VV Cephei

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
VV Cephei A / B
Sun și VV Cephei A.svg
Comparație între dimensiunea Soarelui (punctul galben din stânga) și VV Cephei A
Clasificare Stea binară
Clasa spectrală M2epIa / B8Ve
Distanța de la Soare 3000 de ani lumină
Constelaţie Cefeu
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000)
Ascensiunea dreaptă 21 h 56 m 39.144 s
Declinaţie + 63 ° 37 ′ 32,02 ″
Date fizice
Raza medie 1050/10 R
Masa
63,81 / 35,10 [1] M
Temperatura
superficial
3300-3650 /> 20.000 (medie)
Luminozitate
275.000-575.000 (bolometric) / 100.000 L
Vârsta estimată ?
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 5,36 (min)
4,90 (max)
Aplicația Magnitude. 4.9
Magnitudine abs. -4,0 / -2,3 [2]
Motocicletă proprie AR : -0,25 mase / an
Dec : -2,56 mase / an
Viteza radială -18,7

Coordonate : Carta celeste 21 h 56 m 39.144 s , + 63 ° 37 ′ 32.02 ″

VV Cephei este o stea binară în eclipsă situată în constelația Cepheus . Este alcătuit dintr-un supergigant roșu și o stea albastră-albastră , care își umple lobul Roche și pare a fi din secvența principală . Cele două stele sunt situate la aproximativ 3000 de ani lumină distanță de Pământ , inițial au fost considerate a face parte din asociația stelară Cepheus OB2 , la 240 de ani lumină distanță de sistemul solar , dar din studii recente se pare că nu există nicio relație între VV Cephei și asocierea stelară [3] .

Observare

Cercle rouge 100% .svg
Cepheus IAU.svg
Poziția stelei în constelația Cefeu.

Poziția sa este puternic boreală și acest lucru implică faptul că steaua este observabilă în principal din emisfera nordică, unde este circumpolară și din majoritatea regiunilor temperate ; din emisfera sudică vizibilitatea sa este limitată în schimb la regiunile temperate inferioare și la centura tropicală . Magnitudinea sa maximă, egală cu +4,90 îi permite să fie escortat numai cu un cer care nu este excesiv de poluat .

Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile cuprinse între sfârșitul lunii iunie și noiembrie; în emisfera nordică este de asemenea vizibilă pe tot parcursul toamnei, datorită declinării nordice a stelei, în timp ce în emisfera sudică poate fi observată în special în lunile de iarnă australă târzie.

Componentele sistemului

Curba de lumină a sistemului binar eclipsant de către VV Cephei.
Comparație între dimensiunile complete ale VV Cephei A și Soare. Soarele este invizibil până când faceți clic pe imagine pentru ao mări și apare ca un punct microscopic în stânga.

VV Cephei A

VV Cephei A, supergigantul, este una dintre cele mai mari stele cunoscute . Este de tip spectral M2 și raza sa a fost estimată a fi de până la 1900 de ori mai mare decât a Soarelui [3] . Cu toate acestea, ca și în cazul altor stele mari, nu este întotdeauna ușor să măsoară adevărata dimensiune a stelelor în această stare: fiind înconjurat de cochilii opace în atmosfera extinsă, întunecarea marginilor, luminozitatea instabilă și alți factori contribuie la îngreunarea acesteia. estimarea razei stelare. În 2010, diametrul unghiular al VV Cephei a fost măsurat cu metode astrometrice și s-a constatat că este de 0,00638 secunde de arc , ceea ce corespunde unei raze de aproximativ 1050 ori a Soarelui la distanța la care se află steaua [4] , o estimare mult mai mică decât cele prezentate în studiile anterioare, dar substanțial similară cu cea obținută cu metodele spectroscopice într-un studiu realizat de WH Bauer în 2008 [5] .

Masa fusese estimată anterior de 100 de ori cea a Soarelui , în timp ce într-una dintre cele mai recente măsurători efectuate de MM Hohle pe stelele supermasive se dă o estimare de aproximativ 64 de mase solare [1] , în timp ce luminozitatea variază de la 275.000 la 575.000 ori [3] . Aceste valori sunt cunoscute doar cu o anumită aproximare, având în vedere distanța mare la care se află steaua. [6] .

VV Cephei A nu are o formă sferică, dar are forma unei picături datorită forțelor de maree produse de câmpul gravitațional al companionului apropiat și cald, care este puternic ascuns de un disc de materie pe care îl produce supergigantul rece. Este, de asemenea, o variabilă pulsatorie semi- regulată ; există perioade cunoscute de 58, 118 și 349 de zile și o perioadă mai lungă de 13,7 ani. O stea cu aceste caracteristici își poate pune capăt existenței doar explodând într-o supernovă , eveniment care ar putea expulza tovarășul ei transformându-l într-o stea fugară [3] .

VV Cephei B

VV Cephei B, secvența principală stea albastru-alb , este separată de steaua mai mare de o distanță medie de 25 de unități astronomice , deși excentricitatea orbitei aduce distanța celor două stele de la 17 la 34 UA . Este de tip spectral B8, este de 35 de ori mai masiv decât Soarele și este de cel puțin 100.000 de ori mai strălucitor.

Perioada orbitală a sistemului este de 7430 de zile (20,3 ani). Eclipsa, care provoacă o scădere a luminozității de 20%, apare atunci când steaua de clasa B trece în spatele imensului său însoțitor, pentru o durată de 250 de zile [3] . magnitudine v

Notă

  1. ^ a b MM Hohle și colab., Masele și luminozitățile stelelor de tip O și B și supergigantelor roșii , în Astronomische Nachrichten , vol. 331, nr. 4, 2010, pp. 349-360, DOI : 10.1002 / asna . 200911355 .
  2. ^ VV Cephei , la alcyone.de , The Bright Star Catalog . Accesat la 4 martie 2012 (Arhivat din original la 2 noiembrie 2015) .
  3. ^ a b c d și Jim Kaler , VV CEP (VV Cephei) , pe stars.astro.illinois.edu , Universitatea din Illinois .
  4. ^ PD Bennet, ASP Conference Series , vol. 425, 2010, p. 181. arΧiv : 1004.1853
  5. ^ WH Bauer și colab. , Extindere spațială în spectrul ultraviolet al VV Cephei ( PDF ), în The Astronomical Journal , vol. 136, nr. 3, p. 1312, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/3/1312 .
  6. ^ VV Cephei (Cep) , pe hposoft.com . Adus pe 29 august 2009 (depus de 'url original 22 martie 2012).

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Stele Portal stelar : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații