大犬座VY

位于大犬座的红特超巨星

大犬座VY（VY Canis Majoris，VY CMa）是一颗位于大犬座的极端富氧型红特超巨星，距离地球约3900光年（1200秒差距），视星等约为6.5~9.6等。据观测，其质量约为太阳的17倍，半径由于不确定性，只能估计为太阳的1420-2100倍，如果将大犬座VY放在太阳系中心，它的边缘将会位于木星轨道之外。

命名与观测

大犬座VY（VY Canis Majoris，VY CMa）首次观测记录是1801年3月7日，法国天文学家杰罗姆·拉朗德（Jérôme Lalande）将它以一颗视星等约8等恒星记录在星表中。之后在19世纪、20世纪研究其光度时认为它的星等在1850年开始下降。自1847年开始已知大犬座VY是一颗绯红色恒星。19世纪的观测发现大犬座VY有至少6个明亮的分离区域，因此认为它可能是一个聚星。这些明亮区域其实是大犬座VY周围气体的明亮部分。大犬座VY的亮度变化于1931年首次被描述，当时它被列为视星等范围9.5至11.5的长周期变星。这颗变星在1939年被命名为大犬座VY，意为大犬座的第43颗变星。1957年的光学观测和1998年的高分辨率观测都确认大犬座VY没有伴星。大犬座VY是一颗高光度的M型恒星，表面有效温度约3,490开，在赫罗图位于右上角，因此它成为特超巨星的过程被认为是相当复杂。而它年轻时可能为一颗O9型主序星，质量大概为25±10倍太阳质量。

星周包层

大犬座VY被广阔、密集的不对称红色反射星云所包围，恒星喷出到星云的总质量为0.2~0.4倍太阳质量，基于DUSTY模型的气体（由中心恒星排出的物质形成）温度为800开。星云内壳的直径为0.12角秒，对应到1200秒差距外相当于140天文单位（0.0022光年）。星云外壳的直径为10角秒，对应于12000天文单位（0.19光年）。这个星云非常明亮，以至于在1917年用18厘米望远镜就可以发现，包含曾经被认为是伴星的致密区。哈勃太空望远镜对其进行了广泛的研究，结果表明星云具有复杂的结构，其中包括由过去的恒星喷发引起的纤维状和弧形结构。此结构类似于后红超巨星（Post-red supergiant，Post-RSG）或黄特超巨星（Yellow hypergiant，YHG）IRC+10420周围的星云。这种相似性促使天文学家提出，大犬座VY将在赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）上向蓝演化，成为黄特超巨星，然后变为高光度蓝变星（Luminous blue variable，LBV），最后变成沃尔夫―拉叶星（Wolf-Rayet star，WR）。

通过将哈勃太空望远镜的数据与从位于夏威夷的凯克望远镜获得的数据相结合，可以大犬座VY周围物质进行三维重建。这种重建表明，大犬座VY的质量损失比任何红超巨星或红特超巨星所预期的要复杂得多。显然弓型和结节状结构出现于不同的时间，这表明射流朝向是随机的，源自恒星光球层活动区域发生的爆炸。光谱数据表明，射流以不同的速度离开恒星，这表明它们发生在不同的时间，并且起源于大犬座VY表面的不同区域。推测在过去500~1000年内发生了多次不对称质量损失事件以及最外层物质的喷射，而恒星附近的一个结节状结构产生的时间不到100年。在恒星脆弱的外层中与磁场相关的强对流造成了质量损失。这类似于太阳黑子和日冕物质抛射。

距离

恒星距离可以通过测量地球绕太阳公转产生的视差来计算。但是，大犬座VY由于距离较远而具有较小的视差，而标准视觉观测结果的误差范围对于星周包层（Circumstellar envelope，CSE）扩展延伸过大的超大型恒星来说太大而无法使用。例如，根据1997年依巴谷星表（Hipparcos Catalog）中大犬座VY的视差数据1.78±3.54毫秒（mas），计算出的距离为561.8秒差距（1832.34光年）。

1976年查尔斯·拉达（Charles J. Lada）和马克·里德（Mark J. Reid）发表了对有明亮边缘的分子云Sh2-310的观测结果，位于大犬座VY以东15角分处。该分子云的边缘有明亮的环，在边缘处的CO发射光谱强度突然大幅下降，而且观测到12CO发射光谱强度上升状况，这两个情况可能分别代表分子物质被破坏以及环与分子云之间有加热现象。拉达和里德假设分子云到地球的距离与疏散星团 NGC 2362中的恒星到地球的距离相同，正是此星团将分子云Sh2-310边缘环中的分子电离了。NGC 2362和地球的距离以颜色-星等图（赫罗图）判定是大约4890±1630光年。大犬座VY位于环的一角，因此它可能和分子云Sh2-310有关联。此外，分子云的速度非常接近大犬座VY的径向速度。这近一步显示大犬座VY和分子云以及星团NGC 2362相关，这意味着大犬座VY距离也是大约4890光年。

大犬座VY的视差可以通过使用长基线干涉测量仪观察到的天文物理迈射进行高精度测量。2008年，对H2O的观测使用日本国家天文台的VERA干涉仪测量的天文物理迈射视差为0.88±0.08毫角秒（mas），对应计算出1140+110−90秒差距（大约3720+360-300光年）的距离。2012年，使用超长基线阵列（VLBA）的甚长基线干涉测量（VLBI）独立观测SiO天文物理迈射得出的视差为0.83±0.08毫角秒（mas），对应于1200+130−100秒差距的距离（大约3910 +423−326光年）。这些新的距离估计值意味着Sh2-310的距离不如通常估计的那么遥远，或者大犬座VY是Sh2-310的前景物体。盖亚探测器任务本应提供足够精确的视差，以确定与大犬座VY的距离，但第2版发布数据（Gaia data release 2）中的视差数值−5.92±0.83毫角秒（mas）并没有意义。

光谱分类

大犬座VY是一颗变星，其视星等最小亮度时约为9.6等，最大亮度时约为6.5等，估计脉动周期约为956天。在变星星表（GCVS）中，它被归类为SRc亚型的半规则变星，这表明它是一颗冷超巨星，不过在美国变星观测者协会（AAVSO）的变星指数中，它被归类为LC型慢速不规则变星。除此之外，其他的变化周期为1600和2200天。

大犬座VY是一颗高亮度M型恒星。然而，其氢线却具有高光度蓝变星天鹅座P的特征，光谱以TiO波段为主，其强度分类为M5。H-alpha（Hα）线还不可见，还有中性元素如钠和钙的异常发射线。根据不同的光谱特征确定的光度等级从II（亮巨星）到Ia（高超巨星）不等，折中的结果是M5eIbp。早期的分类尝试还受到了被当做伴星的星云状气体的干扰。

得出的光谱等级根据所研究的特征而不同，光谱特征也随着时间的推移而明显变化。它被认为比M2更冷，因而更红，通常被归入M3和M5之间。有人给出了M2.5和M5这样极端的分类。光度等级同样也很混乱，通常只给出I，部分原因是光度等级在光谱的红色和红外部分定义得很不明确。不过，有一项研究给出的光度等级是Ia+，这意味着大犬座VY是一个特超巨星或光度极高的红超巨星。

大犬座VY还发现有天文物理迈射在OH（1612 MHz），H2O（22235.08 MHz）和SiO（43122 MHz）处产生的发射线，这是典型的OH/IR星特征。其他例如HCN，NaCl，PN，CH，CO，CH3OH，TiO和TiO2的许多分子也被检测到。大犬座VY有时被认为是一类质量损失严重的OH/IR超巨星的原型，与更常见的渐近巨星支OH/IR星不同。

物理特性

大犬座VY是一颗非常大且非常亮的恒星，是银河系中最极端的恒星，其表面有效温度低于4000开（3730摄氏度）。尽管其确切的亮度和温度尚不确定，但的确位于赫罗图的右上角，而恒星的大多数特性的确定直接取决于其距离。

光度

2006年萝勃塔·韩福瑞以大犬座VY的光谱能量分布距离计算它的光度。因为大多数辐射都被星周包层中的尘埃阻挡，韩福瑞的积分计算中把通过整个云气的总辐射计算进去，结果得出它的光度约为太阳的56万倍。

除了体积以外，大犬座VY的光度也是争议论点。韩福瑞认为可见光测光是不够的，因为恒星周围的尘埃会对恒星发出的光再处理，使可见光波长变长而变成红外线。

大犬座VY的热光度可以通过光谱能量分布或热光度通量计算出来，后者可以通过几个可见光和红外波段的测光确定。早期基于1500秒差距的假设距离计算的光度，给出的结果为太阳的20万~56万倍，这相当接近或超出了经验性的爱丁顿极限。2006年，明尼苏达大学教授萝勃塔·韩福瑞（Roberta M. Humphreys）整合了恒星气体包层的总通量，通过积分计算其光度为太阳的43万倍，因为来自恒星的大部分辐射都被周围云中的尘埃再处理了，使可见光波长变长而变成红外线。最近对光度的估计是基于1200秒差距以下的距离，推断出低于太阳的35万倍。

大犬座VY的大部分辐射是以红外光的形式辐射的，辐射峰值在5~10微米处，这部分是由星周星云对辐射的再处理造成的，如果认为距离为1200秒差距，许多较早的光度估计与当前的光度估计一致。尽管大犬座VY是银河系中最亮的恒星之一，但它的可见光大部分被星周包层中的气体吸收，所以肉眼无法看到它，需要用望远镜才能观测到。如果没有光线被吸收，它将是一颗肉眼可见的恒星。

质量

由于大犬座VY没有伴星，其质量无法通过引力相互作用直接测量。对大犬座VY的有效温度和热光度与大质量恒星的演化轨迹的比较表明，假设它最初是一颗快速旋转恒星，那么它的初始质量可能为太阳的25（±10）倍，当前质量约为15倍太阳质量。若假设它为一颗慢速旋转的恒星，那么根据计算，它的初始质量可能约为太阳的32倍，而当前质量约为19倍太阳质量，年龄约为820万年。较早的研究给出了更高的初始质量，或者根据旧的光度估计，大犬座VY的母星云最初质量为太阳的40~60倍。

在新测定的半径之下，有人认为如此大的恒星是由质量达到150倍太阳质量以上的超重恒星演化而成，然而事实上质量超过太阳60倍的恒星不可能经历红超巨星阶段。一个质量达到太阳150倍的恒星，诞生之时拥有超过30000开的有效温度，它经过主序星后也会产生一定幅度的膨胀，成为蓝特超巨星。但是即使膨胀到最大程度，它的半径也只是太阳的400倍左右，表面温度仍在10000开以上。这样的恒星是不会经过红超巨星阶段的，它短暂的生命不足以支撑它将外壳扩张到太阳直径的2000多倍，而过于剧烈的核聚变反应也会导致它的外层被猛烈地喷射到太空中去，而不是像20倍太阳质量左右的恒星一般稳定的膨胀至太阳直径的数千倍。

大犬座VY具有强大的恒星风，由于其极高的光度和相对较低的表面重力，它正在损失大量的物质。它的平均质量损失率约为每年0.0006太阳质量，是已知质量损失速率最高的恒星之一，即使对于红超巨星来说也是异常巨大，这一点可以通过它广阔的星周包层得到证明。因此，它是理解大质量恒星演化末期的高质量损失事件的最重要的恒星之一。在最剧烈的质量损失事件中，它的质量损失率可能超过每年0.001太阳质量。更新的观测结果则认为大犬座VY的质量约为太阳的17倍，通过物质流失率可以推断出大犬座VY的初始质量。这颗红特超巨星可能已经失去了超过主序星阶段质量1/3的物质，因此大犬座VY在主序星阶段可能是一颗质量约为25倍太阳质量的O9型星。

温度

大犬座VY的有效温度不确定，由于它的光谱等级在变化，其温度也可能变化。早期对它的温度的估计是基于M5的光谱等级，假设它的温度低于3000开。2006年，它的温度被计算为高达3650±25开，对应的光谱等级为M2.5，尽管大犬座VY通常被认为是一颗M4-M5的恒星。采用Emily Levesque提出的M4-M5的光谱等级和温度尺度，得出的温度范围在3450到3535开之间。

体积

大犬座VY的半径计算因该星周包层的气体云而变得非常复杂，同时大犬座VY也是一颗脉动变星，所以它的大小会随着时间而变化。早期在红外（K波段，波长为2.2微米）波段下对其半径的直接测量得出了18.7±0.5毫角秒（mas）的角直径，在假设距离为1500秒差距时其半径则超过太阳的3000倍，大大超过了常规的红超巨星。然而，这很可能大于恒星的实际大小（恒星光球半径），而且由于受到星周包层的干扰，估计的角直径似乎过大。2006-2007年，一项研究根据估计的43万倍太阳光度和3200-3535开的有效温度，得出了其半径为太阳的1800~2100倍的结果。

2011年3月6日和7日，利用甚大望远镜的干涉测量法，在近红外波段处观测了大犬座VY，并利用罗瑟兰半径计算出恒星的大小。该波段的光学深度为2/3，同时根据对距离的重新测量，测量结果分别为1140（+110或-90）和1200（+130或-100）秒差距，直接测得其角直径为11.3±0.3毫角秒。这些观测的高光谱分辨率使得环星包层污染的影响被降到最低。然后，根据半径得出其有效温度3490±90开，对应的光谱等级为M4，光度为27±4万倍太阳光度，这是根据距离和测得的通量（6.3±0.3）×10-13W/c㎡计算出来的。2013年底，松浦等人提出了一种竞争性的方法来计算包络层内的恒星半径，最终结果为约2069倍太阳半径，基于冷端估计采用的温度为2800开，光度则使用了太阳的23.7万倍的数值。

大多数对大犬座VY的半径估计被认为是光学光球的大小，而该恒星射电光球大小被估计为光学光球大小的两倍。尽管大犬座VY有着非常大的体积，但它的平均密度只有5.33~8.38毫克/立方米，不到地球海平面的大气密度（1.2千克/立方米）的15万分之一。

自20世纪中叶以来，大犬座VY就被认为是极端天体，尽管其真实性质尚不确定。大犬座VY的大小已经被更精确地计算出来，而其他一些银河系和星系外的红超巨星（和特超巨星），如史蒂文森2-18（Stephenson 2-18）、维斯特卢1-26（Westerlund 1-26）和大麦哲伦星系的WOH G64，则有更大的体积。然而，大犬座VY仍然被描述为具有明显特征的恒星中最大的半径。另一个其他的估算结果基于Wittkowski半径和Monnier半径，得出大犬座VY的平均大小为2000倍太阳半径。

演化

科学家发现大犬座VY是个臃肿的红特超巨星，年龄小于1000万年，但红特超巨星的一生是短暂的。它已经失去了大量的质量，每年丢失的质量相当于0.0006太阳质量，而自身质量约为太阳的17倍。这个宇宙中的庞然大物已经进入了生命的末期，接近其恒星寿命最后阶段，很有可能在10万年内发生一次极超新星爆发结束。在这个过程中会迅速向外膨胀，导致喷发的大量物质进入太空中，形成行星状星云。

天文学家使用哈勃太空望远镜、欧洲南方天文台甚大望远镜对大犬座VY进行了跟踪观测，发现其周围布满了丢失的质量物，尘埃云和气体云离散分布在周围。根据发现观测数据与理论推演，对大犬座VY的研究有助于了解此类超大质量恒星（如Pismis 24-1）的死亡过程。大犬座VY质量可能在17倍太阳质量左右，理论上会产生极超新星爆发形成黑洞或中子星，同时会释放伽玛射线暴，使星系部分区域受到破坏，毁灭附近数千光年内的生命。由于其距离较远，地球不会受到干扰，生命也不会受到干扰。由于其释放出的能量惊人，整个银河系都会看到它的爆发。

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