VV Cephei - VV Cephei
 Lage von VV Cephei im Sternbild Kepheus | |
| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Konstellation | Kepheus |
| Rektaszension | 21 h 56 m 39.14385 s |
| Deklination | +63° 37′ 32,0174″ |
| Scheinbare Größe (V) | 4,91 (4,80 - 5,36) |
| Eigenschaften | |
| U−B Farbindex | +0,43 |
| B−V Farbindex | +1,73 |
| Variablentyp | EA + SRc |
| EIN | |
| Spektraltyp | M2 Iab |
| U−B Farbindex | +2,07 |
| B−V Farbindex | +1,82 |
| B | |
| Spektraltyp | B0-2 V |
| U−B Farbindex | −0,52 |
| B−V Farbindex | +0,36 |
| Astrometrie | |
| Parallaxe (π) | 1,33 ± 0,20 m |
| Distanz | 4900 ly (1500 Stk. ) |
| Absoluter Betrag (M V ) | −6.93 |
| Orbit | |
| Zeitraum (P) | 7.430,5 Tage |
| Haupthalbachse (a) | 16,2 ± 3,7" (24,8 AU) |
| Exzentrizität (e) | 0,346 ± 0,01 |
| Neigung (i) | 84° |
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Halbamplitude (K 1 ) (primär) |
19,43 ± 0,33 km/s |
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Halbamplitude (K 2 ) (sekundär) |
19,14 ± 0,68 km/s |
| Einzelheiten | |
| EIN | |
| Masse | 2,5 oder 18,2 M ☉ |
| Radius | 516 oder 1.000 R ☉ |
| Helligkeit | 200.000 L ☉ |
| Oberflächengravitation (log g ) | 0,0 kg |
| Temperatur | 3.480 ± 176,8 K |
| Metallizität [Fe/H] | −0,06 dex |
| B | |
| Masse | 8 oder 18,6 M ☉ |
| Radius | 13-25 R ☉ |
| Metallizität | −0,14 |
| Alter | 25 Millionen |
| Andere Bezeichnungen | |
| Datenbankreferenzen | |
| SIMBAD | Daten |
VV Cephei , auch bekannt als HD 208816 ist ein Bedeckungsveränderlichen Sternsystem in der Lage Konstellation Cepheus , etwa 5.000 Lichtjahre von der Erde. Es ist sowohl ein B[e]-Stern als auch ein Schalenstern .
VV Cephei ist ein verdunkelndes Binär mit der zweitlängsten bekannten Periode. Als roter Überriese füllt er seinen Roche-Lappen, wenn er einem blauen Begleitstern am nächsten ist, wobei letzterer auf der Hauptreihe zu sein scheint . Zumindest für einen Teil der Umlaufbahn fließt Materie vom roten Überriesen auf den blauen Begleiter, und der heiße Stern wird von einer großen Materialscheibe verdeckt. Der Überriese Primärstern, bekannt als VV Cephei A, wird derzeit als einer der größten Sterne der Galaxie angesehen, obwohl seine Größe nicht sicher ist. Die beste Schätzung ist 1.000 R ☉ , was fast so groß ist wie die Umlaufbahn des Jupiter.
Variabilität
Die Tatsache, dass VV Cephei ein verdunkelndes Doppelsternsystem ist, wurde 1936 vom amerikanischen Astronomen Dean McLaughlin entdeckt . VV Cephei erlebt während einer Umlaufbahn von 20,3 Jahren sowohl primäre als auch sekundäre Finsternisse. Die Primärfinsternisse verdunkeln den heißen Sekundärstern vollständig und dauern fast 18 Monate. Sekundäre Finsternisse sind so flach, dass sie photometrisch nicht nachgewiesen wurden, da die sekundären Sonnenfinsternisse einen so geringen Anteil des großen kühlen Primärsterns verdecken. Der Zeitpunkt und die Dauer der Finsternisse sind variabel, obwohl der genaue Beginn schwer zu messen ist, da er schleichend ist. Nur Epsilon Aurigae hat eine längere Periode unter verdunkelnden Binärdateien.
Auch VV Cephei zeigt halbregelmäßige Variationen von wenigen Zehnteln. Visuelle und infrarote Variationen scheinen unabhängig von Variationen bei ultravioletten Wellenlängen zu sein. Im UV wurde eine Periode von 58 Tagen berichtet, während die dominante Periode für längere Wellenlängen 118,5 Tage beträgt. Es wird angenommen, dass die kurzwelligen Variationen durch die Scheibe um die heiße Sekundärseite verursacht werden, während das Pulsieren der Roten Überriesen Primärseite die anderen Variationen verursacht. Es wurde vorhergesagt, dass die die Sekundärseite umgebende Scheibe eine solche Helligkeitsvariabilität erzeugen würde.
Spektrum
Das Spektrum von VV Cep kann in zwei Hauptkomponenten zerlegt werden, die von einem kühlen Überriesen und einem heißen kleinen Stern, der von einer Scheibe umgeben ist, stammen. Das Material, das die heiße Sekundärseite umgibt, erzeugt Emissionslinien, darunter verbotene [Fe II ]-Linien, das B[e]-Phänomen, das von anderen Sternen bekannt ist, die von zirkumstellaren Scheiben umgeben sind. Die Wasserstoffemissionslinien sind zweispitzig, verursacht durch eine schmale zentrale Absorptionskomponente. Dies wird dadurch verursacht, dass man die Scheibe fast am Rand sieht, wo sie die Kontinuumsstrahlung des Sterns abfängt. Dies ist charakteristisch für Muschelsterne .
Verbotene Linien, hauptsächlich von Fe II aber auch von Cu II und Ni II , sind in der Radialgeschwindigkeit und während Finsternisse meist konstant, so dass man annimmt, dass sie aus fernem zirkumbinärem Material stammen.
Das Spektrum variiert während der primären Finsternisse dramatisch, insbesondere bei den ultravioletten Wellenlängen, die am stärksten vom heißen Begleiter und seiner Scheibe erzeugt werden. Das typische B-Spektrum mit etwas Emission wird durch ein Spektrum ersetzt, das von Tausenden von Emissionslinien dominiert wird, da Teile der Scheibe mit dem Kontinuum des Sterns blockiert sind. Während des Ein- und Austritts ändern sich die Emissionslinienprofile, wenn die eine oder andere Seite der Scheibe in der Nähe des Sterns sichtbar wird, während die andere noch verfinstert ist. Die Farbe des gesamten Systems ändert sich auch während der Sonnenfinsternis, wobei ein Großteil des blauen Lichts des Begleiters blockiert wird.
Bei Finsternisse variieren bestimmte Spektrallinien stark und unregelmäßig sowohl in Stärke und Form als auch im Kontinuum. Schnelle zufällige Variationen im kurzwelligen (dh heißen) Kontinuum scheinen von der Scheibe um die B-Komponente herum zu entstehen. Die Absorptionslinien der Schale zeigen veränderliche Radialgeschwindigkeiten, möglicherweise aufgrund von Variationen bei der Akkretion von der Scheibe. Die Emission von Fe II und Mg II verstärkt sich um Periastron oder sekundäre Finsternisse, die ungefähr zur gleichen Zeit auftreten, aber die Emissionslinien variieren auch zufällig über die Umlaufbahn.
Im optischen Spektrum ist H α das einzige klare Emissionsmerkmal. Seine Stärke variiert zufällig und schnell außerhalb der Sonnenfinsternis, wird jedoch während der primären Sonnenfinsternisse viel schwächer und relativ konstant.
Distanz
Die Entfernung wurde durch eine Vielzahl von Techniken geschätzt, um ungefähr zu sein 1,5 kpc , was es in die Cepheus OB2-Assoziation einordnet. Einige ältere Studien fanden eine größere Entfernung und folglich eine sehr hohe Leuchtkraft und einen sehr hohen Radius, aber es scheint jetzt, dass die Entfernung eher in der Nähe liegt1,5 kpc , obwohl sowohl die Parallaxenmessungen von Hipparcos als auch von Gaia Data Release 2 eine Distanz deutlich unter implizieren1 kSt .
Eigenschaften
1. Merkur < Mars < Venus < Erde
2. Erde < Neptun < Uranus < Saturn < Jupiter
3. Jupiter < Proxima Centauri < Sonne < Sirius
4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldebaran
5. Aldebaran < Rigel < Antares < Beteigeuze
6. Beteigeuze < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris .
Es sollte möglich sein, die Massen von verfinsternden Doppelsternen mit einiger Genauigkeit zu berechnen, aber in diesem Fall haben Massenverlust, Änderungen der Bahnparameter, eine Scheibe, die die heiße Sekundärseite verdeckt, und Zweifel an der Entfernung des Systems zu sehr unterschiedlichen Schätzungen geführt . Das traditionelle Modell aus der spektroskopisch abgeleiteten Umlaufbahn hat die Massen beider Sterne um 20 M ☉ , was typisch für einen leuchtend roten Überriesen und einen frühen A-Hauptreihenstern ist. Basierend auf dem unerwarteten Zeitpunkt der Sonnenfinsternis von 1997 wurde ein alternatives Modell vorgeschlagen. Unter der Annahme, dass die Änderung auf einen die Bahn verändernden Massentransfer zurückzuführen ist, sind dramatisch niedrigere Massenwerte erforderlich. In diesem Modell ist die primäre ein 2.5 M ☉ AGB Stern und die Sekundär ist ein 8 M ☉ B Stern. Die spektroskopischen Radialgeschwindigkeiten, die die Sekundäre mit gleicher Masse wie die Primäre zeigen, werden als Teil der Scheibe und nicht als der Stern selbst erklärt.
Der Winkeldurchmesser von VV Cephei A kann mit photometrischen Methoden abgeschätzt werden und wurde mit 0,00638 Bogensekunden berechnet . Dies ermöglicht eine direkte Berechnung des tatsächlichen Durchmessers, der gut mit den 1.050 R ☉ übereinstimmt, die aus einer vollständigen Orbitallösung und dem Zeitpunkt der Finsternis abgeleitet wurden. Analyse früherer Finsternisse hatten Radiuswerte zwischen 1.200 gegebene R ☉ und 1.600 R ☉ und einer oberen Grenze von 1.900 R ☉ . Die Diagramme der Roche-Keule von VV Cephei A sind widersprüchlich, zum Beispiel wird die Roche-Keule mit etwa 1.800 R ☉ berechnet , daher kann der Radius nicht größer sein, obwohl in einem anderen Diagramm die Roche-Keule mit viel berechnet wird größer bei 3.000 R ☉ . Die Größe des Sekundärteils ist noch unsicherer, da es physikalisch und photometrisch von einer viel größeren Scheibe mit mehreren hundert R Durchmesser verdeckt wird . Die Sekundäre ist sicherlich viel kleiner als die Primäre oder die Scheibe und wurde bei 13 R ☉ bis 25 R ☉ aus der Orbitallösung berechnet .
Die Temperatur der VV-Cephei-Sterne ist erneut ungewiss, zum Teil weil es einfach keine einzige Temperatur gibt, die einem signifikant nichtsphärischen diffusen Stern zugeordnet werden kann, der einen heißen Begleiter umkreist. Die im Allgemeinen für Sterne angegebene effektive Temperatur ist die Temperatur eines kugelförmigen schwarzen Körpers , die sich der elektromagnetischen Strahlungsleistung des tatsächlichen Sterns annähert und die Emission und Absorption im Spektrum berücksichtigt. VV Cephei A wird ziemlich eindeutig als M2-Überriese identifiziert und erhält als solcher eine Temperatur von etwa 3.800 K. Der Sekundärstern wird stark von einer Materialscheibe des Primärsterns verdeckt, und sein Spektrum ist gegenüber der Scheibenemission fast nicht nachweisbar . Der Nachweis einiger ultravioletter Absorptionslinien grenzt den Spektraltyp auf frühes B ein und es handelt sich anscheinend um einen Hauptreihenstern, der jedoch aufgrund des Massentransfers vom Überriesen wahrscheinlich in mehrfacher Hinsicht abnormal ist.
Obwohl VV Cephei A ein extrem großer Stern mit hohem Massenverlust und einigen Emissionslinien ist, wird er im Allgemeinen nicht als Hyperriese angesehen. Die Emissionslinien werden von der Akkretionsscheibe um die heiße Sekundärseite erzeugt und die absolute Helligkeit ist typisch für einen roten Überriesen.
Siehe auch
Verweise
Externe Links
- Größte Sterne im Weltraum.Com
- Universum heute - größte Sterne
- VV Cephei an der Sternwarte Kempten
- Aladin- Bild von VV Cephei
