saiznya sangat besar, VY CMa mempunyai kepadatan purata 5.33 hingga 8.38 mg/m3 (0.00000533 hingga 0.00000838 kg/m3 ), lebih daripada 100,000 kali kurang padat daripada atmosfer bumi di paras laut (1.2   kg/m3 ). 

VY Canis Majoris adalah bintang yang sangat berevolusi dengan umur kurang dari 10 juta tahun walaupun beberapa penulis lama berpendapat bahawa ia akan menjadi protobintang yang sangat muda atau bintang pra jujukan utama besar dengan umur hanya 1 juta tahun dan juga keadaan cakera sirkumnajam mengelilingi bintang. Ia mungkin telah berkembang dari bintang jujukan utama O9 dengan radius . Bintang itu telah berkembang pesat kerana jisimnya yang tinggi. Masa yang dihabiskan untuk fasa hipergergasi merah dianggarkan antara 100,000 hingga 500,000 tahun, dan oleh itu VY CMa telah meninggalkan jujukan utamanya lebih daripada sejuta tahun yang lalu.

### Kekilauan
Kekilauan bolometrik (Lbol) VY CMa boleh dikira dari taburan tenaga spektrum (SED) atau fluks bolometrik, yang boleh ditentukan dari fotometri di beberapa jalur tampak dan inframerah. Pengiraan kilauan terdahulu berdasarkan jarak yang diandaikan 1.5 kpc memberikan pencahayaan antara 200,000 dan 560,000 kali cahaya matahari (). Ini sangat dekat atau melebihi had empirikal Humphreys-Davidson. Satu kajian memberi hampir satu juta  pada jarak 2.1 kpc (6,800 ly). Pada tahun 2006, satu kilauan 430,000  dikira dengan mengintegrasikan jumlah fluks sepanjang seluruh nebula, kerana sebahagian besar sinaran yang datang dari bintang itu ditransmisikan semula oleh debu di awan sekitarnya. Anggaran yang lebih baru mengenai kilauan memperoleh nilai di bawah 350,000  berdasarkan jarak di bawah 1.2 kpc.

## Rujukan

## Bacaan lanjut

* 
* 
* 
* 

## Pautan luar

* Imej VLT persekitaran VY Canis Majoris dilihat dengan SPESERE www.eso.org 
* Astronom Peta Peta Peluncuran Massa Hypergiant Star, HubbleSite NewsCenter, 2007-01-08 
* "Apakah Bintang Terbesar di Semesta?" , Fraser Cain, *Universe Today*, diterbitkan 2008-04-06, dikemaskini 13 Mei 2013