Stehen die Stars NML Cygni, UY Scuti, VY Canis Majoris und VV Cephei kurz vor dem Ende ihres Lebens?

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Sind die vier Sterne, die im Titel erwähnt werden, Sterne, die zur Supernova werden, oder sind es Sterne, die sich in der Mitte des Lebens befinden, wie unsere Sonne, aber zufällig so viel größer als unsere Sonne sind?

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NML Cygni und VY Canis Majoris

Zhanget al. (2012) betrachteten mehrere Werte für considered $T_{ ext{eff}}$ (effektive Temperatur) und $L$ (Leuchtkraft) und fanden heraus, dass NML Cygni mit der Evolutionsspur eines Sterns mit Masse übereinstimmt $sim25M_odot$, in der Nähe der HR-Diagrammposition eines ähnlichen Sterns, VY Canis Majoris (bezeichnet als VY CMa). Anhand dieser Datenpunkte schätzt das Modell, dass NML Cygni ungefähr 8 Millionen Jahre alt ist und sich in der Post-Hauptsequenz-Phase seines Lebens befindet.

Es wird jedoch angenommen, dass NML Cygni mit der Cygnus OB2-Assoziation verwandt ist, die ein Alter von 2-3 Millionen Jahren hat. Dies ist merkwürdig, da alle Stars in der Assoziation nahezu gleich alt sein sollten (vgl. Knodlseder (2008)). Dieses Alter kann jedoch fraglich sein, da Beweise für ältere Sterne in der Nähe vorgelegt wurden (siehe Wright et al. (2010)).

Die genaue Position von VY Canis Majoris auf den evolutionären Spuren ist nicht sicher. Masseyet al. (2006) erstellten Modelle, die es auf eine Spur mit geringerer Masse legten, um die "verbotene Zone" jenseits der Hayashi-Grenze zu vermeiden.

VV Cephei

Basierend auf Standardparametern, Sternwindmessungen und Genfer Gittern schlug Bennett (2010) vor, dass die rote Überriesenkomponente von VV Cephei sich dem Ende ihrer Lebensdauer nähern könnte, wenn eine Masse von . angenommen wird $sim20$-$25M_odot$.

UY Scuti

Wikipedia behauptet

UY Scuti sollte innerhalb der nächsten Millionen Jahre Lithium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Neon und Silizium in seinem Kern verschmelzen. Danach beginnt sein Kern, Eisen zu produzieren, was das Gleichgewicht von Gravitation und Strahlung in seinem Kern stört und zu einer Kernkollaps-Supernova führt.

Soweit ich weiß, wird diese Behauptung nur durch grobe Schätzungen der Evolutionsspuren aufgestellt, nicht durch genaue Berechnungen. Wir wissen, dass sich UY Scuti sicherlich in der späteren Phase seiner Wasserstoffverbrennung befindet, wenn es tatsächlich an diesem Punkt seines Lebens ist. Arroyo-Torreset al. (2013) glauben, dass Beobachtungen ihn in die Nähe von evolutionären Spuren von Sternen mit Massen von $sim25$-$40M_{odot}$. Daher kann es sein, dass es bereits einen erheblichen Teil seiner ursprünglichen Masse verloren hat – für einen roten Hyperriesen nicht überraschend.

Was ist ein Stern?

EIN Star in seiner einfachsten Form sind riesige Himmelskörper aus Gas, die durch Kernreaktion Licht, Wärme und Energie erzeugen. Sie können viele Tausend und Millionen Mal so groß sein wie die Erde. Der uns am nächsten gelegene Stern ist die Sonne, dann die Doppelsterne von Alpha und Proxima Centauri. Ihre Farbe reicht von Rot, das am kühlsten (3.500 °C) ist, bis hin zu dem sehr heißen Blau (45000 °C). Die Sterne werden nach ihrer Temperatur klassifiziert und die folgende Tabelle listet die verschiedenen Klassen, Farbe, Temperatur und einen Beispielstern auf. Ihre Klasse ist kein Hinweis auf die Größe, da Beteigeuze und Rigel vergleichbar groß sind. Der Unterschied ist, dass Beteigeuze alt ist, während Rigel relativ neu ist. Alle Sterne, die auf dieser Seite aufgeführt sind, befinden sich in der Milchstraße, es gibt kaum Daten für Sterne in den anderen Galaxien oder dem Rest des Universums. Jeder Stern hat sein eigenes Sonnensystem und in unserem Sonnensystem gibt es nur einen Stern und das ist die Sonne.

Sterne werden aufgrund ihrer spektralen Leuchtkraftklasse als Überriesen klassifiziert. Dieses System verwendet bestimmte diagnostische Spektrallinien, um die Oberflächengravitation eines Sterns abzuschätzen und so seine Größe im Verhältnis zu seiner Masse zu bestimmen. Größere Sterne sind bei einer bestimmten Temperatur heller und können nun in Bänder unterschiedlicher Leuchtkraft gruppiert werden. [2]

Die Leuchtkraftunterschiede zwischen Sternen sind bei niedrigen Temperaturen am deutlichsten, wo Riesensterne viel heller sind als Hauptreihensterne. Überriesen haben die niedrigsten Oberflächengravitationen und sind daher bei einer bestimmten Temperatur am größten und hellsten.

Das Yerkes oder Morgan-Keenan (MK) Klassifikationssystem [3] ist fast universell. Es gruppiert Sterne in fünf Hauptleuchtkraftgruppen, die durch römische Ziffern bezeichnet werden:

Spezifisch für Überriesen wird die Leuchtkraftklasse weiter unterteilt in normale Überriesen der Klasse Ib und hellste Überriesen der Klasse Ia. Auch die Zwischenklasse Iab wird verwendet. Außergewöhnlich helle Sterne mit geringer Oberflächengravitation mit starken Anzeichen von Massenverlust können mit der Leuchtkraftklasse 0 (Null) bezeichnet werden, obwohl dies selten zu sehen ist. [4] Häufiger wird die Bezeichnung Ia-0 verwendet, [5] und noch häufiger Ia + . [6] Diese Hyperriesen-Spektralklassifikationen werden sehr selten auf rote Überriesen angewendet, obwohl der Begriff roter Hyperriese manchmal für die ausgedehntesten und instabilsten roten Überriesen wie VY Canis Majoris und NML Cygni verwendet wird. [7] [8]

Der "rote" Teil von "roter Überriese" bezieht sich auf die kühle Temperatur. Rote Überriesen sind die coolsten Überriesen vom Typ M und zumindest einige Sterne vom Typ K, obwohl es keinen genauen Cutoff gibt. K-Typ-Überriesen sind im Vergleich zum M-Typ ungewöhnlich, da sie ein kurzlebiges Übergangsstadium und etwas instabil sind. Die Sterne des K-Typs, insbesondere frühe oder heißere K-Typen, werden manchmal als orangefarbene Überriesen (z. B. Zeta Cephei) oder sogar als gelb (z. B. gelber Hyperriese HR 5171 Aa) beschrieben. [9]

Temperaturskala für Rote Überriesen [9]

Spektral Art	Temperatur (K)
K1-1,5	4,100
K2-3	4,015
K5-M0	3,840
M0	3,790
M1	3,745
M1.5	3,710
M2	3,660
M2.5	3,615
M3	3,605
M3.5	3,550
M4-4,5	3,535
M5	3,450

Rote Überriesen sind cool und groß. Sie haben Spektraltypen von K und M, daher Oberflächentemperaturen unter 4.100 K. [9] Sie haben typischerweise mehrere Hundert- bis über Tausendfache des Radius der Sonne, [9] obwohl die Größe nicht der primäre Faktor bei der Bezeichnung eines Sterns ist als Überriese. Ein heller, kühler Riesenstern kann leicht größer sein als ein heißerer Überriese. Alpha Herculis wird beispielsweise als Riesenstern mit einem Radius zwischen 264 und 303 R . klassifiziert _☉ während Epsilon Pegasi ein K2-Überriese von nur 185 R . ist _☉.

Obwohl rote Überriesen viel kühler als die Sonne sind, sind sie so viel größer als sie sehr leuchtend sind, typischerweise Zehn- oder Hunderttausende L _☉. [9] Es gibt eine obere Grenze für den Radius eines roten Überriesen bei etwa 1.500 R _☉. [9] Sterne oberhalb dieses Radius wären zu instabil und bilden sich einfach nicht.

Rote Überriesen haben Massen zwischen etwa 10 M _☉ und 40 M _☉. Hauptreihensterne massereicher als etwa 40 M _☉ nicht ausdehnen und abkühlen, um rote Überriesen zu werden. Rote Überriesen am oberen Ende des möglichen Masse- und Leuchtkraftbereichs sind die größten bekannten. Ihre geringe Oberflächengravitation und hohe Leuchtkraft verursachen einen extremen Massenverlust, der millionenfach höher ist als der der Sonne, wodurch beobachtbare Nebel um den Stern entstehen. [10] Am Ende ihres Lebens haben rote Überriesen möglicherweise einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen Masse verloren. Die massiveren Überriesen verlieren viel schneller an Masse und alle roten Überriesen scheinen eine ähnliche Masse in der Größenordnung von 10 M . zu erreichen _☉ bis ihre Kerne kollabieren. Der genaue Wert hängt von der anfänglichen chemischen Zusammensetzung des Sterns und seiner Rotationsgeschwindigkeit ab. [11]

Die meisten roten Überriesen zeigen ein gewisses Maß an visueller Variabilität, aber nur selten mit einer genau definierten Periode oder Amplitude. Daher werden sie normalerweise als irreguläre oder semireguläre Variablen klassifiziert. Sie haben sogar ihre eigenen Unterklassen, SRC und LC für langsame semi-reguläre bzw. langsame irreguläre Überriesen-Variablen. Variationen sind typischerweise langsam und von kleiner Amplitude, aber Amplituden bis zu vier Größenordnungen sind bekannt. [12]

Die statistische Analyse vieler bekannter variabler roter Überriesen zeigt eine Reihe wahrscheinlicher Ursachen für die Variation: Nur wenige Sterne zeigen große Amplituden und starkes Rauschen, was auf eine Variabilität bei vielen Frequenzen hindeutet, von denen angenommen wird, dass sie starke Sternwinde anzeigen, die gegen Ende der Lebensdauer eines roten . auftreten Überriesen häufiger sind simultane radiale Modenvariationen über einige hundert Tage und wahrscheinlich nichtradiale Modenvariationen über einige tausend Tage. Nur wenige Sterne scheinen wirklich unregelmäßig zu sein, mit kleinen Amplituden, wahrscheinlich aufgrund von photosphärischer Granulation. Rote Überriesen-Photosphären enthalten im Vergleich zu Sternen wie der Sonne eine relativ kleine Anzahl sehr großer Konvektionszellen. Dies verursacht Schwankungen der Oberflächenhelligkeit, die zu sichtbaren Helligkeitsschwankungen führen können, wenn sich der Stern dreht. [13]

Die Spektren der roten Überriesen ähneln denen anderer kühler Sterne, die von einem Wald aus Absorptionslinien von Metallen und Molekülbändern dominiert werden. Einige dieser Merkmale werden verwendet, um die Leuchtkraftklasse zu bestimmen, zum Beispiel bestimmte Nahinfrarot-Cyan-Bandstärken und das Ca II -Triplett. [14]

Maser-Emission ist bei zirkumstellarem Material um rote Überriesen üblich. Am häufigsten ergibt sich dies aus H₂O und SiO, aber auch Hydroxyl(OH)-Emission tritt aus schmalen Bereichen auf. [15] Zusätzlich zur hochauflösenden Kartierung des zirkumstellaren Materials um rote Überriesen [16] können VLBI- oder VLBA-Beobachtungen von Masern verwendet werden, um genaue Parallaxen und Entfernungen zu ihren Quellen abzuleiten. [17] Derzeit wird dies hauptsächlich auf einzelne Objekte angewendet, kann jedoch für die Analyse der galaktischen Struktur und die Entdeckung ansonsten verdeckter roter Überriesensterne nützlich sein. [18]

Die Oberflächenhäufigkeit der roten Überriesen wird von Wasserstoff dominiert, obwohl der Wasserstoff im Kern vollständig verbraucht wurde. In den letzten Stadien des Massenverlusts, bevor ein Stern explodiert, kann sich Oberflächen-Helium auf ein Niveau anreichern, das mit Wasserstoff vergleichbar ist. In theoretischen Modellen für extremen Massenverlust kann so viel Wasserstoff verloren gehen, dass Helium das am häufigsten vorkommende Element an der Oberfläche wird. Wenn vorrote Überriesensterne die Hauptreihe verlassen, ist Sauerstoff an der Oberfläche häufiger als Kohlenstoff und Stickstoff weniger reichlich vorhanden, was die Häufigkeiten aus der Entstehung des Sterns widerspiegelt. Kohlenstoff und Sauerstoff werden als Ergebnis des Ausbaggerns von CNO-verarbeitetem Material aus den Fusionsschichten schnell verbraucht und Stickstoff verstärkt. [19]

Rote Überriesen rotieren langsam oder sehr langsam. Modelle deuten darauf hin, dass selbst schnell rotierende Hauptreihensterne durch ihren Massenverlust gebremst werden sollten, sodass rote Überriesen kaum noch rotieren. Diejenigen Roten Überriesen wie Beteigeuze, die bescheidene Rotationsraten aufweisen, haben sie möglicherweise nach dem Erreichen des Stadiums des Roten Überriesen erworben, vielleicht durch binäre Interaktion. Die Kerne der Roten Überriesen rotieren immer noch und die Differenzdrehzahl kann sehr groß sein. [20]

Überriesen-Leuchtkraftklassen sind leicht zu bestimmen und auf eine große Anzahl von Sternen anzuwenden, aber sie fassen eine Reihe sehr unterschiedlicher Sterntypen in einer einzigen Kategorie zusammen. Eine evolutionäre Definition beschränkt den Begriff Überriese auf solche massereichen Sterne, die eine Kern-Helium-Fusion starten, ohne einen entarteten Heliumkern zu entwickeln und ohne einen Heliumblitz zu durchlaufen. Sie werden allgemein schwerere Elemente verbrennen und einen Kernkollaps erleiden, der zu einer Supernova führt. [21]

Weniger massereiche Sterne können eine überriesige spektrale Leuchtkraftklasse bei relativ geringer Leuchtkraft von etwa 1.000 L . entwickeln _☉, wenn sie sich auf dem asymptotischen Riesenast (AGB) befinden, der eine Heliumhülle brennt. Forscher ziehen es jetzt vor, diese als AGB-Sterne zu kategorisieren, die sich von Überriesen unterscheiden, weil sie weniger massiv sind, unterschiedliche chemische Zusammensetzungen an der Oberfläche haben, unterschiedliche Arten von Pulsation und Variabilität erfahren und sich auf andere Weise entwickeln werden, normalerweise einen planetarischen Nebel und einen Weißen Zwerg erzeugen . [22] Die meisten AGB-Sterne werden keine Supernovae, obwohl Interesse an einer Klasse von . besteht Super-AGB-Stars, die fast massiv genug sind, um eine vollständige Kohlenstofffusion zu durchlaufen, die seltsame Supernovae erzeugen kann, ohne jedoch jemals einen Eisenkern zu entwickeln. [23] Eine bemerkenswerte Gruppe von Sternen mit geringer Masse und hoher Leuchtkraft sind die RV-Tauri-Variablen, AGB oder Post-AGB-Sterne, die auf dem Instabilitätsstreifen liegen und charakteristische halbregelmäßige Variationen aufweisen.

Rote Überriesen entwickeln sich aus Hauptreihensternen mit Massen zwischen etwa 8 M _☉ und 30 M _☉. Sterne höherer Masse kühlen nie genug ab, um zu roten Überriesen zu werden. Sterne mit geringerer Masse entwickeln während einer Roten Riesenphase einen entarteten Heliumkern, durchlaufen einen Heliumblitz, bevor sie Helium auf dem horizontalen Zweig schmelzen, entwickeln sich entlang der AGB, während sie Helium in einer Hülle um einen entarteten Kohlenstoff-Sauerstoff-Kern verbrennen, und verlieren dann schnell ihre äußere Schichten zu einem Weißen Zwerg mit einem planetarischen Nebel. [11] AGB-Sterne können Spektren mit einer übergroßen Leuchtkraftklasse entwickeln, wenn sie sich relativ zu ihrer geringen Masse zu extremen Dimensionen ausdehnen, und sie können eine Leuchtkraft erreichen, die das Zehntausendfache der Sonne beträgt. Mittlere "Super-AGB" Sterne, ca. 9 M _☉, kann eine Kohlenstofffusion durchlaufen und durch den Kollaps eines Sauerstoff-Neon-Kerns eine Elektroneneinfang-Supernova erzeugen. [23]

Hauptreihensterne, die in ihren Kernen Wasserstoff brennen, mit Massen zwischen 10 und 30 M _☉ haben Temperaturen zwischen etwa 25.000 K und 32.000 K und Spektraltypen von frühem B, möglicherweise sehr spätem O. Sie sind bereits sehr leuchtende Sterne von 10.000-100.000 L _☉ aufgrund der schnellen CNO-Zyklus-Fusion von Wasserstoff und sie haben vollständig konvektive Kerne. Im Gegensatz zur Sonne sind die äußeren Schichten dieser heißen Hauptreihensterne nicht konvektiv. [11]

Diese vorroten Überriesen-Hauptreihensterne erschöpfen den Wasserstoff in ihren Kernen nach 5-20 Millionen Jahren. Dann beginnen sie, eine Hülle aus Wasserstoff um den jetzt überwiegend Heliumkern herum zu verbrennen, was dazu führt, dass sie sich ausdehnen und zu Überriesen abkühlen. Ihre Leuchtkraft erhöht sich etwa um den Faktor drei. Die Heliummenge an der Oberfläche beträgt jetzt bis zu 40%, aber es gibt nur eine geringe Anreicherung von schwereren Elementen. [11]

Die Überriesen kühlen weiter ab und die meisten werden schnell den Cepheid-Instabilitätsstreifen passieren, obwohl die massivsten eine kurze Zeit als gelbe Hyperriesen verbringen werden. Sie erreichen die späte K- oder M-Klasse und werden ein roter Überriese. Die Heliumfusion im Kern beginnt reibungslos, entweder während sich der Stern ausdehnt oder wenn er bereits ein roter Überriese ist, aber dies bewirkt an der Oberfläche kaum unmittelbare Veränderungen. Rote Überriesen entwickeln tiefe Konvektionszonen, die von der Oberfläche bis zur Hälfte des Kerns reichen und eine starke Anreicherung von Stickstoff an der Oberfläche mit einer gewissen Anreicherung von schwereren Elementen bewirken. [25]

Einige rote Überriesen durchlaufen blaue Schleifen, bei denen ihre Temperatur vorübergehend ansteigt, bevor sie in den Zustand der roten Überriesen zurückkehren. Dies hängt von der Masse, der Rotationsgeschwindigkeit und der chemischen Zusammensetzung des Sterns ab. Während viele rote Überriesen keine blaue Schleife erleben, können einige mehrere haben. An der Spitze der blauen Schleife können die Temperaturen 10.000 K erreichen. Die genauen Gründe für blaue Schleifen variieren in verschiedenen Sternen, aber sie hängen immer damit zusammen, dass der Heliumkern im Verhältnis zur Masse des Sterns zunimmt und höhere Massenverlustraten von den äußeren Schichten erzwingt. [20]

Alle roten Überriesen werden das Helium in ihren Kernen innerhalb von ein bis zwei Millionen Jahren erschöpfen und dann anfangen, Kohlenstoff zu verbrennen. Dies setzt sich mit der Verschmelzung schwererer Elemente fort, bis sich ein Eisenkern aufbaut, der dann unweigerlich zusammenbricht, um eine Supernova zu erzeugen. Die Zeit vom Beginn der Kohlenstofffusion bis zum Kernkollaps beträgt nicht mehr als einige tausend Jahre. In den meisten Fällen tritt der Kernkollaps auf, während der Stern noch ein roter Überriese ist, die große verbleibende wasserstoffreiche Atmosphäre wird ausgestoßen, und dies erzeugt ein Supernova-Spektrum vom Typ II. Die Opazität dieses ausgestoßenen Wasserstoffs nimmt beim Abkühlen ab und dies verursacht eine längere Verzögerung des Helligkeitsabfalls nach dem anfänglichen Supernova-Peak, der charakteristisch für eine Supernova vom Typ II-P ist. [11] [25]

Von den leuchtendsten roten Überriesen mit nahezu solarer Metallizität wird erwartet, dass sie die meisten ihrer äußeren Schichten verlieren, bevor ihre Kerne zusammenbrechen, daher entwickeln sie sich zurück zu gelben Hyperriesen und leuchtend blauen Variablen. Solche Sterne können als Supernovae vom Typ II-L explodieren, immer noch mit Wasserstoff in ihren Spektren, aber nicht mit genügend Wasserstoff, um ein ausgedehntes Helligkeitsplateau in ihren Lichtkurven zu verursachen. Sterne mit noch weniger verbleibendem Wasserstoff können die ungewöhnliche Typ-IIb-Supernova erzeugen, bei der so wenig Wasserstoff übrig ist, dass die Wasserstofflinien im anfänglichen Typ-II-Spektrum zu einer Typ-Ib-Supernova verblassen. [26]

Die beobachteten Vorläufer von Supernovae vom Typ II-P haben alle Temperaturen zwischen 3.500 K und 4.400 K und Helligkeiten zwischen 10.000 L _☉ und 300.000 Liter _☉. Dies stimmt mit den erwarteten Parametern von roten Überriesen mit geringerer Masse überein. Es wurde eine kleine Anzahl von Vorläufern von Typ II-L- und Typ IIb-Supernovae beobachtet, die alle eine Leuchtkraft von etwa 100.000 L . aufweisen _☉ und etwas höhere Temperaturen bis 6.000K. Diese passen gut zu roten Überriesen mit etwas höherer Masse und hohen Massenverlustraten. Es gibt keine bekannten Supernova-Vorläufer, die den leuchtendsten roten Überriesen entsprechen, und es wird erwartet, dass sich diese zu Wolf-Rayet-Sternen entwickeln, bevor sie explodieren. [20]

Rote Überriesen sind notwendigerweise nicht älter als etwa 25 Millionen Jahre, und es wird erwartet, dass sich solche massereichen Sterne nur in relativ großen Sternhaufen bilden, so dass sie hauptsächlich in der Nähe von prominenten Sternhaufen zu finden sind. Sie sind jedoch im Vergleich zu anderen Phasen im Leben eines Sterns ziemlich kurzlebig und bilden sich nur aus relativ seltenen massereichen Sternen, so dass es in jedem Haufen zu jeder Zeit im Allgemeinen nur eine geringe Anzahl von roten Überriesen gibt. Der massive Hodge 301-Cluster im Tarantelnebel enthält drei. [27] Bis zum 21. Jahrhundert waren in NGC 7419 fünf rote Überriesen in einem einzigen Cluster bekannt. [28] Die meisten roten Überriesen kommen einzeln vor, zum Beispiel Beteigeuze in der Orion OB1 Association und Antares in der Scorpius-Centaurus Association .

Seit 2006 wurde eine Reihe massereicher Haufen nahe der Basis des Crux-Scutum-Arms der Galaxie identifiziert, die jeweils mehrere rote Überriesen enthalten. RSGC1 enthält mindestens 12 rote Überriesen, RSGC2 (auch bekannt als Stephenson 2) enthält mindestens 26 (Stephenson 2-18, einer der Sterne, ist möglicherweise der größte bekannte Stern), RSGC3 enthält mindestens 8 und RSGC4 (auch bekannt .) wie Alicante 8) enthält auch mindestens 8. Insgesamt wurden 80 bestätigte rote Überriesen in einem kleinen Bereich des Himmels in Richtung dieser Sternhaufen identifiziert. Diese vier Haufen scheinen Teil eines massiven Sternentstehungsausbruchs vor 10-20 Millionen Jahren am nahen Ende des Balkens im Zentrum der Galaxie zu sein. [29] Am anderen Ende des galaktischen Balkens wurden ähnliche massereiche Haufen gefunden, aber nicht so viele rote Überriesen. [30]

Rote Überriesen sind seltene Sterne, aber sie sind aus großer Entfernung sichtbar und oft variabel, daher gibt es eine Reihe bekannter Beispiele mit bloßem Auge:

Andere Beispiele sind wegen ihrer enormen Größe bekannt geworden, mehr als 1.000 R _☉:

Eine Untersuchung, von der erwartet wurde, dass sie praktisch alle roten Überriesen der Magellanschen Wolke [31] erfasst, entdeckte etwa ein Dutzend Sterne der M-Klasse_v-7 und heller, etwa eine Viertelmillion mal leuchtender als die Sonne und ab etwa dem 1.000-fachen Sonnenradius aufwärts.

Stehen die Stars NML Cygni, UY Scuti, VY Canis Majoris und VV Cephei kurz vor dem Ende ihres Lebens? - Astronomie

Nichts im Universum bleibt unverändert, und Sterne sind keine Ausnahme. Aber wir können nicht beobachten, wie sich ein Stern verändert, weil er Milliarden und Abermilliarden von Jahren lebt. Der Ursprung aller Sterne sind Gas- und Staubwolken, die langsam im Weltraum verstreute Atome bilden. Die Sterne entstehen in Gruppen, von denen die meisten geteilt sind, andere aber durch die Schwerkraft zusammengehalten werden. Die Lebensdauer eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Je mehr Masse, desto schneller verbraucht es Wasserstoff als Treibstoff und desto kürzer ist ihr stürmisches Leben. Einige sind einfach so riesig, dass sie explodieren. Aber die meisten, wie unsere Sonne, haben eine stabile Lebensdauer und strahlen stark.

Treffen Sie die Top 20 der größten Stars unseres Universums.

1. WOH G64

Autor Europäische Südsternwarte

WOH G64 ist ein roter Hyperriese-Stern in der Großen Magellanschen Wolke. Mit dem 2000-fachen Sonnenradius ist er der größte bekannte Stern.

Die Größe von WOH G64 wird auf 2,985 Milliarden Kilometer geschätzt. Sie ist einer der größten bekannten Sterne.

2. VV Cephei

VV Cephei ist ein binäres System im Sternbild Cepheus.

Das System besteht aus den Sternen VV Cephei A (Roter Riese) und einem Partner namens VV Cephei Blue B. Das System befindet sich etwa 8359 Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Es ist 6327 Millionen (ausgesprochen sechshundertzweiunddreißig Millionen siebenhunderttausend) mal größer als die Erde. VV Cephei A hat ein Volumen von ca. 6.000.000.000 (sechs Milliarden) Sonnen.

3. NML Cygni oder V1489 Cygni

NML Cygni oder V1489 Cygni ist ein roter Hyperriese-Stern. Es ist einer der größten bekannten Sterne mit etwa 1650 Sonnenstrahlen oder 7,67 AE. Es ist einer der hellsten Überriesen. Seine Entfernung von der Erde wird auf 1,6 kpc oder etwa 5 300 Lichtjahre geschätzt.

4. V354 Cephei

V354 Cephei ist ein roter Hyperriese-Stern, der in der Milchstraße existiert. Ist etwa 9000 Lichtjahre von der Sonne entfernt und gilt derzeit als der viertgrößte bekannte Stern mit einem Durchmesser von 2.116.600.000 km, 1520 mal größer als die Sonne. Wäre es im Zentrum des Sonnensystems platziert, würde sich seine Oberfläche zwischen der Umlaufbahn von Jupiter und Saturn erstrecken.

5. KW Schütze

KW Sagitarii ist ein hyperriesiger roter Stern. Es ist ungefähr 9800 Jahre Licht von der Sonne entfernt. Es ist einer der größten bekannten Sterne.

Es ist ungefähr 9800 Jahre Licht von der Sonne entfernt. Er ist einer der größten bekannten Sterne mit einem Durchmesser von etwa 1460 mal größer als die Sonne und einem Volumen von 3 Milliarden Sonnen. Das Licht dieses Sterns scheint 370.000 Mal mehr als unsere Sonne. Es befindet sich im Sternbild Schütze.

6. VY Canis Majoris

Humphrey-Modell: VY Canis Majoris (VY CMa) ist ein roter Hyperriese-Stern im Sternbild Canis Major. Er ist einer der größten bekannten Sterne mit einem Radius von ungefähr 1420 Sonnenstrahlen. Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Roberta Humphreys von der University of Minnesota schätzte ursprünglich den Sonnenstrahlradius von 1800 bis 2100, was ihn zum größten bekannten Sternradius machen würde. Eine neuere Studie aus direkten Beobachtungen schätzte jedoch einen Radius von 1420 ± 120 Sonnenstrahlen.

Massey-Levesque-Plez-Modell: Ein Team von Astronomen unter der Leitung von Roberta Humphreys, University of Minnesota, schätzte ursprünglich einen Radius von 1800-2100 Sonnenstrahlen zu VY Canis Majoris, was ihn zum größten bekannten Sternradius machen würde. Eine neuere Studie aus direkten Beobachtungen schätzte jedoch einen Radius von 1420 ± 120 Sonnenstrahlen.

7. KY Cygni

KY Cygni ist ein roter Hyperriese (Spektralklasse M3M) im Sternbild Cygnus. Er ist einer der größten bekannten Sterne, mit einem Durchmesser von etwa 1420 mal größer als die Sonne und 300.000 mal stärker als die Sonne. Es ist ungefähr 5200 Lichtjahre von der Sonne entfernt.

8. Mu Cephei (μ Cep, μ Cephei)

Mu Cephei (μ Cep, μ Cephei), auch bekannt als Herschel’s Granat Star ist ein roter Superriesenstern im Sternbild Cepheus. Er ist einer der größten und leuchtendsten Sterne der Milchstraße. Hat eine Spektralklassifizierung von M2 Ia.

Seit 1943 dient das Spektrum dieses Sterns als Grundlage für die Klassifizierung anderer Sterne. Die Farbe von Mu Cephei wurde von William Herschel bemerkt, der sie als “a rot und tiefe Farbe” beschrieb.

9. 72 Leonis

72 Leonis lebt im Sternbild Löwe. Es ist ein roter heller Riesenstern mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 4,56. Seine projizierte galaktische Umlaufbahn trägt ihn zwischen 21.200 und 25.300 Lichtjahren vom Zentrum der Galaxie entfernt. Er bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 37,4 km/s relativ zur Sonne.

10. V509 Cassiopeiae

V509 Cassiopeiae hypergiant ist ein gelb-weißer Stern vom Typ F mit einer scheinbaren Helligkeit von +5,10 im Sternbild Cassiopeia. 10 – V509 Cassiopeiae (V509 Cas) ist ein Stern im Sternbild Cassiopeia.

V509 Cassiopeiae hypergiant ist ein gelb-weißer Stern vom Typ F mit einer scheinbaren Helligkeit von +5,10. Ist etwa 7800 Lichtjahre von der Erde entfernt. Er wird als halbregelmäßiger veränderlicher Stern klassifiziert und seine Helligkeit variiert von +4,75 bis +5,5.

11. Theta Muscae

Theta Muscae (θ Mus, Muscae θ) ist ein Dreifachsternsystem im Sternbild Musca.

Mit einer kombinierten scheinbaren Helligkeit von 5,53,1 ist es nur unter hervorragenden Sichtbedingungen mit bloßem Auge sichtbar. Aber seine Hauptkomponente ist der zweithellste Stern am Himmel Wolf-Rayet (nach Gamma Velorum an zweiter Stelle).

Wolf-Rayet-Sterne sind blaue Überriesen in einem fortgeschrittenen Entwicklungsstadium, die ihre äußeren Schichten verloren haben und neben einem starken Sternwind schwere Kernelemente, in diesem Fall hauptsächlich Kohlenstoff, emittieren.

Theta Muscae ist zu weit von der Erde entfernt, um seine Entfernung mit der Parallaxenmethode messen zu lassen, aber dieser Wert wurde auf etwa 7 500 Lichtjahre (2300 pc) geschätzt.

Dieses Dreifachsternsystem besteht aus einem spektroskopischen Doppelstern und dem am weitesten entfernten blauen Superriesen. Ein spektroskopischer Doppelstern wird durch den Wolf-Rayet-Stern der Spektralklasse WC5 / 6 und einen Stern der Klasse der Hauptreihenspektralklasse O6/O7V gebildet. Sie sind durch 0,5 AE getrennt und durchlaufen alle 19,14 Tage eine Umlaufbahn. 46 Millisekunden vom Bogen (entsprechend 100 AE) des Paares befindet sich der blaue Überriese, der den Spektraltyp O9.5/B0Iab hat.

Die drei Sterne sind sehr hell und haben zusammen wahrscheinlich mehr als eine Million Mal die Leuchtkraft der Sonne.

Alle von ihnen haben mehr als die 10-fache Sonnenmasse und können daher ihr Leben als Supernovae enden.

12. V838 Monocerotis

V838 Monocerotis ist ein roter Hyperriese-Stern im Sternbild Monoceros mit einer scheinbaren Helligkeit von +15,74. Er wird als einer der seltsamsten Sterne der Milchstraße und als einer der hellsten unserer Galaxie bezeichnet. Es ist ein veränderlicher Stern in einer Entfernung von etwa 20 000 Lichtjahren von der Sonne (6 kpc). Hatte 2002 einen großen Ausbruch. Ursprünglich war es eine typische Nova. Wegen der Eruptionen ist das komplett verändert. Es folgten mehrere Eruptionen, darunter eine Sterneruption, die einen Todesprozess meldete und von einem Doppelstern oder Planeten verschmolz.

13. V382 Carinae

V382 Carinae, auch bekannt in der Bayer-Bezeichnung als x Carinae (Car x), ist ein Stern im Sternbild Carina. Es befindet sich 5930,90 Lichtjahre von der Erde entfernt. Dieser Stern wird als variabler Stern der Cepheiden klassifiziert und seine Helligkeit variiert von +3,84 bis +4,02.

14. Antares (α Scorpii, Alpha Scorpii)

Antares (α Scorpii, Alpha Scorpii) ist ein roter Riesenstern im Sternbild Skorpion. Es ist der 16. hellste Stern am Nachthimmel (obwohl er manchmal als 15. angesehen wird, wenn die beiden hellsten Komponenten des Sterns Capella als ein Stern gezählt werden). In Verbindung mit Aldebaran, Spica und Regulus ist Antares einer der vier hellsten Sterne in der Nähe der Ekliptik. Antares ist ein Stern mit langsamer Variabilität mit einer scheinbaren Helligkeit von +1,09.

15. Alpha-Orionis (α-Orionis)

Alpha Orionis (α Orionis), bekannt als Beteigeuze, ist ein Stern mit variabler Helligkeit und ist der 10. oder 12. hellste Stern am Firmament. Es ist auch der zweithellste Stern im Sternbild Orion. Trotz der Bezeichnung α (“alpha”) ist sie laut Rating Bayer nicht so hell wie Rigel (β Orionis).

Beteigeuze ist im Infrarotbereich tatsächlich heller als Rigel, aber nicht im sichtbaren Wellenlängenbereich.

16. S Pegasi (S Peg)

S Pegasi (S Peg) ist eine Langzeitvariable Mira, die 319,22 Tage pro Periode benötigt. Es hat eine große Helligkeit von 8-13 und hat den 580-fachen Radius unserer Sonne. Es befindet sich im Sternbild Pegasus.

17. S. Doradus

S Doradus ist der hellste Stern in der Großen Magellanschen Wolke, einer Satellitengalaxie der Milchstraße. Als Hyperriese ist er einer der hellsten bekannten Sterne (etwas heller als die absolute Helligkeit -10, aber so weit entfernt, dass es mit bloßem Auge nicht zu sehen ist).

Wir finden es am extremen Nordhimmel im Sternbild Dorado, Rektaszension 5h 18,2 m, Deklination -69 ° 15 ‘.

Dieser Stern gehört zu seiner eigenen namensgebenden Klasse veränderlicher Sterne, dem S Doradus (diese Klassen werden normalerweise mit dem Namen ihrer Prototypen getauft), auch LBV (leuchtende blaue Variable) genannt.
S Doradus hat lange und langsame Helligkeitsschwankungen in einem 40-Jahres-Zyklus, unterbrochen von gelegentlichen Eruptionen.

18. T Cephei

T Cephei ist ein roter Riesenstern im Sternbild Cepheus, 685.22 Jahre Licht von der Erde entfernt.

Es ist eine extrem rote Variable vom Mira-Typ, deren charakteristische Helligkeit bei etwa 388,1 Tagen zwischen 5,40 und 10,9 Helligkeiten variiert. Es ist ein Stern der Spektralklasse M, dessen Radius 540-mal größer ist als unsere Sonne.

Koordinaten des Treffens: Breite: 88.346 °, Länge: -47.756 °

Es hat eine Rotationsgeschwindigkeit von 20 km/s und eine Radialgeschwindigkeit von -3,4 km/s.

19. S-Orionis (S-Ori)

S Orionis (S Ori) ist ein roter Riesenstern im Sternbild Orion. Es ist ein variabler Mira-Stern mit einem Zyklus von 420 Tagen und sein Radius variiert zwischen 1,9 und 2,3 astronomischen Einheiten.

20. Gamma Velorum (ou Regor)

Gamma Velorum ist ein Sternensystem im Sternbild Vela. Mit einer scheinbaren Helligkeit von +1,75 ist er einer der leuchtendsten Sterne des Nachthimmels. Hat andere Eigennamen wie Suhail oder Al Suhail al-Muhlif (nicht zu verwechseln mit dem Namen Suhail, der auch andere Sterne wie Lambda Velorum sein kann).

Sein populärster Name ist heute Regor, das Gegenteil von Roger, zu Ehren des Astronauten Roger Chaffee. Er befindet sich etwa 813 Lichtjahre von unserer Sonne entfernt.

Es ist ein System aus sechs Sternen. Das hellste Mitglied, γ ² Velorum oder γ Velorum A, ist derzeit ein spektroskopischer Doppelstern, bestehend aus einem blauen Überriesen der Spektralklasse O9 (30 M ☉) und einem massereichen Stern Wolf-Rayet, dem schwersten bekannten (10 M ☉, ursprünglich). fast 40 Mio. ☉). Der Doppelstern hat eine Umlaufzeit von 78,5 Tagen und einen Abstand von 1 AE.

Gamma Velorum hat einen Begleiter, das helle (scheinbare Helligkeit +4,2) ¹ γ Velorum oder γ Velorum B, es ist ein blau-weißer Unterriese des Spektraltyps B. Es ist durch 41,2 “ vom binären Wolf-Rayet getrennt, und ihre Entfernung kann mit einem Fernglas beobachtet werden.

Sternzeit

Die Vielfalt der Zeitmesser, die entwickelt wurden, um die Minuten unseres Lebens zu messen, ist überwältigend. Genies, Pragmatiker und Spinner haben große und kleine Geräte entwickelt, um die Reise der Sonne über den Himmel zu markieren. Sonnenuhren, Sanduhren, kalibrierte Kerzen und sogar aufwendige Weihrauchuhren regelten die täglichen Gebete, Arbeits- und Essenszeiten. Ein ägyptischer Pharao wurde mit einer um 1500 v. Chr. entworfenen Wasseruhr begraben, die moderne Ingenieure mit ihren cleveren Zu- und Abflüssen zur Zeitmessung immer noch fasziniert. Die Griechen entwickelten um 325 v. Chr. eine eigene Version der Wasseruhr namens Clepsydra oder „Wasserdieb“ und verwendeten sie zur Zeitmessung von Reden vor Gerichten.

Im Laufe der Zeit tauchten kleinere Versionen von Uhren in den Fluren von Anwesen, auf den Kaminsimsen von Privathäusern, in den Taschen reicher Männer und schließlich an den Handgelenken fast aller auf, die sich eine Timex, Seiko oder Pulsar leisten konnten. Die Smartwatch ist du jour, aber wer weiß, was als nächstes kommt. Der älteste Chronograph schwebt jedoch immer noch über uns, sein funkelndes Zifferblatt ist in klaren Nächten und von abgelegenen Berggipfeln am besten sichtbar. Die Sternuhr ist eine 24-Stunden-Uhr, die basierend auf den Nordsternen rückwärts läuft und ein wenig Arithmetik erfordert, um zur richtigen Zeit zu kommen, aber sie läuft nie ab, sie bricht nie und kann von jedem verwendet werden, der eine einigermaßen anständige Sicht auf hat der Nachthimmel.

2 – Find the two “pointer stars” which are the two stars where any liquid would run out of the bottom of the dipper.

3 – Follow the straight line of the two “pointer stars” five times the distance between those stars to locate the North Star.

4 – The North Star is the center of the star clock.

5 – The star clock has only one hand, formed by imagining a straight line that runs from the North Star and through the two “pointer stars” in the Big Dipper.

6 – The clock moves counterclockwise and measures 24 positions. At the top is midnight. The position one quarter to the left which would be 9:00 on a traditional clock is actually 6:00 AM on the star clock. The bottom of the clock is 12:00 noon.

7 – The star clock also runs 4 minutes faster than the sun each day, so it requires some math to get at an accurate reading.

8 – On March 7 th of each year the clock tells the correct time. For every week after March 7 subtract half an hour and for every week before March 7 add half an hour.

9 – If it is Daylight Savings Time add one more hour.

Suppose today is September 14 th . The pointer stars in the Big Dipper are in a straight line below the North Star. This would be noon on the star clock. However, the clock reading is fast by one-half hour for six months and one week, or twelve and a half hours. Moving back twelve and a half hours from noon puts the time at 11:30 p.m. Considering that September is still in Daylight Savings Time one hour is added back onto the clock. This makes the time 12:30 a.m. or half past midnight on a traditional clock.

As soon as it’s dark enough, go outside and determine the position of the North Star and the pointer stars in the Big Dipper. Check the date. Rechne nach. Does the time on the star clock match the time on your wristwatch or smartphone? They should be close.

Our reasons for measuring time have evolved over the years, but mostly it’s been for the purposes of coordination, for gathering together at the intersection of a specific time and place. It’s kind of a cosmic “You Are Here” sign. There are a gazillion ways to measure time, to subdivide it and record it, but perhaps what matters most is what wir do with it as the stars slide around the great circle of the sky above us.

And for those worried about the end of time, Charles Schulz offered reassurance through the ever sensible Marcie in his June 13, 1980 cartoon strip. “I promise there’ll be a tomorrow, sir,” Marcie says, “in fact, it’s already tomorrow in Australia.”

Quasi star compared to uy scuti

She has won a galaxy of awards from the broadcasting and science communities, including having an asteroid named 3505 Byrd in her honor. Below is a list of the largest stars, so far discovered, ordered by radius. It’s a pulsating star that swells and shrinks periodically, usually shining about 400,000 times brighter than our Sun. It is bigger than UY Scuti and my Cheese Star, but smaller than Quasi-star. UY Scuti vs Sun. Scudder said: This star is one of a class of stars that varies in brightness because it varies in size, so this number is also likely to change over time. This thread is archived. In this article, we are going to examine the biggest known stars, dig into how they are discovered and what the challenges are in measuring their size, and compare the giant stars of UY Scuti and VY Canis Majoris to Earth and our star… In a closely packed star cluster, double-stars are more likely to encounter each other and merge. At an estimated 1,540 times the sun’s radius, this star is thought to be the largest star in the Large Magellanic Cloud, in terms of sheer physical size. However all the stars mentioned are tiny compared to Quasi-stars. However, the star was better documented in 2012 with the help of greater technological equipment. Size comparison of a hypothetical quasi-star/black hole star (diameter of

7,187 solar diameters, mass of 1000+ solar masses) and several known giant stars: UY Scuti (

7-10 solar masses), VY Canis Majoris (

17 solar masses), Betelgeuse (

11.6 solar masses), the Pistol Star (

306 solar … UY Sct is a dust-enshrouded bright red supergiant and is classified as a semiregular variable with an approximate pulsation period of 740 days. And, again, we’re talking size here, not mass.

Star Types

Some of the images of stars below include text, HUD elements, or portions of ships within the image itself. These images should be replaced with clean images that display only the relevant stars.

Main Sequence Stars (O, B, A, F, G, K, M)

77% Ώ] of all stars this category can be considered Very Common. ΐ]

Class O star systems rarely contain terrestrial bodies. One of the most likely to host a stellar nursery.

Class B star systems rarely contain terrestrial bodies. One of the most likely to host a stellar nursery.

Class A star systems often contain high metal content worlds and metal-rich bodies.

Class F star systems are one of the most likely to contain Earth-like worlds.

Class G star systems are one of the most likely to contain Earth-like worlds.

Class K star systems are the most likely to contain water worlds and rocky bodies.

Class M star systems tend to contain many icy bodies and rocky ice worlds.

Giants and Supergiants

0.25% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Proto Stars (Herbig Ae/Be, TTS)

2.4% Ώ] of all stars this category can be considered Selten. ΐ]

Herbig Ae/Be stars are more common nearer the galactic core.

Take caution when travelling and using a fuel scoop, as the TTS' appearance often resembles M or K stars.

Carbon Stars (C, CH, CHd, CJ, CN, CS, MS, S)

0.08% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Wolf-Rayet Stars (W, WC, WNC, WNC, WO)

0.05% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Example system with yellow color is Dryaa Flyuae AA-A H254.

Black Holes

0.41% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Less likely to be found nearer the edge of the galactic plane.

Take great caution when approaching a supermassive black hole, as unlike other smaller black holes, a supermassive black hole will cause rapid heat build-up if approached too closely, causing significant ship damage. Sagittarius A* is currently the only known Supermassive Black Hole in the game.

Neutron Stars

4.0% Ώ] of all stars this category can be considered Selten. ΐ]

Take caution when approaching these stars, as they are so tiny they are almost invisible. They still radiate heat, and getting closer than 0.25Ls will cause one's heat to build up. If you fly with your ship into the emitted energy cloud your FSD will be supercharged and the jump range for the next jump will be dramatically increased. However, dropping out of supercruise while within a neutron star's jet is incredibly dangerous, as incredibly fast particles of ionized matter will tear through your ship's hull and systems. Take special care when supercharging to ensure that you do not fly too close to the star, or your ship may be heavily damaged/destroyed after performing an emergency drop. More common near the center of the galaxy.

White Dwarfs (D, DA*, DB*, DC*, DO*, DQ, DX)

0.36% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

White dwarfs (category D for degenerate) are the collapsed core of a star that has lost a large proportion (

20%) of its original mass as the ejected material of a planetary nebula or in a supernova explosion, the terminal stages of stellar evolution. White dwarfs are not stars because they no longer sustain nuclear fusion, and lacking this interior thermal source of support the star has gravitationally collapsed to a very small radius. White dwarfs glow with the residual heat of the degenerate core, which can have a temperature well above 100,000 K at collapse and that cools over several billion years. Class D is further divided into spectral types Δ] that indicate the elemental composition of the photosphere.

• DA: strong Balmer series hydrogen absorption lines only no helium or metals present.
• DB: strong He I (neutral helium) absorption lines only no hydrogen or metals present.
• DC: a continuous (blackbody) spectrum with no absorption lines deeper than 5% in any part of the electromagnetic spectrum.
• DO: strong lines of He II (ionized helium) with molecular hydrogen or helium present.
• DQ: carbon absorption lines, either atomic or molecular, in any part of the electromagnetic spectrum.
• DZ: metal (elements heavier than helium) absorption lines in the absence of both hydrogen and helium lines.

Symbols Appended to the Above Designations

• P: magnetic white dwarfs with detectable polarization.
• H: magnetic white dwarfs without polarization.
• X: peculiar or unclassifiable spectrum.
• E: emission lines (of any element) present.
•  ?, :: uncertain classification.
• V: variable luminosity.
• d: circumstellar dust.
• C I, C II, O I, O II added within parentheses to indicate the presence of these elements in DQ objects.

The current practice is to append numerical indicators of the white dwarf temperature and surface gravity, separated by an underline "_". Temperature is indicated as the effective surface temperature divided into 50400 and rounded to the first decimal place, e.g. DA.9 = 56000 K and DB1.2 = 42000 K. Gravity is assessed as the width of the dominant spectral lines and the log values range from 7 to 9.

The table below shows the white dwarf subtypes within Elite gefährlich. These do not necessarily match the notation mentioned above (for example, ED uses DAZ which probably should be DZ) but comes very close. The "Rarity" column indicates the subtype rarity within the White Dwarfs spectrum.

Take caution when approaching these stars, as their sphere of influence is surprisingly large for their size.

Brown Dwarfs (L, T, Y)

15% Ώ] of all stars this category can be considered Verbreitet. ΐ]

Class L star systems tend to contain many icy bodies.

Class T star systems tend to contain many icy bodies.

Class Y star systems tend to contain many icy bodies. Take caution when exiting a hyperspace jump into a Y-Class star system, as the humble appearance of these star types can cause one to fly too close to the star, hitting the body exclusion zone and triggering an emergency drop from supercruise.

Undiscovered Star Types

These classes are mentioned in the Journal documentation, Β] but none have been submitted to EDSM yet.

Bild	Class Β]	Fuel-Scoopable	Rarity Within Type	Description / Notes
Exotic	None found/reported yet.
Nebel	Some systems, when searched for in the galaxy map, will result in the selection of a correspondingly named nebula, which was presumably once the system that was searched for.
Rogue Planet	None found/reported yet.
Stellar Remnant Nebula	None found/reported yet.

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EIN supernova is a powerful and luminous stellar explosion. Dieses vorübergehende astronomische Ereignis tritt während der letzten Entwicklungsstadien eines massereichen Sterns auf oder wenn ein Weißer Zwerg in eine außer Kontrolle geratene Kernfusion ausgelöst wird. Das ursprüngliche Objekt, genannt Vorfahren, kollabiert entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch oder wird vollständig zerstört. Die optische Spitzenleuchtkraft einer Supernova kann mit der einer ganzen Galaxie vergleichbar sein, bevor sie über mehrere Wochen oder Monate verblasst.

Überriesen are among the most massive and most luminous stars. Supergiant stars occupy the top region of the Hertzsprung–Russell diagram with absolute visual magnitudes between about 𕒷 and 𕒼. The temperature range of supergiant stars spans from about 3,400 K to over 20,000 K.

In der Astronomie, a blue giant is a hot star with a luminosity class of III (giant) or II. In the standard Hertzsprung–Russell diagram, these stars lie above and to the right of the main sequence.

EIN blue supergiant (BSG) is a hot, luminous star, often referred to as an OB supergiant. They have luminosity class ich and spectral class B9 or earlier.

EIN giant star is a star with substantially larger radius and luminosity than a main-sequence star of the same surface temperature. They lie above the main sequence on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II und III. Die Bedingungen Riese und Zwerg were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type by Ejnar Hertzsprung about 1905.

Das asymptotic giant branch (AGB) is a region of the Hertzsprung–Russell diagram populated by evolved cool luminous stars. This is a period of stellar evolution undertaken by all low- to intermediate-mass stars late in their lives.

Das red-giant branch (RGB), sometimes called the first giant branch, is the portion of the giant branch before helium ignition occurs in the course of stellar evolution. It is a stage that follows the main sequence for low- to intermediate-mass stars. Red-giant-branch stars have an inert helium core surrounded by a shell of hydrogen fusing via the CNO cycle. They are K- and M-class stars much larger and more luminous than main-sequence stars of the same temperature.

EIN subgiant is a star that is brighter than a normal main-sequence star of the same spectral class, but not as bright as giant stars. The term subgiant is applied both to a particular spectral luminosity class and to a stage in the evolution of a star.

Luminous blue variables (LBVs) are massive evolved stars that show unpredictable and sometimes dramatic variations in both their spectra and brightness. Sie sind auch bekannt als S Doradus variables after S Doradus, one of the brightest stars of the Large Magellanic Cloud. They are extraordinarily rare with just 20 objects listed in the General Catalogue of Variable Stars as SDor, and a number of these are no longer considered to be LBVs.

EIN yellow hypergiant (YHG) is a massive star with an extended atmosphere, a spectral class from A to K, and, starting with an initial mass of about 20󈞨 solar masses, has lost as much as half that mass. They are amongst the most visually luminous stars, with absolute magnitude (M_V) around 𕒽, but also one of the rarest, with just 15 known in the Milky Way and six of those in just a single cluster. They are sometimes referred to as cool hypergiants in comparison with O- and B-type stars, and sometimes as warm hypergiants in comparison with red supergiants.

EIN yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class. They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous.

S Persei is a red supergiant or hypergiant located near the Double Cluster in Perseus, north of the cluster NGC 869. It is a member of the Perseus OB1 association and one of the largest known stars. If placed in our solar system, its photospehere would engulf the orbit of Jupiter. It is also a semiregular variable, a star whose variations are less regular than those of Mira variables.

VY Canis Majoris is an extreme oxygen-rich (O-rich) red hypergiant (RHG) or red supergiant (RSG) and pulsating variable star 1.2 kiloparsecs from the solar system in the slightly southern constellation of Canis Major. It is one of the largest known stars, is one of the most luminous and massive red supergiants, as well as one of the most luminous stars in the Milky Way.

EIN hypergiant (luminosity class 0 oder Ia + ) is a very rare type of star that has an extremely high luminosity, mass, size and mass loss because of their extreme stellar winds. Der Begriff hypergiant is defined as luminosity class 0 (zero) in the MKK system. However, this is rarely seen in the literature or in published spectral classifications, except for specific well-defined groups such as the yellow hypergiants, RSG (red supergiants), or blue B(e) supergiants with emission spectra. More commonly, hypergiants are classed as Ia-0 or Ia + , but red supergiants are rarely assigned these spectral classifications. Astronomers are interested in these stars because they relate to understanding stellar evolution, especially with star formation, stability, and their expected demise as supernovae.

EIN roter Riese is a luminous giant star of low or intermediate mass in a late phase of stellar evolution. The outer atmosphere is inflated and tenuous, making the radius large and the surface temperature around 5,000 K or lower. The appearance of the red giant is from yellow-orange to red, including the spectral types K and M, but also class S stars and most carbon stars.

RMC 136a1 is one of the most massive and luminous stars known, at 215  M _☉ and 6.2 million L _☉ , and is also one of the hottest, at around 46,000 K . It is a Wolf–Rayet star at the center of R136, the central concentration of stars of the large NGC 2070 open cluster in the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud. The cluster can be seen in the far southern celestial hemisphere with binoculars or a small telescope, at magnitude 7.25. R136a1 itself is 10,000 times fainter and can only be resolved using speckle interferometry.

PZ Cassiopeiae is a red supergiant star located in the Cassiopeia constellation, and a semi-regular variable star.

HD 179821 oder V1427 Aquilae is either a post-red supergiant yellow hypergiant or a post-AGB yellow supergiant star in the constellation of Aquila, surrounded by a detached dust shell. It is a semi-regular variable nearing the end of its life.

Ein O-type star is a hot, blue-white star of spectral type O in the Yerkes classification system employed by astronomers. They have temperatures in excess of 30,000 kelvin (K). Stars of this type have strong absorption lines of ionised helium, strong lines of other ionised elements, and hydrogen and neutral helium lines weaker than spectral type B.

EIN super-AGB star is a star with a mass intermediate between those that end their lives as a white dwarf and those that end with a core collapse supernova, and properties intermediate between asymptotic giant branch (AGB) stars and red supergiants. They have initial masses of 7.5𔃇.25  M _☉ in stellar-evolutionary models, but have exhausted their core hydrogen and helium, left the main sequence, and expanded to become large, cool, and luminous.

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A hypergiant star's mysterious dimming Space EarthSky

Earthsky.org DA: 12 PA: 50 MOZ Rank: 62

While scientists generally think that VY Canis Majoris will eventually explode in a supernova, there’s also a chance it may turn directly into a black hole instead, skipping the supernova …

VY Canis Majoris mass-loss history sheds light on

• And this would make sense given that both Betelgeuse and VY Canis Majoris are predicted to go supernova within 100,000 years

When will VY Canis Majoris be expected to be a supernova

Quora.com DA: 13 PA: 50 MOZ Rank: 65

• It has been shedding tons of material
• It’s an incredibly massive star, 30 to 40 times more massive than our sun, about 300,000 times brighter, about 1,800 to 2,000 times larger in radius
• Hypergiants don’t last very long (relative

Hypergiant Red Star VY Canis Majoris Is Going To Die Soon

Cosmosup.com DA: 16 PA: 50 MOZ Rank: 69

• VY Canis Majoris is going to continue “dieting” until the end
• Its end will come as a violent supernova explosion, which should happen, cosmologically speaking, very soon
• Maybe in a thousand year or, maybe, in a few hundred thousand

Red Hypergiant Could Explain What's up With Betelgeuse

• But on VY Canis Majoris, the cells may be as large as the whole sun or larger
• “This is probably more common in red supergiants than scientists thought and VY Canis Majoris …

5 Better Candidates Than Betelgeuse For Our Galaxy’s Next

Forbes.com DA: 14 PA: 50 MOZ Rank: 69

• Today we see the Crab Nebula as the expanding gaseous remnant from a star that self-detonated as a supernova, briefly shining as brightly as 400 million suns

The Hypernova of VY Canis Majoris

Youtube.com DA: 15 PA: 6 MOZ Rank: 27

Get your own telescope and support Deep Astronomy! OPT Telescopes can set you up with great astronomy gear (aff link): http://bit.ly/2Wq0BO8By popular reques

Hubble Solves Mystery of Monster Star's Dimming

Hubblesite.org DA: 14 PA: 42 MOZ Rank: 63

• VY Canis Majoris may have already shed half of its mass
• Rather than exploding as a supernova, it might simply collapse directly to a black hole
• The team's findings appear in the February 4, 2021 edition of The Astronomical Journal .

The Short, Violent Life of a Red Hypergiant Star

Dailygalaxy.com DA: 15 PA: 50 MOZ Rank: 73

VY Canis Majoris, one of the largest known stars in the Milky Way and 300,000 times brighter than our Sun, “is behaving a lot like Betelgeuse on steroids,” said astrophysicist Roberta

VY Canis Majoris Facts, Information, History & Definition

Nineplanets.org DA: 15 PA: 18 MOZ Rank: 42

• VY Canis Majoris is a red supergiant/hypergiant star of spectral type M3-M4.5
• It is an extreme oxygen-rich and pulsating variable star
• It has an apparent magnitude that varies from 6.5 to - 9.6, and its absolute magnitude is – 9.4
• This hypergiant is losing its mass to a rate of around 30 times the mass of Earth every single year.

VY Canis Majoris is "Like Betelgeuse on Steroids

• VY Canis Majoris is “Like Betelgeuse on Steroids”
• The disappearance of a star can take many forms
• It could turn into a black hole
• Or it could just fade away quietly

NML Cygni – The Largest Star We Currently Know of in the

• However, this video was made before the NML Cygni was discovered and shows the VY Canis Majoris as the largest known star, which it was at the time this video was made
• Das VY Canis Majoris is 1,420 times larger than our Sun (and again, the …

VY Canis Majoris in process of going supernova, it'll

Pinterest.com DA: 17 PA: 24 MOZ Rank: 53

Dec 7, 2012 - VY Canis Majoris in process of going supernova, it'll collapse on its huge size and density to infinite mass and energy turning itself to a black hole, with no escape, not even light.

The Hypernova of VY Canis Majoris

Dailymotion.com DA: 19 PA: 14 MOZ Rank: 46

• The reason for this mass loss is poorly understood, but it is believed to be due instabilities in the interior and exterior layers of the star
• These instabilities are usually the progenitor of a supernova
• VY Canis Majoris has already shed over half of its original mass
• It is in the final throes of death and could explode at literally, any time.

VY Canis Majoris (Supergiant Star) Star Facts

• VY Canis Majoris estimated radius has been calculated as being 188.25 times bigger than the Sun
• The Sun's radius is 695,800km, therefore the star's radius is an estimated 130,982,082.14.km
• If you need the diameter of the star, you just need to multiple the radius by 2
• The figure is derived at by using the formula from SDSS rather than peer

The Red Hypergiant VY CMa – Betelgeuse on Steroids

Cse.umn.edu DA: 11 PA: 50 MOZ Rank: 76

• VY Canis Majoris may have already shed half of its mass
• Rather than exploding as a supernova, it might simply collapse directly to a black hole
• The team’s findings appear in the February 4, 2021 edition of The Astronomical Journal
• Authors includeSchool of Physics and Astronomy Professors Kris Davidson and Terry Jones and former University

Detailed Images of the Hypergiant Star VY Canis Majoris

• VY Canis Majoris is a stellar goliath, a red hypergiant, one of the largest known stars in the Milky Way
• It is 30–40 times the mass of the Sun and 300,000 times more luminous
• In its current state, the star would encompass the orbit of Jupiter, having expanded tremendously as …

Bad Astronomy Betelgeuse has nothing on VY CMa, which

Syfy.com DA: 12 PA: 50 MOZ Rank: 79

• But in this case we're talking about the star VY Canis Majoris (oder VY CMa for short)
• This ridiculously bloated red hypergiant is about 4,000 light years away in the constellation of Canis Major, the Big Dog (one of Orion's hunting dogs)
• In this case, the constellation is appropriate: VY CMa is an immense star, well over 2 billion kilometers wide.
• For comparison, the Sun is 1.4 million km

Hypergiant Star Is Dropping 30 Earthloads Of Dust A Year

Forbes.com DA: 14 PA: 50 MOZ Rank: 82

Astronomers have discovered that the hypergiant star VY Canis Majoris is shedding 30 Earthloads of dust a year in a massive weight loss programme before it goes supernova…

The future of VY Canis Majoris -- Astronomy.info

Youtube.com DA: 15 PA: 6 MOZ Rank: 40

• If you enjoyed the video Subscribe and Share
• It will help us a lot and we will be motivated to create more content! Vielen Dank!

Earth Size Compared to Sun Graphic

• Astronomers expect VY Kann ich Majoris gehen supernova within the next 100,000 years
• Hier ist wie VY Canis Majoris compares to Betelgeuse (in …

Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova

• We present high-resolution 4.6 μm CO spectra of the circumstellar environments of two red supergiants (RSGs) that are potential supernova (SN) progenitors: Betelgeuse and VY Canis Majoris (VY CMa)
• Around Betelgeuse, 12 CO emission within ۭ'' (䔰 km s -1 ) follows a mildly clumpy but otherwise spherical shell, smaller than its

The Hypernova of VY Canis Majoris on Vimeo

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A giant star in deep space is obscured by dust

News.yahoo.com DA: 14 PA: 46 MOZ Rank: 83

A huge star 300,000 times brighter than the Sun is nearing the end of its life and shrouding itself with dust, according to new data from the Hubble Space Telescope.Why it matters: Learning more about this star — named VY Canis Majoris — will help astronomers piece together how stars much larger than the Sun evolve and behave at the ends of their stellar lives.Stay on top of the …

VY Canis Majoris is Enshrouded in Giant Dust Clouds

Sci-news.com DA: 16 PA: 50 MOZ Rank: 90

• VY Canis Majoris is located 3,840 light-years away in the constellation of Canis Haupt
• Auch bekannt als VY CMa, HD 58061 or HIP 35793, VY Canis Majoris…

Red hypergiant mimics Betelguese with dusty dimming on a

• Zooming into VY Canis Majoris: The left panel is an image captured by the Hubble Space Telescope showing the trillion-mile-wide nebula of debris ejected from the hypergiant
• The middle image is a close-up view from Hubble showing the star’s immediate surroundings (the red dot indicates the star’s location, representing the size of Earth’s

Hubble Space Telescope Imaging of the Mass-losing

• The highly luminous M supergiant VY CMa is a massive star that appears to be in its final death throes, losing mass at high rate en route to exploding as a supernova
• Subarcsecond-resolution optical images of VY CMa, obtained with the Faint Object Camera (FOC) aboard the Hubble Space Telescope, vividly demonstrate that mass loss from VY CMa is highly anisotropic.

Stellar Heavyweights: VY Canis Majoris

Futurism.com DA: 12 PA: 40 MOZ Rank: 79

Wie für VY Canis Majoris, we can only wait and see what will happen, but it is thought that the spectacle would shine so brightly that we would be able to see it during daytime here on Earth.

Are stars NML Cygni, UY Scuti, VY Canis Majoris and VV Cephei near the ends of their lives? - Astronomie

Yes it is, just like the default in every question of whether or not something exists is "no". The burden of proof is on the side claiming that the thing exists. If I say "there is an invisible unicorn in your room" the appropriate response is "prove it", and to not believe in the unicorn until I meet that demand for proof. And when I inevitably fail to do so the appropriate belief is "there is no unicorn". If I responded with "but 'no unicorn' isn't the default position" you'd just laugh at me and continue holding the only reasonable belief: that there is no unicorn. The only reason we don't treat your god the same way as the unicorn is that there are a lot of religious people who really want their beliefs to be true and demand special treatment for them.

Actually, I must agree with Peregrine here. Atheism, or at least agnosticism is the default position for people. When you're born, you aren't born a Christian, Muslim, (practicing) Jew, Hindu or any other religion. You MUST be taught religion and faith. Usually, this is done in a rather forced manner by parents and other close relatives.

I went to Sunday school, etc., church stuff as a kid. My parents didn't. It wasn't forced on me. Ich wollte gehen. But I started asking questions and getting answers that weren't actually answers. The other kids didn't understand how those answers didn't make sense to me. I realized at a very young age that we were being conditioned into these beliefs, and my skepticism of "the truth" was actually negatively impacting how my peers viewed me. Innocent, real questions getting handwaving answers or straight up "are you stupid" answers wasn't good enough for me.

Edit here: My grandma was actually the reason I did those things. She used to tell me about being a Christian and their God and everything, and she inspired me to check it out.

On the "people getting better" points. Why those people in your anecdotes? What do they matter in the scheme of things? Why do you believe a certain mother can take the sickness from their child, but another is forced to watch her child die a slow, painful, agonizing death? Is one mother a better person? Is it just because she believes harder? I've never understood how people point to adults getting healthier suddenly and saying it's evidence of a deity while ignoring completely the fact that the same deity is ignoring children starving to death or dying of incredibly ugly diseases. Who knows, maybe they deserve it for being born in the wrong country. Unless you want to say that both are evidence of a deity. Which I would respond to by saying that it's no deity that deserves any kind of worship.

I honestly believe polytheism has a lot more merit than monotheism, because then at least it can be that one deity is killing children while another is running around curing adults that go on to do nothing more significant than anyone else with their lives.

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