VY CANIS MAJORIS: ENTDECKUNG, EIGENSCHAFTEN, STRUKTUR, BILDUNG UND EVOLUTION - ARTE - 2025

VY Canis Majoris ist ein Stern im Sternbild Canis Majoris oder Can Mayor, wo auch Sirius zu finden ist. VY Canis Majoris ist etwa 4900 Lichtjahre von der Erde entfernt und mit Ferngläsern und Teleskopen sichtbar, die eine charakteristische rote Farbe aufweisen.

Die ersten Beobachtungen von VY Canis Majoris (VY CMa) stammen aus dem frühen 19. Jahrhundert. Sie stammen vom französischen Astronomen Joseph DeLalande aus dem Jahr 1801, der ihn als Stern der Stärke 7 klassifizierte.

Abbildung 1. VY Canis Majoris im Sternbild Orion ist ein Stern mit einem tausendfach größeren Radius als der der Sonne. Er ist von einem Nebel umgeben, der aus Material besteht, das der Stern selbst kontinuierlich wirft. Quelle: Wikimedia Commons. Judy Schmidt.

Mit Verbesserungen im Teleskopdesign erkannten die Astronomen im frühen 20. Jahrhundert schnell, wie einzigartig VY CMa dank seiner variablen Helligkeit und seiner Hülle in einem komplexen Nebel voller Klumpen und Kondensationen ist.

Aus diesem Grund wurde für einige Zeit angenommen, dass es sich eher um ein Sternensystem handelt. Diese Idee kommt derzeit nicht in Frage, obwohl einige Astronomen argumentieren, dass es mindestens einen Begleiter gibt.

Beobachtungen zeigen, dass VY CMa extrem leuchtend und von außergewöhnlicher Größe ist, tausende Male größer als die Sonne. In einem solchen Ausmaß, dass sich der Stern an seiner Stelle bis zur Umlaufbahn des Saturn erstrecken würde.

VY CMa befindet sich definitiv in einem sehr instabilen Stadium, das dem Ende seines Lebens vorausgeht, da der Stern seine äußeren Schichten schnell abwirft und sie in den Weltraum wirft, wo sie sich wie ein Nebel um ihn herum ausbreiten.

Deshalb schließen Astronomen nicht aus, dass VY CMa in kurzer Zeit einen Supernova-Ausbruch erleiden wird.

Eigenschaften

Astronomen sind sehr daran interessiert, einen Stern zu untersuchen, der so einzigartig ist wie VY CMa, da seine Informationen für die Untersuchung der Sternentwicklung entscheidend sind.

VY CMa zeichnet sich dadurch aus, dass es zu den Sternen mit dem größten Radius gehört und auch einer der leuchtendsten ist. Es gehört auch zu den massereichsten der roten Überriesensterne, Sterne, die in ihrem Sternleben bereits einen langen Weg zurückgelegt haben.

VY CMa ist auch deshalb faszinierend, weil erwartet wird, dass seine Tage plötzlich in einer großen Supernova-Explosion enden. Schauen wir uns einige der interessanteren Details an:

Ort

VY CMa ist von der Erde im Sternbild Canis Major in der Nähe von Sirius und dem Sternbild Orion sichtbar. Es ist zwischen 3.900 und 4.900 Lichtjahre von der Erde entfernt.

Es ist nicht einfach, die Entfernung genau zu bestimmen, zum einen, weil der Stern nicht nah ist, und zum anderen, weil er kontinuierlich Material spuckt. Daher ist es von einem Nebel umgeben (siehe Abbildung 1), der es schwierig macht, die Atmosphäre des Sterns zu sehen, und es schwierig macht, genaue Schätzungen vorzunehmen.

Abbildung 2. Die Konstellation Can Major und VY CMa kreisten rot in der Nähe von NGC 2362, einem offenen Cluster voller junger Sterne und Sterne in Formation. Quelle: Wikimedia Commons. Canis_major_constellation_map.png: Torsten Bronger.derivative Arbeit: Kxx.

Variabilität

Bereits 1931 war es eine Tatsache, dass VY CMa bemerkenswerte Helligkeitsschwankungen aufwies, so dass es als langperiodischer variabler Stern beschrieben wurde.

Obwohl es sehr hell ist, liegt seine absolute Größe zwischen -9,5 und -11,5. Vergleichen Sie Sirius mit einer Stärke von -1,6 und die Sonne, das hellste von der Erde aus gesehene Objekt, bei -26,7.

Um variable Sterne zu identifizieren, weisen Astronomen ihnen einen Namen zu, der aus einem oder zwei Großbuchstaben besteht, gefolgt vom Namen der Konstellation, in der sie sich befinden.

Der ersten entdeckten Variablen wird der Buchstabe R zugewiesen, der nächsten der Buchstabe S usw. Wenn die Buchstaben fertig sind, beginnt eine Sequenz mit RR, RS usw., so dass VY CMa die Nummer 43 unter den variablen Sternen von Can Major ist.

Und warum erfahren VY CMa oder andere Sterne Helligkeitsänderungen? Dies kann daran liegen, dass der Stern aufgrund von Kontraktionen und Expansionen seine Leuchtkraft ändert. Ein weiterer Grund kann das Vorhandensein eines anderen Objekts sein, das es vorübergehend in den Schatten stellt.

Radio

Einige Astronomen schätzen den Radius von VY CMa auf das bis zu 3.000-fache des Radius der Sonne. Andere konservativere Schätzungen deuten auf eine Größe von 600 Sonnenradien hin, obwohl die jüngsten Messungen ihn auf 1.420 Sonnenradien veranschlagen.

Die Tatsache, dass VY CMa von einem Materie-Nebel umgeben ist, der vom selben Stern ausgestoßen wird, ist für den variablen Radius des Sterns verantwortlich. Eine Zahl, die bis jetzt noch diskutiert wird.

Eine Zeit lang war VY CMa der größte bekannte Stern. Heute wird es von UY Scuti (1708 Sonnenradien) im Sternbild Schild und von Westerlund 1-26 (2544 Sonnenradien nach einigen, 1500 nach anderen) im Sternbild Ara übertroffen.

Masse

Nicht unbedingt, weil es ein großer Stern ist, es ist der massereichste Stern von allen. Aus der Temperatur und der Größe (bolometrisch) wird geschätzt, dass die aktuelle Masse von VY CMa 17 ± 8 Sonnenmassen beträgt (die Masse der Sonne beträgt 1,989 × 10 ^ 30 kg).

VY CMa verliert jedes Jahr an Masse mit einer Rate von 6 × 10 ^ −4 Sonnenmassen, wobei häufig auftretende heftige Massenauswürfe nicht berücksichtigt werden. Auf diese Weise entsteht der den Stern umgebende Nebel.

Temperatur und Leuchtkraft

Die Temperatur von VY Canis Majoris wird auf 4000 K und eine Leuchtkraft zwischen dem 200.000- und 560.000-fachen der der Sonne geschätzt. Die Leuchtkraft entspricht der Leistung (Energie pro Zeiteinheit), die der Stern in den Weltraum abgibt.

Die Leuchtkraft der Sonne wird als Referenz und Einheit verwendet, um die Kraft astronomischer Objekte zu messen. Eine (1) Sonnenhelligkeit entspricht 3.828 × 10 ^ 26 Watt.

Die Temperatur und Leuchtkraft von VY Canis Majoris platzieren es im übergroßen Bereich des HR-Sternklassifizierungsdiagramms.

Abbildung 3. HR-Diagramm der Sterne. Rote Überriesen und Hypergier wie VY Canis Majoris sind oben rechts. Quelle: Wikimedia Commons.

Das HR- oder Hertzsprung-Russell-Diagramm ist ein Diagramm der Leuchtkraft von Sternen als Funktion ihrer Temperatur. Die Position eines Sterns in diesem Diagramm zeigt seinen Evolutionszustand an und hängt von seiner Ausgangsmasse ab.

Die Sterne, die Wasserstoff verbrauchen, um Helium in ihrem Kern zu bilden, befinden sich in der Hauptsequenz (Hauptsequenz), der Diagonale des Diagramms. Unsere Sonne ist da, während Proxima Centauri unten rechts ist, weil es kälter und kleiner ist.

Stattdessen verließen Betelgeuse, Antares und VY CMa die Hauptsequenz, weil ihnen bereits der Wasserstoff ausgegangen ist. Sie wanderten dann in Richtung der Evolutionslinie der roten Überriesen- und Hypergiantsterne oben rechts im Diagramm.

Im Laufe der Zeit (natürlich astronomisch) werden Sterne wie die Sonne zu weißen Zwergen, die sich im HR-Diagramm nach unten bewegen. Und rote Überriesen beenden ihre Tage als Supernovae.

Struktur

Sterne sind im Grunde genommen riesige Gaskugeln, die größtenteils aus Wasserstoff und Helium bestehen, begleitet von Spuren der anderen bekannten Elemente.

Die Struktur der Sterne ist für alle mehr oder weniger gleich: ein Kern, in dem Fusionsreaktionen stattfinden, eine Zwischenschicht, die als Mantel oder Hülle bezeichnet wird, und die äußere Schicht oder Sternatmosphäre. Im Laufe der Zeit ändern sich die Dicke und die Eigenschaften dieser Schichten.

Es gibt zwei Kräfte, die den Stern zusammenhalten: einerseits die Anziehungskraft, die dazu neigt, ihn zu komprimieren, und andererseits den Druck, der durch Fusionsreaktionen aus dem Kern erzeugt wird und ihn ausdehnt.

Abbildung 4. Ein Stern befindet sich im hydrostatischen Gleichgewicht, wenn die Schwerkraft, die dazu neigt, ihn zu komprimieren, durch den Fusionsdruck ausgeglichen wird, der ihn ausdehnt. Quelle: F. Zapata.

Wenn ein Ungleichgewicht auftritt, wie z. B. Wasserstoffmangel, herrscht Schwerkraft vor und der Kern des Sterns beginnt zu kollabieren, wodurch große Wärmemengen erzeugt werden.

Diese Wärme wird auf die benachbarten Schichten übertragen und führt zu neuen Fusionsreaktionen, die das Gleichgewicht des Sterns vorübergehend wiederherstellen. Dabei dehnen sich die äußersten Schichten heftig aus und der Stern schwillt an und verwandelt sich in einen roten Riesen.

Und wenn die anfängliche Masse des Sterns größer als 8 Sonnenmassen war, wird er wie VY Canis Majoris zu einem Überriesen oder Hypergiant.

Hypergiant Sterne sind im Universum selten, es sei denn, wir wissen davon. Es gibt Blau, Weiß, Gelb, Rot … Der Farbunterschied ist auf die Temperatur zurückzuführen, die blauen sind heißer und die roten sind kälter.

Wenn sich Sterne dem Ende ihrer Entwicklung nähern, erhalten sie eine geschichtete Zwiebelstruktur, da beim Verbrennen schwererer Elemente eine äußere Schicht des zuvor verbrannten weniger dichten Elements verbleibt, wie in der Abbildung dargestellt.

Deshalb wurden in VY Canis Majoris chemische Verbindungen unterschiedlichster Art nachgewiesen.

Figure 5. Schichtstruktur "Zwiebel" eines Sterns in seinem letzten Entwicklungsstadium. Quelle: Europäische Südsternwarte.

Bildung und Evolution

Wie alle Sterne muss sich VY Canis Majoris dank der Schwerkraft gebildet haben, um das Gas und den kosmischen Staub zu einer riesigen Wolke zu verdichten.

Zufällig steigt die Temperatur, bis der Kernreaktor des Sterns startet. Dann entsteht das hydrostatische Gleichgewicht zwischen den oben genannten Kräften: Die Verdichtungsgravitation und der Druck vom Kern wollen den Stern ausdehnen.

Zu diesem Zeitpunkt und immer entsprechend seiner Masse befindet sich der Stern in der Hauptsequenz. Für VY Canis Majoris hätte es sich links im Diagramm im Bereich der blauen Riesensterne befinden sollen, aber sobald Wasserstoff erschöpft war, ging es zur Evolutionslinie der Hypergianten über.

Solche massiven Sterne beenden ihre Tage oft in einer Supernova-Explosion, wie wir gesagt haben. Sie können aber auch Massenverluste erleiden und zumindest für kurze Zeit ein blauer Riese werden, der ihre Tage als Neutronenstern oder Schwarzes Loch beendet.

Vergleich mit der Sonne

Das folgende Bild zeigt einen Vergleich zwischen den Größen von VY Canis Majoris und der Sonne. Sie unterscheiden sich nicht nur in Größe, Masse und Temperatur, sondern die Evolutionslinien beider sind sehr unterschiedlich.

Abbildung 6. Vergleichsgröße zwischen der Sonne, einschließlich der Erdumlaufbahn (im Rechteck) und VY Canis Majoris. Quelle: Wikimedia Commons.

Die Sonne wird schließlich aus der Hauptsequenz ausbrechen und ein roter Riese werden, dessen Größe sich über die Erde hinaus ausbreitet. Aber es ist noch ein langer Weg, da die Sonne kaum die Hälfte ihrer Lebensdauer als stabiler Stern hat. Es besteht seit etwa 4,603 Milliarden Jahren.

Es hat immer noch so viele, aber aufgrund seiner Masse wird die Sonne ihre Tage als weißer Zwerg beenden, während VY Canis Majoris dies auf viel spektakulärere Weise tun kann.

Verweise

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