VV Цефея | это... Что такое VV Цефея? (original) (raw)

VV Цефея

Двойная звезда
Sun and VV Cephei A.svg Солнце по сравнению с VV Цефея A.
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 21ч 56м 39.14с
Склонение +63° 37′ 32″
Расстояние 3000 св. лет
Видимая звёздная величина (V) 5.18
Созвездие Цефей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) -18.7 км/c
Собственное движение (μ) RA: -0.33 mas в годDec: -3.82 mas в год
Параллакс (π) 0.39±0.53 mas
Абсолютная звёздная величина (V) -9
Характеристики
Спектральный класс M2Iab/B0IIe
Переменность Алголь
Физические характеристики
Масса 25–40 или 100/20 _M_☉
Радиус 1600–1900/10 _R_☉
Температура 3300–3650/10000–28000 K
Светимость 275000–575000/100000 _L_☉
Другие обозначения Ba VV CepheiBD +62°2007, HD 208816, HIP 108317, HR 8383, SAO 19753, TYC 4266-3252-1,

VV Цефея (лат. VV Cephei) — затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 3000 световых лет от Земли. Компонент А является третьей по радиусу звездой, известной науке на 2012 г. и второй самой крупной звездой в Галактике Млечный Путь (после VY Большого Пса и WOH G64).

VV Цефея A

VV Цефея A по сравнению с орбитой Юпитера.

Красный сверхгигант VV Цефея A класса M2 — вторая по размеру в нашей Галактике (после гипергиганта VY Большого Пса). Её диаметр 2 644 800 000 км — это в 1600—1900 раз превышает диаметр Солнца, а светимость — в 275 000—575 000 раз больше. Звезда заполняет полость Роша, и её вещество перетекает на соседний компаньон. Скорость истекания газов достигает 200 км/с[1]. Установлено, что VV Цефея A — физическая переменная, пульсирующая с периодом 150 суток. Скорость звездного ветра, истекающего от звезды, достигает 25 км/с[2]. Судя по орбитальному движению, масса звезды составляет около 100 солнечных, однако, ее светимость говорит о массе в 25-40 солнечных.

VV Цефея B

В 1936 г. американский астроном Дин Мак-Лафлин установил, что VV Цефея — двойная затменно-переменная. После 1936 г. затмения В-звезды наблюдались каждые 20 лет. По наблюдениям в промежутке между затмениями 1956 и 1976 гг. и во время затмения 1976—1977 гг. удалось уточнить основные параметры этой двойной системы. VV Цефея B, голубая звезда главной последовательности класса B0, вращается вокруг VV Цефея A по эллиптической орбите с периодом 7430 дней (около 20 лет). Затмение одной звезды другой длится 1300 дней (3,6 года), полная фаза затмения — 16 месяцев. Звезда примерно в 10 раз больше Солнца по диаметру и в 100000 раз по светимости. По изменениям лучевых скоростей было определено расстояние между центрами звёзд, которое меняется от 17 до 34 а. е.

Звезда класса М имеет протяжённую атмосферу, так что ещё до начала затмения белого гиганта в его спектре появляются так называемые хромосферные линии за счёт поглощения света В-звезды в атмосфере М-звезды.

См. также

Примечания

  1. ↑ Красный сверхгигант VV Цефея — Звезды | Астрономия, космос. Загадки Земли и Вселенной. Фото-видео материалы
  2. ↑ (англ.) Bauer, Wendy Hagen; Philip D. Bennett; Alexander Brown (2007). «An Ultraviolet Spectral Atlas of VV Cephei during Total Eclipse». Astrophysical Journal Supplement Series 171: 249–259. DOI:10.1086/514334. Проверено 2010-03-14.

Ссылки

commons: VV Цефея на Викискладе?