В. В. Цефей - VV Cephei

Не путать с W Cephei.

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

Расположение В. В. Цефея в созвездии Цефея
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЦефей
Прямое восхождение21час 56м 39.14385s[1]
Склонение+63° 37′ 32.0174″[1]
Видимая величина  (V)4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
Характеристики
U − B индекс цвета+0.43[4]
B − V индекс цвета+1.73[4]
Тип переменнойEA + SRc[3]
А
Спектральный типM2 Iab[2]
U − B индекс цвета+2.07[4]
B − V индекс цвета+1.82[4]
B
Спектральный типB0-2 В[2]
U − B индекс цвета−0.52[4]
B − V индекс цвета+0.36[4]
Астрометрия
Параллакс (π)1.33 ± 0.20[1] мас
Расстояние4,9 кмлы
(1,5 тыс.[5] ПК )
Абсолютная величина  (MV)−6.93[6]
Орбита
Период (П)7430,5 дней[7]
Большая полуось (а)16.2 ± 3.7[2]"
(24.8[8] AU)
Эксцентриситет (е)0.346 ± 0.01[7]
Наклон (я)84[9]°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		19.43 ± 0.33[7] км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		19.14 ± 0.68[7] км / с
Подробности
А
Масса2.5[10] или 18,2[8] M☉
Радиус516[11] или 1000[12] р☉
Яркость200,000[13] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)0.0[14] cgs
Температура3,480 ± 176.8[11] K
Металличность [Fe / H]−0.06[14] dex
B
Масса8[10] или 18,6[8] M☉
Радиус13[7]-25[15] р☉
Металличность−0.14[16]
Возраст25[17] Myr
Прочие обозначения
VV Белый гриб, HR  8383, БЕДРО 108317, HD 208816, BD +62°2007, WDS J21567 + 6338, 2МАССА J21563917 + 6337319, IRAS 21552+6323, AAVSO 2153+63
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

В. В. Цефей, также известный как HD 208816, является затмевающий двоичный звездная система, расположенная в созвездие Цефей, примерно в 5 000 световых лет от Земли. Это одновременно B [e] звезда и ракушка.

VV Cephei - затменная двойная система со вторым по величине известным периодом. А красный сверхгигант наполняет его Лобе Роша находясь ближе всего к голубой звезде-компаньону, последняя оказывается на главная последовательность. Материя перетекает от красного сверхгиганта к синему спутнику, по крайней мере, на части орбиты, а горячая звезда закрывается большим диском из материала. Первичный сверхгигант, известный как VV Cephei A, в настоящее время признан одним из самые большие звезды в галактика хотя его размер не определен. Наилучшая оценка - 1000р☉, которая почти равна орбите Юпитера.

Изменчивость

Тот факт, что VV Cephei представляет собой затменную двойную систему, был обнаружен американскими исследователями. астроном Дин Маклафлин в 1936 г. 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 Эпсилон Возничего имеет более длительный период среди затменных двоичных файлов.[2]

VV Cephei также показывает полурегулярные вариации в несколько десятых величины. Визуальные и инфракрасные вариации кажутся не связанными с вариациями на ультрафиолетовый длины 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 красного сверхгиганта вызвала другие вариации. Было предсказано, что диск, окружающий вторичную обмотку, 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 линии излучения, в том числе [FeII] запрещенные линии, B [e] феномен известен 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 ракушки.[18]

Запрещенные линии, в основном FeII но и CuII и NiII, в основном постоянны по лучевой скорости и во время затмений, поэтому считается, что они происходят из далеких околоземных материалов.[22]

Спектр сильно 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 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 FeII и MgII укрепляется вокруг периастр или вторичные затмения, которые происходят примерно в одно и то же время, но линии излучения также случайным образом меняются по всей орбите.[18]

В оптическом спектре ЧАСα - единственная четкая эмиссионная особенность. 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 около 1,5 кпк,[9] хотя оба Hipparcos и Выпуск данных Gaia 2 измерения параллакса подразумевают расстояние значительно ниже 1 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 < земной шар
2. земной шар < Нептун < Уран < Сатурн < Юпитер
3. Юпитер < Проксима Центавра < солнце < Сириус
4. Сириус < Поллукс < Арктур < Альдебаран
5. Альдебаран < Ригель < Антарес < Бетельгейзе
6. Бетельгейзе < Му Цефеи <В.В. Цефей А < 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 со спектроскопической орбиты, имеет массу обеих звезд около 20M☉, что типично для светящегося красного сверхгиганта и звезды первой 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 основной - 2,5M☉ Звезда AGB а вторичный - 8M☉ B звезда. Спектроскопические лучевые скорости, показывающие вторичную часть с равной массой первичной, объясняются как часть диска, а не самой звезды.[10]

Угловой диаметр VV Cephei A можно оценить с помощью фотометрических методов и был рассчитан как 0,00638. угловые секунды.[9] Это позволяет напрямую рассчитать фактический диаметр, который хорошо согласуется с 1050 мм.р☉ полученный из полного решения орбиты и времени затмения. Анализ более ранних затмений дал значения радиуса между 1200р☉ и 1600р☉ и верхний предел 1900р☉.[25][7] Диаграммы roche lobe VV Cephei A противоречивы, например, доля Роша составляет около 1800р☉, таким образом, радиус не может быть больше, чем этот, хотя на другой диаграмме лепесток Роша рассчитан намного больше на 3000р☉.[18] Размер вторичной обмотки еще более неопределен, поскольку она физически и фотометрически закрыта диском гораздо большего размера в несколько сотенр☉ через. Вторичный, безусловно, намного меньше, чем первичный или диск, и был рассчитан на 13р☉ до 25р☉ из орбитального решения.[7][15]

VV Cep A, как он изображен на Селестия, с Му Цефеи (Гранатовая звезда) также видна на картинке

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. В эффективная температура для звезд обычно указывается температура сферического черное тело что приблизительно соответствует электромагнитное излучение выход 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 в некоторых 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 c d Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c d е ж 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. Опубликовано Обществом астрономических наук. 34: 83. Bibcode:2015SASS ... 34 ... 83H.
  3. ^ а б Samus, N. N .; 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. ^ а б c d е ж Graczyk, D .; Миколаевский, М .; Яновский, Дж. Л. (1999). "Внезапная смена периода В. В. Цефея". Информационный бюллетень по переменным звездам. 4679: 1. Bibcode:1999IBVS.4679 .... 1 г.
  5. ^ Bauer, W. H .; Bennett, P.D .; Браун, А. (2007). "Атлас ультрафиолетового спектра В. В. Цефея во время полного затмения". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 171 (1): 249–259. Bibcode:2007ApJS..171..249B. Дои: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. Дои:10.1086/342942.
  7. ^ а б c d е ж грамм час 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. ^ а б c Bennett, P.D .; Браун, А .; Fawcett, S.M .; Ян, С .; Бауэр, В. Х. (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 c d е Bauer, W. H .; Gull, T. R .; Беннетт П. Д. (2008). "Пространственное расширение в ультрафиолетовом спектре Vv Cephei". Астрономический журнал. 136 (3): 1312. Bibcode:2008AJ .... 136.1312H. Дои:10.1088/0004-6256/136/3/1312.
  10. ^ а б 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. Bibcode: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. Дои:10.3847 / 1538-3881 / ab3467. S2CID  166227927.
  12. ^ Pollmann, E .; Bennett, P.D .; Vollmann, W .; Сомоги, П. (июль 2018 г.). «Периодическая эмиссия Hα в затменном двоичном VV Cephei». Информационный бюллетень по переменным звездам. 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:2015АССЛ..408 ... 85Б. Дои:10.1007/978-3-319-09198-3_3. ISBN  978-3-319-09197-6.
  14. ^ а б 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. Дои:10.1086/308340. S2CID  12036617.
  15. ^ а б Хак, М .; Engin, S .; Yilmaz, N .; Седмак, Г .; Rusconi, L .; Бём, К. (1992). "Спектроскопическое исследование атмосферной затменной двойной системы В. В. Цефея". Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 95: 589. Bibcode:1992A & AS ... 95..589H.
  16. ^ Рамирес, Соланж В .; 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. Дои:10.1086/309022. S2CID  14713550.
  17. ^ Tetzlaff, N .; Neuhäuser, R .; Холе, М. М. (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:2011МНРАС.410..190Т. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x. S2CID  118629873.
  18. ^ а б 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. Дои: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. ^ McCook, G.P; Гуинан, Э. Ф (1978). "118-дневные оптические вариации в VV Cep". Информационный бюллетень по переменным звездам. 1385: 1. Bibcode:1978ИБВС.1385 .... 1М.
  21. ^ Hutchings, J. B .; Райт, К. О. (1971). «Вращательно вытянутые звездные оболочки - III. Be-компонента VV Cephei». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 155 (2): 203. Bibcode:1971МНРАС.155..203Х. Дои:10.1093 / минрас / 155.2.203.
  22. ^ Кавабата, Сюсаку; Сайто, Мамору (1997). "Расширяющаяся атмосфера сверхгиганта M-типа в VV Cephei". Публикации Астрономического общества Японии. 49: 101–107. Bibcode:1997PASJ ... 49..101K. Дои:10.1093 / pasj / 49.1.101.
  23. ^ Pollmann, E .; Bennett, P.D .; Хопкинс, Дж. Л. (2016). «Долгосрочная бинарная система VV Cep». Информационный бюллетень по переменным звездам. 6156: 1. Bibcode:2016IBVS.6156 .... 1P.
  24. ^ Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  25. ^ Таблица 4 в Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; 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. Дои:10.1086/430901. S2CID  15109583.
  26. ^ Bauer, W. H .; Stencel, R.E .; Нефф, Д. Х. (1991). «Двенадцать лет спектров ИУЭ взаимодействующей двойной системы В.В. Цефеи». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 90: 175. Bibcode:1991A & AS ... 90..175B.
  27. ^ Habets, Г. М. Х. Дж .; Хайнц, Дж. Р. У. (1981). «Эмпирические болометрические поправки на главную последовательность». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 46: 193–237. Bibcode:1981A & AS ... 46..193H.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 21час 56м 39.14s, +63° 37′ 32″