Войти
 . Местоположение VV Cephei в Cepheus созвездие | |
| Данные наблюдений. Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Цефей |
| Прямое восхождение | 21 56 39.14385 |
| Склонение | +63 ° 37 ′ 32,0174 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | 4,91 (4,80 - 5,36) |
| Характеристики | |
| U − B индекс цвета | +0,43 |
| B − V индекс цвета | +1,73 |
| Тип переменной | EA + SRc |
| A | |
| Спектральный тип | M2 Iab |
| U-B индекс цвета | +2,07 |
| B-V индекс цвета | +1,82 |
| B | |
| Спектральный тип | B0-2 V |
| U-B индекс цвета | -0,52 |
| B-V индекс цвета | + 0,36 |
| Астрометрия | |
| Параллакс (π) | 1,33 ± 0,20 mas |
| Расстояние | 4,9k ly. (1,5k pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | −6,93 |
| Орбита | |
| Период (P) | 7 430,5 дней |
| Большая полуось (a) | 16,2 ± 3,7 ". (24,8 AU) |
| Эксцентриситет (e) | 0,346 ± 0,01 |
| Наклон (i) | 84 ° |
| Полу- амплитуда (K1). (первичная) | 19,43 ± 0,33 км / с |
| Полуамплитуда (K2). (вторичная) | 19,14 ± 0,68 км / с |
| Детали | |
| A | |
| Масса | 2,5 или 18,2 M☉ |
| Радиус | 516 или 1000 R☉ |
| Светимость | 200000 L☉ |
| Плотность на поверхности (log g) | 0,0 cgs |
| Температура | 3,480 ± 176,8 K |
| Металличность [Fe / H] | −0,06 dex |
| B | |
| Масса | 8 или 18,6 M☉ |
| Радиус | 13-25 R☉ |
| Металличность | −0,14 |
| Возраст | 25млн лет |
| Другие обозначения | |
| VV Cep, HR 8383, HIP 108317, HD 208816, BD + 62 ° 2007, WDS J21567 + 6338, 2MASS J21563917 + 6337319, IRAS 21552 + 6323, AAVSO 2153 + 63 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | data |
VV Cephei, также известный как HD 208816, является затменной двойной звездной системой, расположенной в созвездии Cepheus, примерно в 5 000 световых лет от Земли. Это и B [e] звезда, и звезда-оболочка.
. VV Cephei - затменная двойная система со вторым по величине известным периодом. красный сверхгигант заполняет свою полость Роша, когда он находится ближе всего к сопутствующей голубой звезде, последняя, по-видимому, находится на главной последовательности. Материя перетекает от красного сверхгиганта к синему спутнику, по крайней мере, на части орбиты, а горячая звезда закрывается большим диском из материала. Сверхгигантская первичная звезда, известная как VV Cephei A, в настоящее время признана одной из крупнейших звезд в галактике, хотя ее размер неизвестен. Наилучшая оценка - 1000 R☉, что почти равно орбите Юпитера.
Тот факт, что В.В. Цефеи Затменная двойная система была открыта американским астрономом Дином Маклафлином в 1936 году. В.В. Цефей испытывает как первичные, так и вторичные затмения в течение 20,3-летнего обращения. Первичные затмения полностью скрывают горячую вторичную звезду и длятся почти 18 месяцев. Вторичные затмения настолько мелкие, что не были обнаружены фотометрически, поскольку вторичное затмение закрывает такую небольшую часть большой холодной первичной звезды. Время и продолжительность затмений варьируются, хотя точное начало трудно измерить, поскольку оно постепенное. Только Эпсилон Возничего имеет более длительный период среди затменных двойных звезд.
В. В. Цефей также показывает полуправильные изменения в несколько десятых величины. Визуальные и инфракрасные изменения кажутся не связанными с вариациями на длинах волн ультрафиолета. Сообщается о периоде 58 дней в УФ, в то время как преобладающий период для более длинных волн составляет 118,5 дней. Считается, что коротковолновые вариации вызваны диском вокруг горячей вторичной обмотки, тогда как пульсация красного сверхгиганта вызвала другие вариации. Было предсказано, что диск, окружающий вторичный элемент, будет вызывать такую изменчивость яркости.
Спектр VV Cep можно разделить на две основные составляющие, происходящие от холодного сверхгиганта и горячего маленькая звезда в окружении диска. Материал, окружающий горячую вторичную обмотку, создает эмиссионные линии, в том числе запрещенные линии [Fe II ], явление B [e], известное по другим звездам, окруженным околозвездными дисками. Линии излучения водорода имеют двойной пик, что связано с узкой центральной абсорбционной составляющей. Это вызвано тем, что диск можно увидеть почти на краю, где он перехватывает континуальное излучение звезды. Это характерно для звезд-оболочек.
. Запрещенные линии, в основном Fe II, но также Cu II и Ni II, в основном постоянны в лучевой скорости и во время затмений, поэтому считается, что они происходят из далеких околумбинарных материалов.
Спектр сильно меняется во время первичных затмений, особенно в ультрафиолетовых длинах волн, наиболее сильно производимых горячим компаньоном и его диском. Типичный B-спектр с некоторым излучением заменяется спектром, в котором преобладают тысячи эмиссионных линий, поскольку части диска видны с перекрытым континуумом от звезды. Во время входа и выхода профили эмиссионных линий меняются, когда одна или другая сторона диска рядом со звездой становится видимой, в то время как другая все еще затмевается. Цвет системы в целом также изменяется во время затмения, при этом большая часть синего света от спутника блокируется.
Вне затмений некоторые спектральные линии сильно и беспорядочно меняются как по силе, так и по форме, а также как континуум. Быстрые случайные изменения в коротковолновом (т.е. горячем) континууме, по-видимому, возникают из-за диска вокруг B-компонента. Линии поглощения оболочки показывают переменные лучевые скорости, возможно, из-за изменений аккреции от диска. Эмиссия Fe II и Mg II усиливается около периастра или вторичных затмений, которые происходят примерно в одно и то же время, но эмиссионные линии также случайным образом меняются по орбите.
В оптическом спектре Hα является единственной четкой эмиссионной особенностью. Его сила изменяется случайным образом и быстро вне затмения, но становится намного слабее и относительно постоянной во время первичных затмений.
Расстояние, оцененное различными методами, составляет около 1,5 kpc, что помещает его в ассоциацию Cepheus OB2. Некоторые более ранние исследования показали большее расстояние и, следовательно, очень высокую светимость и радиус, но теперь кажется, что расстояние, скорее всего, будет около 1,5 кпк, хотя и Hipparcos, и Gaia Data Release 2 измерения параллакса подразумевают расстояние значительно ниже 1 кпк.
(июль 2008 г., устарело). Относительные размеры планет Солнечной системы и некоторых звезд, в том числе В. В. Цефея A:. 1. Меркурий < Марс < Вена < Земля. 2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер. 3. Юпитер < Проксима Центавра < Солнце < Сириус. 4. Сириус < Поллукс < Арктур < Алдебаран. 5. Алдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе. 6. Betelgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris.Должна быть возможность вычислить массы затменных двойных звезд с некоторой точностью, но в этом случае потеря массы, изменения в параметры орбиты, диск, закрывающий горячую вторичную обмотку, и сомнения относительно расстояния до системы привели к сильно различающимся оценкам. Традиционная модель, полученная на основе орбиты, полученной спектроскопически, имеет массу обеих звезд около 20 M☉, что типично для светящегося красного сверхгиганта и одной из первых звезд главной последовательности А. Была предложена альтернативная модель, основанная на неожиданном времени затмения 1997 года. Предполагая, что это изменение связано с переносом массы, изменяющим орбиту, требуются значительно более низкие значения массы. В этой модели первичная звезда - это 2,5 M☉звезда AGB, а вторичная - звезда 8 M☉B. Спектроскопические лучевые скорости, показывающие вторичную часть с массой, равной первичной, объясняются как часть диска, а не самой звезды.
Угловой диаметр VV Cephei A может быть оценен с помощью фотометрических методов и имеет вычислено как 0,00638 угловых секунд. Это позволяет напрямую рассчитать фактический диаметр, который хорошо согласуется с 1050 R☉, полученными из полного орбитального решения и времени затмения. Анализ более ранних затмений дал значения радиуса от 1200 R☉до 1600 R☉с верхним пределом 1900 R☉. Диаграммы лепестка VV Cephei A противоречивы, например, лепесток roche рассчитан примерно на 1800 R☉, поэтому радиус не может быть больше этого, хотя на другой диаграмме По расчетам, доля Роша намного больше - 3000 R☉. Размер вторичной обмотки еще более неопределен, поскольку она физически и фотометрически закрыта гораздо большим диском в несколько сотен R☉в поперечнике. Вторичный элемент, безусловно, намного меньше, чем первичный элемент или диск, и был рассчитан на основе орбитального решения от 13 R☉до 25 R☉.
VV Cep A в том виде, в каком он показан на Celestia, с Mu Cephei (Гранатовая звезда), также видимым на картинке Температура звезд VV Cephei снова является неопределенной, отчасти потому, что просто не существует единственной температуры, которая могла бы быть отнесена к значительно несферическая диффузная звезда, вращающаяся вокруг горячего компаньона. эффективная температура, обычно цитируемая для звезд, - это температура сферического черного тела, которая приближается к выходному электромагнитному излучению реальной звезды с учетом излучения и поглощения в спектр. VV Cephei A довольно четко идентифицирован как сверхгигант M2, и поэтому ему дается температура около 3800 К. Вторичная звезда сильно скрыта диском материала от первичной, и ее спектр почти не обнаруживается на фоне излучения диска.. Обнаружение некоторых ультрафиолетовых линий поглощения сужает спектральный класс до раннего B, и это, очевидно, звезда главной последовательности, но, вероятно, будет аномальной в некоторых отношениях из-за переноса массы от сверхгиганта.
Хотя В. В. Цефей A это чрезвычайно большая звезда, показывающая высокую потерю массы и имеющую некоторые линии излучения, ее обычно не считают гипергигантом. Линии излучения образуются аккреционным диском вокруг горячей вторичной обмотки, а абсолютная величина типична для красного сверхгиганта.
 | На Викискладе есть материалы, относящиеся к В.В. Цефей. |
