Страница полузащищенная
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать с W Cephei .

В. В. Цефей
Созвездие Цефея VV Cephei location.png

Расположение В. В. Цефея в созвездии Цефея
Данные наблюдений Epoch J2000       Equinox J2000
СозвездиеЦефей
Прямое восхождение21 ч 56 м 39.14385 с [1]
Склонение+ 63 ° 37 ′ 32,0174 ″ [1]
Видимая звездная величина  (V)4,91 [2] (4,80–5,36 [3] )
Характеристики
Индекс цвета U − B+0,43 [4]
Индекс цвета B − V+1,73 [4]
Тип переменнойEA + SRc [3]
А
Спектральный типM2 Iab [2]
Индекс цвета U − B+2,07 [4]
Индекс цвета B − V+1,82 [4]
B
Спектральный типB0-2 V [2]
Индекс цвета U − B-0,52 [4]
Индекс цвета B − V+0,36 [4]
Астрометрия
Параллакс (π)1,33 ± 0,20 [1]  мас.
Расстояние4.9k  LY
(1.5k [5]  шт )
Абсолютная звездная величина  (M V )-6,93 [6]
Орбита
Период (P)7 430,5 дней [7]
Большая полуось (а)16,2 ± 3,7 [2] "
(24,8 [8] АС)
Эксцентриситет (e)0,346 ± 0,01 [7]
Наклон (i)84 [9] °
Полуамплитуда (K 1 )
(первичная)		19,43 ± 0,33 [7] км / с
Полуамплитуда (K 2 )
(вторичная)		19,14 ± 0,68 [7] км / с
Подробности
А
Масса2,5 [10] или 18,2 [8]  M ☉
Радиус516 [11] или 1000 [12]  R ☉
Яркость200 000 [13]  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )0,0 [14]  cgs
Температура3 480 ± 176,8 [11]  К
Металличность [Fe / H]−0.06 [14]  dex
B
Масса8 [10] или 18,6 [8]  M ☉
Радиус13 [7] -25 [15]  R ☉
Металличность-0,14 [16]
Возраст25 [17]  млн лет
Прочие 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 базы данных
SIMBADданные

VV Cephei , также известный как HD 208816 , представляет собой затменную двойную звездную систему, расположенную в созвездии Цефея , примерно в 5000 световых годах 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 ближе к сопутствующим голубой звезды, последний вид, что 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.

Изменчивость

Тот факт, что VV Cephei представляет собой затменную двойную систему, был обнаружен американским астрономом Дином Маклафлином в 1936 году. VV Cephei испытывает как первичные, так и вторичные затмения в течение 20,3-летнего обращения. [18] 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. [9] Время и продолжительность затмений варьируются, хотя точное начало трудно измерить, поскольку оно постепенное. Только Epsilon Aurigae имеет более длительный период среди затменных двоичных файлов. [2]

VV Cephei также показывает полурегулярные вариации в несколько десятых величины. Визуальные и инфракрасные изменения кажутся не связанными с вариациями в ультрафиолетовых длинах волн. Сообщается о периоде 58 дней в УФ [19], в то время как доминирующий период для более длинных волн составляет 118,5 дней. [20] Считается, что коротковолновые вариации вызваны диском вокруг горячей вторичной обмотки, в то время как пульсация первичного красного сверхгиганта вызвала другие вариации. Было предсказано, что диск, окружающий вторичный элемент, будет производить такую ​​изменчивость яркости. [21]

Спектр

Спектр VV Cep можно разделить на два основных компонента: холодный сверхгигант и горячая маленькая звезда, окруженная диском. Материал, окружающий горячую вторичную обмотку, производит эмиссионные линии, включая 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-оболочки . [18]

Запрещенные линии, в основном Fe II, но также Cu II и Ni II , в основном постоянны по лучевой скорости и во время затмений, поэтому считается, что они берут начало в далеких околоземных веществах. [22]

Спектр резко меняется во время первичных затмений, особенно в ультрафиолетовых длинах волн, которые наиболее сильно излучаются горячим спутником и его диском. Типичный спектр B с некоторым излучением заменяется спектром, в котором преобладают тысячи линий излучения, 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. [9] Цвет системы в целом также изменяется во время затмения, при этом большая часть синего света от спутника блокируется. [2]

Вне затмений некоторые спектральные линии сильно и беспорядочно изменяются как по силе, так и по форме, а также по континууму. 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 вариаций аккреции от диска. Эмиссия Fe II и Mg II усиливается вокруг периастра или вторичных затмений, которые происходят примерно в одно и то же время, но линии излучения также случайным образом меняются по орбите. [18]

В оптическом спектре H α является единственной четкой эмиссионной особенностью. Его сила изменяется случайным образом и быстро вне затмения, но становится намного слабее и относительно постоянной во время основных затмений. [23]

Расстояние

Расстояние было оценено с помощью различных методов, чтобы быть примерно 1,5 кпк , 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 около1,5 кпк , [9] хотя измерения параллакса Hipparcos и Gaia Data Release 2 предполагают расстояние значительно ниже1 кпк . [1] [24]

Характеристики

(Июль 2008 г., устарело). Относительные размеры планет Солнечной системы и нескольких звезд, в том числе В. В. Цефея A:
1. Меркурий < Марс < Венера < Земля
2. Земля < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер
3. Юпитер < Проксима Центавра < Солнце < Сириус
4. Сириус < Поллукс < Арктур < Альдебаран
5. Альдебаран < Ригель < Антарес< Бетельгейзе
6. Бетельгейзе < Mu Cephei <VV Cephei A < VY Canis Majoris .

Должно быть возможно вычислить массы затменных двойных звезд с некоторой точностью, но в этом случае потеря массы, изменения параметров орбиты, диск, закрывающий горячую вторичную звезду, 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. [7] 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 основная звезда - звезда размером 2,5  M ☉ AGB.а вторичный - звезда 8  M ☉ B. Спектроскопические лучевые скорости, показывающие вторичную часть с массой, равной первичной, объясняются как часть диска, а не самой звезды. [10]

Угловой диаметр VV Cephei A можно оценить с помощью фотометрических методов и был рассчитан на 0,00638 угловых секунды . [9] Это позволяет напрямую рассчитать фактический диаметр, который хорошо согласуется с 1050  R ☉, полученным из полного орбитального решения и времени затмения. Анализ предыдущих затмений дал значение радиуса между 1200  R ☉ и 1600  R ☉ и верхним пределом 1900  R ☉ . [25] [7] Диаграммы доли Роша VV Cephei A противоречивы, например, доля Роша по расчетам составляет около 1800  R ☉, таким образом, радиус не может быть больше этого, хотя на другой диаграмме лепесток Роша рассчитан как намного больше при 3000  R ☉ . [18] Размер вторичной обмотки еще более неопределен, поскольку она физически и фотометрически закрыта гораздо большим диском в несколько сотен  R ☉ в поперечнике. Вторичное, конечно , гораздо меньше , чем первичный или диск, и был рассчитан на 13  R ☉ до 25  R ☉ от орбитального раствора. [7] [15]

Температура звезд VV Cephei снова остается неопределенной, отчасти потому, что просто не существует единой температуры, которую можно было бы приписать значительно несферической диффузной звезде, вращающейся вокруг горячего компаньона. Эффективная температура , как правило цитируемая для звезд является температурой сферического черного тела , что приближает электромагнитное излучениевыход реальной звезды с учетом излучения и поглощения в спектре. 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, по-видимому, звезда главной последовательности, но, вероятно, будет аномальной во многих отношениях из-за переноса массы от сверхгиганта. [26]

Хотя VV Cephei A - чрезвычайно большая звезда, демонстрирующая высокую потерю массы и имеющую некоторые линии излучения, ее обычно не считают гипергигантом. Эмиссионные линии образуются аккреционным диском вокруг горячей вторичной обмотки, а абсолютная величина типична для красного сверхгиганта. [27]

Рекомендации

  1. ^ а б в г Ван Левен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID  18759600 .
  2. ^ a b c d e е Хопкинс, Джеффри Л .; Беннетт, Филип Д .; Поллманн, Эрнст (2015). "VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19". 34-й ежегодный симпозиум по науке о телескопах Общества астрономических наук. Издано Обществом астрономических наук . 34 : 83. Bibcode : 2015SASS ... 34 ... 83H .
  3. ^ a b Самусь, Н.Н. Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 . Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  4. ^ a b c d e f Graczyk, D .; Миколаевский, М .; Яновский, JL (1999). "Внезапная смена периода В. В. Цефея". Информационный бюллетень по переменным звездам . 4679 : 1. Bibcode : 1999IBVS.4679 .... 1G .
  5. ^ Бауэр, WH; Беннетт, Полицейский; Браун, А. (2007). "Атлас ультрафиолетового спектра В. В. Цефея во время полного затмения" . Серия дополнений к астрофизическим журналам . 171 (1): 249–259. Bibcode : 2007ApJS..171..249B . DOI : 10.1086 / 514334 .
  6. ^ Ginestet, N .; Каркилья, Дж. М. (2002). «Спектральная классификация горячих компонентов большой выборки звезд с составными спектрами и влияние на абсолютные величины холодных компонентов сверхгигантов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 143 (2): 513. Bibcode : 2002ApJS..143..513G . DOI : 10.1086 / 342942 .
  7. ^ a b c d e f g h Райт, К. О. (1977). «Система В. В. Цефея, полученная на основе анализа линии H-альфа». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 71 : 152. Bibcode : 1977JRASC..71..152W .
  8. ^ a b c Беннетт, Полицейский; Браун, А .; Фосетт, С.М. Ян, С .; Бауэр, WH (2004). «Основные параметры звезд средней и большой массы». В спектроскопическом и пространственном разрешении компонентов близких двойных звезд . 318 : 222. Bibcode : 2004ASPC..318..222B .
  9. ^ а б в г д Бауэр, WH; Чайка, TR; Беннетт, PD (2008). "Пространственное расширение в ультрафиолетовом спектре Vv Cephei". Астрономический журнал . 136 (3): 1312. Bibcode : 2008AJ .... 136.1312H . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/3/1312 .
  10. ^ a b c Leedjärv, L .; Graczyk, D .; Миколаевский, М .; Пасс, А. (1999). «Затмение В. В. Цефея в 1997/1998 г. было поздним». Астрономия и астрофизика . 349 : 511–514. Бибкод : 1999A & A ... 349..511L .
  11. ^ а б Стассун К.Г. и другие. (Октябрь 2019 г.). «Пересмотренный каталог исходных данных TESS и целевой список кандидатов». Астрономический журнал . 158 (4): 138. arXiv : 1905.10694 . Bibcode : 2019AJ .... 158..138S . DOI : 10,3847 / 1538-3881 / ab3467 . S2CID 166227927 . 
  12. ^ Pollmann, E .; Беннетт, Полицейский; Vollmann, W .; Сомоги, П. (2018). «Периодическое Halpha-излучение в затменном двоичном VV Cephei» . Информационный бюллетень по переменным звездам . 6249 (6249): 1. Bibcode : 2018IBVS.6249 .... 1P . DOI : 10.22444 / IBVS.6249 .
  13. ^ Беннетт, Филип Д .; Бауэр, Венди Хаген (2015). Частный случай В. В. Цефея . Гиганты затмения: звезды ζ Возничего и другие двойные системы . Библиотека астрофизики и космических наук. 408 . п. 85. Bibcode : 2015ASSL..408 ... 85B . DOI : 10.1007 / 978-3-319-09198-3_3 . ISBN 978-3-319-09197-6.
  14. ^ a b Карр, Джон С .; Sellgren, K .; Балачандран, Сучитра С. (2000). "Первые измерения звездного изобилия в центре Галактики: M-сверхгигант IRS 7". Астрофизический журнал . 530 (1): 307–322. arXiv : astro-ph / 9909037 . Bibcode : 2000ApJ ... 530..307C . DOI : 10.1086 / 308340 . S2CID 12036617 . 
  15. ^ a b Hack, M .; Engin, S .; Yilmaz, N .; Седмак, Г .; Rusconi, L .; Бём, К. (1992). "Спектроскопическое исследование атмосферной затменной двойной системы В. В. Цефея". Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 95 : 589. Bibcode : 1992A & AS ... 95..589H .
  16. ^ Рамирес, Соланж V .; Sellgren, K .; Карр, Джон С .; Балачандран, Сучитра С .; Блюм, Роберт; Терндруп, Дональд М .; Стид, Адам (2000). «Изобилие звездного железа в центре Галактики». Астрофизический журнал . 537 (1): 205–220. arXiv : astro-ph / 0002062 . Bibcode : 2000ApJ ... 537..205R . DOI : 10.1086 / 309022 . S2CID 14713550 . 
  17. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Холе, ММ (2011). «Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007,4883 . Bibcode : 2011MNRAS.410..190T . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID 118629873 . 
  18. ^ a b c d Бауэр, Венди Хаген; Беннетт, Филип Д. (2000). "Ультрафиолетовый спектр В. В. Цефея вне затмения" . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (767): 31. Bibcode : 2000PASP..112 ... 31B . DOI : 10.1086 / 316479 .
  19. ^ Baldinelli, L .; Ghedini, S .; Марми, С. (1979). "Полурегулярная 58-дневная вариация в VV Cep". Информационный бюллетень по переменным звездам . 1675 : 1. Bibcode : 1979IBVS.1675 .... 1B .
  20. ^ МакКук, Г. П; Гуинан, Э. Ф (1978). "118-дневные оптические вариации в VV Cep". Информационный бюллетень по переменным звездам . 1385 : 1. Bibcode : 1978IBVS.1385 .... 1M .
  21. ^ Хатчингс, JB; Райт, КО (1971). "Вращательно вытянутые звездные оболочки - III. Be-компонента VV Cephei" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 155 (2): 203. Bibcode : 1971MNRAS.155..203H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 155.2.203 .
  22. ↑ Кавабата, Сюсаку; Сайто, Мамору (1997). "Расширяющаяся атмосфера сверхгиганта M-типа в В. В. Цефеи" . Публикации Астрономического общества Японии . 49 : 101–107. Bibcode : 1997PASJ ... 49..101K . DOI : 10.1093 / pasj / 49.1.101 .
  23. ^ Pollmann, E .; Беннетт, Полицейский; Хопкинс, JL (2016). «Долгосрочная бинарная система VV Cep». Информационный бюллетень по переменным звездам . 6156 : 1. Bibcode : 2016IBVS.6156 .... 1P .
  24. ^ Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A ... 616A ... 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  25. ^ Таблица 4 в Levesque, Emily M .; Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph / 0504337 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L . DOI : 10.1086 / 430901 . S2CID 15109583 . 
  26. ^ Бауэр, WH; Stencel, RE; Нефф, DH (1991). «Двенадцать лет спектров ИУЭ взаимодействующей двойной системы В.В. Цефеи». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 90 : 175. Bibcode : 1991A & AS ... 90..175B .
  27. ^ Habets, GMHJ; Хайнц, JRW (1981). «Эмпирические болометрические поправки на главную последовательность». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 46 : 193–237. Bibcode : 1981A & AS ... 46..193H .

внешняя ссылка

  • Самые большие звезды на space.Com
  • Вселенная сегодня - крупнейшие звезды
  • В.В. Цефей в обсерватории Кемптена
  • Аладин образ В.В. Цефея

Координаты : Карта неба 21 ч 56 м 39,14 с , + 63 ° 37 ′ 32 ″.