Википедија

VV Кефеј

VV Кефеј, позната и како HD 208816 — двоен ѕвезден систем, која се наоѓа во соѕвездието Кефеј. Таа е и ѕвезда B[e] и ѕвезда-школка.

VV Кефеј

Местоположба на VV Кефеј
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Кефеј
Ректасцензија 21ч 56м &1000000000391438500000039,14385с[1]
Деклинација +63° 37′ &1000000000032017400000032,0174″[1]
Прив. величина (V) 4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
Особености
U−B Боен показател +0.43[4]
B−V Боен показател +1.73[4]
Променлив тип EA + SRc[3]
{{{компонента}}}
Развојна фаза Црвен суперџин
Спектрален тип M2 Iab[2] (M1p 0)[5]
U−B Боен показател +2.07[4]
B−V Боен показател +1.82[4]
{{{компонента}}}
Развојна фаза Ѕвезди од типот B
Спектрален тип B0-2 V[2]
U−B Боен показател −0.52[4]
B−V Боен показател +0.36[4]
Астрометрија
Сопствено движење (μ) Рект: −1.066[6] млс/г
Дек.: −0.425[6] млс/г
Паралакса (π)1.0033 ± 0.1073[6] млс
Оддалеченост3.319+463
323 – 4900 сг
(1.018+142
99[7] – 1500[8] пс)
Апсолутна величина (MV)−6.93[9]
Орбита
Период (P)7,430.5 days[10]
Голема полуоска (a)16.2 ± 3.7[2]"
(24.8[11] AU)
Занесеност (e)0.346 ± 0.01[10]
Наклон (i)84[8]°
Полузамав (K1)
(главна)		19.43 ± 0.33[10] км/с
Полузамав (K2)
(споредна)		19.14 ± 0.68[10] км/с
Податоци
A
Маса18.2[11] or 2.5[12] M☉
Полупречник779+77
96,[13] 1,050[8] R☉
Површ. грав. (log g)–0.26[14]
Сјајност116,000[14] L☉
Температура3,660[15] (3,480[16] – 3,826[2]) K
B
Маса18.6[11] or 8[12] M☉
Полупречник13[10] or 25[17] R☉
Старост25 ± 0,1[18] Мг.
Други ознаки
VV Cep, HR 8383, HIP 108317, HD 208816, BD+62°2007, WDS J21567+6338, 2MASS J21563917+6337319, IRAS 21552+6323, AAVSO 2153+63, Gaia DR3 2216536246703152256, Gaia DR2 2216536246703152256
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

VV Кефеј поседува затемнувачка бинарност со трет најдолг познат период. Црвениот суперџин ја исполнува својата Рошеова шуплина кога е најблиску до придружната сина ѕвезда, а последната се смета дека е во главната низа. Материјата тече од црвениот суперџин кон синиот придружник барем за дел од орбитата и жешката ѕвезда е заматена од голем диск со материјал. Суперџинот, познат како VV Кефеј A, моментално е препознаен како една од најголемите ѕвезди во галаксијата, иако нејзината големина не е сигурна. Проценките се движат од 780 R☉ до над 1,000 R☉.

Варијабилност

уреди
 
Визуелна светлинска крива за едно од затемнувањата на VV Кефеј, адаптирана од Хопкинс и сор. (2015)[2]

Фактот дека VV Кефеј е бинарен систем кој затемнува, бил откриен од американскиот астроном Дин Меклафлин во 1936 година. VV Кефеј доживува и примарни и секундарни затемнувања за време на орбита од 20,3 години. Примарните затемнувања целосно ја прикриваат жешката секундарна ѕвезда и траат скоро 18 месеци. Секундарните затемнувања се толку плитки што не се откриени фотометриски бидејќи секундарната ѕвезда прикрива толку мал дел од големата студена примарна ѕвезда. Времето и времетраењето на затемнувањата се променливи, иако точниот почеток е тешко да се измери бидејќи е постепено. Само ε Ипсилон Кочијаш (период = 27,08 години) и 11 Мал Лав (период = 69,1 години) имаат подолги периоди[19][20].

VV Кефеј исто така покажува полуправилни варијации од неколку десетини од светлинската величина. Визуелните и инфрацрвените варијации се смета дека не се поврзани со варијациите на ултравиолетовите бранови должини. Пријавен е период од 58 денови во УВ,[21] додека доминантниот период за подолги бранови должини е 118,5 денови.[22] Се смета дека варијациите на кратката бранова должина се предизвикани од дискот околу топла секундарна ѕвезда, додека пулсирањето на примарниот црвен суперџин ги предизвикува другите варијации. Предвидено е дека дискот што ја опкружува секундарната, ќе произведе таква варијабилност на осветленоста.[23]

Спектар

уреди

Спектарот на VV Кефеј може да се раздели на две главни компоненти, кои потекнуваат од топол суперџин и жешка мала ѕвезда опкружена со диск. Материјалот кој го опкружува жешкиот, произведува линии на емисија, вклучувајќи [Fe II ] забранети линии, феноменот B[e] познат од другите ѕвезди опкружени со кружни ѕвездени дискови. Линиите за емисија на водород се со двоен врв, предизвикани од тесна средишна компонента за насобирање. Ова е предизвикано од гледањето на дискот речиси на работ на местото каде што пресретнува континуум зрачење од ѕвездата. Ова е карактеристично за т.н. ѕвезда-школка.[24]

Забранетите линии, главно од FeII, но исто така и од Cu II и Ni II, се претежно константни во радијалната брзина и за време на затемнувањата, така што се смета дека потекнуваат од далечен околен материјал.[25]

Спектарот драматично варира за време на примарните затемнувања, особено на ултравиолетовите бранови должини произведени најсилно од жешкиот придружник и нејзиниот диск. Типичниот В спектар со одредена емисија е заменет со спектар во кој доминираат илјадници емисиони линии бидејќи делови од дискот се гледаат со блокиран континуум од ѕвездата. За време на влегувањето и излегувањето, профилите на емисионите линии се менуваат бидејќи едната или другата страна на дискот блиску до ѕвездата станува видлива додека другата е сè уште затемнета.[8] Бојата на системот како целина исто така се менува за време на затемнувањето, при што голем дел од сината светлина од придружникот е блокирана.[2]

Од затемнувањата, одредени спектрални линии се разликуваат силно и непредвидливо и во јачината и формата, како и во континуумот. Се смета дека брзите случајни варијации во континуумот со кратка бранова должина произлегуваат од дискот околу компонентата В. Линиите за насобирање на обвивката покажуваат променливи радијални брзини, веројатно поради варијациите во акрецијата од дискот. Емисиите од Fe II и Mg II се зајакнуваат околу периастронските или секундарните затемнувања, кои се случуваат приближно во исто време, но линиите на емисија, исто така, варираат случајно низ орбитата.[24]

Во оптичкиот спектар, Hα е единствената јасна карактеристика на емисијата. Нејзинарта сила варира случајно и брзо по затемнувањето, но станува многу послаба и релативно константна за време на примарните затемнувања.[26]

Растојание

уреди

Растојанието е проценето со различни техники на околу 1,5, што го става во рамките на асоцијацијата Кефеј OB2. Некои постари иследувања откриле поголемо растојание и, следствено, многу висока осветленост и полупречник, но денес се смета дека растојанието е поверојатно да биде околу 1,5,иако и мерењата на паралаксата Хипаркос и Gaia Data Release 2 имплицираат растојание под 1 крс.[1][27] Бејлер-Џонс и сор. (2021) го процениле фотогеметриското растојание на VV Кефеј на околу 1,02 kpc.[7]

Својства

уреди
 
Релативни големини на разни суперџинови и хиперџини ѕвезди, вклучително и синиот хиперџин Лебед OB2-12, жолтиот хиперџин V382 Кобилица, црвениот суперџин Бетелгез и црвените хиперџинови VV Кефеј A и VY Големо Куче

Треба да биде возможно да се пресметаат масите на затемнети двојни ѕвезди со одредена точност, но во овој случај загубата на маса, промените во параметрите на орбиталата, дискот што ја замаглува жешката секундарна ѕвезда и сомнежот за растојанието на системот довеле до многу различни проценки. Традиционалниот модел, од спектроскопски добиената орбита, има маса на двете ѕвезди околу 20 M☉, што е типично за светлиот црвен суперџин и рана ѕвезда од главната низа B. Алтернативен модел бил предложен врз основа на неочекуваното време на затемнувањето во 1997 година. Под претпоставка дека промената се должи на пренос на маса што ја менува орбитата, потребни се драматично помали вредности на масата. Во овој модел, примарната ѕвезда е 2.5 M☉ АГЏ ѕвезда, а секундарната е 8 M☉ B-ѕвезда. Спектроскопските радијални брзини што ја покажуваат секундарната ѕвезда со еднаква маса на примарната се објаснуваат како дел од дискот наместо самата ѕвезда.[12]

Иследувањето од 2023 година, барајќи ѕвездени кандидати за Вилсон-Бапуовиот ефект, утврдило полупречник од 946 R☉ за VV Кефеј A со помош на ѕвездена сјајност од околу 116,000 L☉ и температура од 3,463 келвини[14]. Аголниот пречник бил измерен на 7,251 милиарксекунди со иследување од 2021 година (користејќи го морнаричкиот прецизен оптички интерферометар), кој изведува физички полупречник од 779 R☉ користејќи растојание од 1.000 парсеци[13]. Постарото мерење на аголниот пречник дава вредност од 6,38 милијарсекунди, што му дава полупречник од 1,050 R☉ со растојание од 1.500 парасеци.[8] Анализата на претходните затемнувања дала вредности на полупречник помеѓу 1,200 R☉ и 1,600 R☉ и горна граница од 1,900 R☉.[10][28] Се пресметува дека Рошевиот лобус е околу 1,800 R☉, така што полупречник не може да биде поголем од ова.[24] Големината на секундарната ѕвезда е уште понеизвесна, бидејќи е физички и фотометриски замаглена со многу поголем диск неколку илјади R☉. Секундарната ѕвезда е секако многу помала од примарната или од дискот и е пресметана на 13 R☉ до 25 R☉ од орбиталното решение. .[10][17] Врз основа на нејзината висока сјајност, VV Кефеј A се смета за црвен хиперџин.[5]

Температурата на ѕвездите VV Кефеј повторно е неизвесна, делумно затоа што едноставно не постои ниту една температура што може да се додели на значително несферична дифузна ѕвезда која орбитира околу врел придружник. Деловната температура генерално цитирана за ѕвездите е температурата на сферичното црно тело што се приближува на излезот на електромагнетното зрачење на вистинската ѕвезда, што ја опфаќа емисијата и апсорпцијата во спектарот. VV Кефеј A е прилично јасно идентификувана како суперџин М2, и како таква, и е дадена температура околу 3.800 К. Секундарната ѕвезда е силно заматена од диск со материјал од примарната ѕвезда, а нејзиниот спектар е речиси незабележлив во однос на емисијата на дискот. Откривањето на некои линии на апсорпција на ултравиолетовите го стеснува спектралниот тип до раниот B и очигледно е ѕвезда од главната низа, но веројатно ќе биде абнормална во неколку аспекти поради пренос на маса од суперџинот.[29]

VV Кефеј A има некои емисиони линии, но тие се произведени од насобирачки диск околу топлата секундарна ѕвезда.[30]

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 Van Leeuwen, F. (2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 Hopkins, Jeffrey L.; Bennett, Philip D.; Pollmann, Ernst (2015). „VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19“. The Society for Astronomical Sciences 34th Annual Symposium on Telescope Science. Published by Society for Astronomical Sciences. 34: 83. Bibcode:2015SASS...34...83H.
  3. ↑ 3,0 3,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Janowski, J. L. (1999). „The Sudden Period Change of VV Cephei“. Information Bulletin on Variable Stars. 4679: 1. Bibcode:1999IBVS.4679....1G.
  5. ↑ 5,0 5,1 Keenan, Philip C. (1942-05-01). „Luminosities of the M-Type Variables of Small Range“. The Astrophysical Journal. 95: 461. Bibcode:1942ApJ....95..461K. doi:10.1086/144418. ISSN 0004-637X.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (2021). „Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
  7. ↑ 7,0 7,1 Bailer-Jones, C. A. L.; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021-03-01). „Estimating distances from parallaxes. V: Geometric and photogeometric distances to 1.47 billion stars in Gaia Early Data Release 3“. The Astronomical Journal. 161 (3): 147. arXiv:2012.05220. Bibcode:2021AJ....161..147B. doi:10.3847/1538-3881/abd806. ISSN 0004-6256. Data about this star can be seen here.
  8. ↑ 8,0 8,1 8,2 8,3 8,4 Bauer, W. H.; Gull, T. R.; Bennett, P. D. (2008). „Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei“. The Astronomical Journal. 136 (3): 1312. Bibcode:2008AJ....136.1312H. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1312. S2CID 119404901.
  9. ↑ Ginestet, N.; Carquillat, J. M. (2002). „Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 143 (2): 513. Bibcode:2002ApJS..143..513G. doi:10.1086/342942.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 Wright, K. O. (1977). „The system of VV Cephei derived from an analysis of the H-alpha line“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 71: 152. Bibcode:1977JRASC..71..152W.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 Bennett, P. D.; Brown, A.; Fawcett, S. M.; Yang, S.; Bauer, W. H. (2004). „Fundamental parameters of intermediate and high mass stars“. In Spectroscopically and Spatially Resolving the Components of the Close Binary Stars. 318: 222. Bibcode:2004ASPC..318..222B.
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 Leedjärv, L.; Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Puss, A. (1999). „The 1997/1998 eclipse of VV Cephei was late“. Astronomy and Astrophysics. 349: 511–514. Bibcode:1999A&A...349..511L.
  13. ↑ 13,0 13,1 Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R. (November 2021). „Angular Diameters and Fundamental Parameters of Forty-four Stars from the Navy Precision Optical Interferometer“. The Astronomical Journal. 162 (5): 198. arXiv:2211.09030. Bibcode:2021AJ....162..198B. doi:10.3847/1538-3881/ac2431. ISSN 0004-6256. S2CID 238998021 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 Ayres, Thomas (2023-05-01). „In the Trenches of the Solar-Stellar Connection. VII. Wilson-Bappu 2022“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 266 (1): 6. Bibcode:2023ApJS..266....6A. doi:10.3847/1538-4365/acb535. ISSN 0067-0049. VV Cephei's databse entry at VizieR.
  15. ↑ Healy, Sarah; Horiuchi, Shunsaku; Molla, Marta Colomer; Milisavljevic, Dan; Tseng, Jeff; Bergin, Faith; Weil, Kathryn; Tanaka, Masaomi (2024-03-23). „Red Supergiant Candidates for Multimessenger Monitoring of the Next Galactic Supernova“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 529 (4): 3630–3650. arXiv:2307.08785. Bibcode:2024MNRAS.529.3630H. doi:10.1093/mnras/stae738. ISSN 0035-8711.
  16. ↑ Soubiran, Caroline; Le Campion, Jean-François; Brouillet, Nathalie; Chemin, Laurent (2016-06-01). „The PASTEL catalogue: 2016 version“. Astronomy and Astrophysics. 591: A118. arXiv:1605.07384. Bibcode:2016A&A...591A.118S. doi:10.1051/0004-6361/201628497. ISSN 0004-6361. VV Cephei's database entry at VizieR.
  17. ↑ 17,0 17,1 Hack, M.; Engin, S.; Yilmaz, N.; Sedmak, G.; Rusconi, L.; Boehm, C. (1992). „Spectroscopic study of the atmospheric eclipsing binary VV Cephei“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 95: 589. Bibcode:1992A&AS...95..589H.
  18. ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). „A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 410 (1): 190–200. arXiv:1007.4883. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. S2CID 118629873. VV Cephei's database entry at VizieR.
  19. ↑ „eps Aur“. The International Variable Star Index. AAVSO. Посетено на 6 December 2021.
  20. ↑ Rodriguez, Joseph E.; Stassun, Keivan G.; Lund, Michael B.; Siverd, Robert J.; Pepper, Joshua; Tang, Sumin; Kafka, Stella; Gaudi, B. Scott; Conroy, Kyle E.; Beatty, Thomas G.; Stevens, Daniel J.; Shappee, Benjamin J. (May 2016). „An extreme analogue of ε Aurigae: an M-giant eclipsed every 69 years by a large opaque disk surrounding a small hot source“. The Astronomical Journal. 151 (5): 123. arXiv:1601.00135. Bibcode:2016AJ....151..123R. doi:10.3847/0004-6256/151/5/123. S2CID 24349954.
  21. ↑ Baldinelli, L.; Ghedini, S.; Marmi, S. (1979). „Semiregular 58 Days Variation in VV Cep“. Information Bulletin on Variable Stars. 1675: 1. Bibcode:1979IBVS.1675....1B.
  22. ↑ McCook, G. P; Guinan, E. F (1978). „118 Day Optical Variations in VV Cep“. Information Bulletin on Variable Stars. 1385: 1. Bibcode:1978IBVS.1385....1M.
  23. ↑ Hutchings, J. B.; Wright, K. O. (1971). „Rotationally extended stellar envelopes - III. The Be component of VV Cephei“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 155 (2): 203. Bibcode:1971MNRAS.155..203H. doi:10.1093/mnras/155.2.203.
  24. ↑ 24,0 24,1 24,2 Bauer, Wendy Hagen; Bennett, Philip D. (2000). „The Ultraviolet Spectrum of VV Cephei Out of Eclipse“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 112 (767): 31. Bibcode:2000PASP..112...31B. doi:10.1086/316479.Bauer, Wendy Hagen; Bennett, Philip D. (2000).
  25. ↑ Kawabata, Shusaku; Saito, Mamoru (1997). „Expanding Atmosphere of the M-Type Supergiant in VV Cephei“. Publications of the Astronomical Society of Japan. 49: 101–107. Bibcode:1997PASJ...49..101K. doi:10.1093/pasj/49.1.101.
  26. ↑ Pollmann, E.; Bennett, P. D.; Hopkins, J. L. (2016). „The Long-term Binary System VV Cep“. Information Bulletin on Variable Stars. 6156: 1. Bibcode:2016IBVS.6156....1P.
  27. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  28. ↑ Table 4 in Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). „The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought“. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901.
  29. ↑ Bauer, W. H.; Stencel, R. E.; Neff, D. H. (1991). „Twelve years of IUE spectra of the interacting binary VV Cephei“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 90: 175. Bibcode:1991A&AS...90..175B.
  30. ↑ Habets, G. M. H. J.; Heintz, J. R. W. (1981). „Empirical bolometric corrections for the main-sequence“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 46: 193–237. Bibcode:1981A&AS...46..193H.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=VV_Кефеј&oldid=5273139“