VV Cephei - VV Cephei
 Ubicación de VV Cephei en la constelación de Cepheus | |
| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 21 h 56 m 39.14385 s |
| Declinación | + 63 ° 37 ′ 32.0174 ″ |
| Magnitud aparente (V) | 4,91 (4,80 - 5,36) |
| Caracteristicas | |
| Índice de color U − B | +0,43 |
| Índice de color B − V | +1,73 |
| Tipo variable | EA + SRc |
| A | |
| Tipo espectral | M2 Iab |
| Índice de color U − B | +2.07 |
| Índice de color B − V | +1,82 |
| B | |
| Tipo espectral | B0-2 V |
| Índice de color U − B | −0,52 |
| Índice de color B − V | +0,36 |
| Astrometria | |
| Paralaje (π) | 1,33 ± 0,20 mas |
| Distancia | 4900 ly (1500 pc ) |
| Magnitud absoluta (M V ) | −6,93 |
| Orbita | |
| Periodo (P) | 7.430,5 días |
| Semieje mayor (a) | 16,2 ± 3,7 " (24,8 AU) |
| Excentricidad (e) | 0,346 ± 0,01 |
| Inclinación (i) | 84 ° |
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Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) |
19,43 ± 0,33 km / s |
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Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) |
19,14 ± 0,68 kilómetros por segundo |
| Detalles | |
| A | |
| Masa | 2,5 o 18,2 M ☉ |
| Radio | 516 o 1000 R ☉ |
| Luminosidad | 200.000 L ☉ |
| Gravedad superficial (log g ) | 0,0 cgs |
| Temperatura | 3.480 ± 176,8 K |
| Metalicidad [Fe / H] | −0,06 dex |
| B | |
| Masa | 8 o 18,6 M ☉ |
| Radio | 13-25 R ☉ |
| Metalicidad | −0,14 |
| La edad | 25 Myr |
| Otras designaciones | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
VV Cephei , también conocido como HD 208816 , es un sistema estelar binario eclipsante ubicado en la constelación de Cefeo , aproximadamente a 5.000 años luz de la Tierra. Es a la vez un B estrella [e] y estrella shell .
VV Cephei es un binario eclipsante con el segundo período conocido más largo. Una supergigante roja , llena su lóbulo de Roche cuando está más cerca de una estrella azul compañera, esta última parece estar en la secuencia principal . La materia fluye desde la supergigante roja hacia la compañera azul durante al menos parte de la órbita y la estrella caliente está oscurecida por un gran disco de material. La supergigante primaria, conocida como VV Cephei A, es reconocida actualmente como una de las estrellas más grandes de la galaxia, aunque su tamaño no es seguro. La mejor estimación es 1.000 R ☉ , que es casi tan grande como la órbita de Júpiter.
Variabilidad
El hecho de que VV Cephei es un sistema binario eclipsante fue descubierto por el astrónomo estadounidense Dean McLaughlin en 1936. VV Cephei experimenta eclipses primarios y secundarios durante una órbita de 20,3 años. Los eclipses primarios oscurecen totalmente la estrella secundaria caliente y duran casi 18 meses. Los eclipses secundarios son tan superficiales que no se han detectado fotométricamente, ya que los secundarios oscurecen una proporción tan pequeña de la gran estrella primaria fría. El momento y la duración de los eclipses es variable, aunque el inicio exacto es difícil de medir porque es gradual. Solo Epsilon Aurigae tiene un período más largo entre binarios eclipsantes.
VV Cephei también muestra variaciones semirregulares de unas pocas décimas de magnitud. Las variaciones visuales e infrarrojas parecen no estar relacionadas con las variaciones en las longitudes de onda ultravioleta . Se ha informado de un período de 58 días en UV, mientras que el período dominante para longitudes de onda más largas es de 118,5 días. Se cree que las variaciones de longitud de onda corta son causadas por el disco alrededor del secundario caliente, mientras que la pulsación del primario supergigante rojo causó las otras variaciones. Se ha predicho que el disco que rodea al secundario produciría tal variabilidad de brillo.
Espectro
El espectro de VV Cep se puede dividir en dos componentes principales, que se originan en una supergigante fría y una pequeña estrella caliente rodeada por un disco. El material que rodea al secundario caliente produce líneas de emisión, incluidas las líneas prohibidas [Fe II ], el fenómeno B [e] conocido de otras estrellas rodeadas por discos circunestelares. Las líneas de emisión de hidrógeno son de doble pico, causadas por un componente de absorción central estrecho. Esto se debe a que el disco está casi en el borde de donde intercepta la radiación continua de la estrella. Esto es característico de las estrellas de caparazón .
Las líneas prohibidas, principalmente de Fe II pero también de Cu II y Ni II , son en su mayoría constantes en velocidad radial y durante los eclipses, por lo que se cree que se originan en material circumbinario distante.
El espectro varía dramáticamente durante los eclipses primarios, particularmente en las longitudes de onda ultravioleta producidas con mayor fuerza por el compañero caliente y su disco. El espectro B típico con alguna emisión es reemplazado por un espectro dominado por miles de líneas de emisión a medida que se ven partes del disco con el continuo de la estrella bloqueado. Durante la entrada y la salida, los perfiles de la línea de emisión cambian a medida que un lado o el otro del disco cercano a la estrella se vuelve visible mientras que el otro todavía está eclipsado. El color del sistema en su conjunto también cambia durante el eclipse, bloqueando gran parte de la luz azul del compañero.
De los eclipses, ciertas líneas espectrales varían fuerte y erráticamente tanto en fuerza como en forma, así como en el continuo. Las variaciones aleatorias rápidas en el continuo de longitud de onda corta (es decir, caliente) parecen surgir del disco alrededor del componente B. Las líneas de absorción del caparazón muestran velocidades radiales variables, posiblemente debido a variaciones en la acreción del disco. La emisión de Fe II y Mg II se fortalece alrededor del periastrón o eclipses secundarios, que ocurren aproximadamente al mismo tiempo, pero las líneas de emisión también varían aleatoriamente a lo largo de la órbita.
En el espectro óptico, el H α es la única característica de emisión clara. Su fuerza varía aleatoria y rápidamente fuera del eclipse, pero se vuelve mucho más débil y relativamente constante durante los eclipses primarios.
Distancia
La distancia ha sido estimada por una variedad de técnicas para estar alrededor 1,5 kpc , lo que lo coloca dentro de la asociación Cepheus OB2. Algunos estudios anteriores encontraron una distancia mayor y, en consecuencia, una luminosidad y un radio muy altos, pero ahora parece que es más probable que la distancia sea alrededor1,5 kpc , aunque las mediciones de paralaje de Hipparcos y Gaia Data Release 2 implican una distancia considerablemente inferior1 kpc .
Propiedades
1. Mercurio < Marte < Venus < Tierra
2. Tierra < Neptuno < Urano < Saturno < Júpiter
3. Júpiter < Proxima Centauri < Sol < Sirio
4. Sirio < Pollux < Arcturus < Aldebarán
5. Aldebarán < Rigel < Antares < Betelgeuse
6. Betelgeuse < Mu Cephei <VV Cephei A < VY Canis Majoris .
Debería ser posible calcular las masas de estrellas binarias eclipsantes con cierta precisión, pero en este caso la pérdida de masa, los cambios en los parámetros orbitales, un disco que oscurece el secundario caliente y las dudas sobre la distancia del sistema han llevado a estimaciones tremendamente variables. . El modelo tradicional, de la órbita espectroscópicamente derivada, tiene las masas de ambas estrellas alrededor de 20 M ☉ , lo que es típico de una supergigante roja luminosa y una estrella de secuencia principal A temprana. Se ha propuesto un modelo alternativo basado en el momento inesperado del eclipse de 1997. Suponiendo que el cambio se debe a que la transferencia de masa altera la órbita, se requieren valores de masa drásticamente más bajos. En este modelo, la principal es una estrella AGB de 2,5 M ☉ y la secundaria es una estrella de 8 M ☉ B. Las velocidades radiales espectroscópicas que muestran la secundaria con igual masa que la primaria se explica como una porción del disco en lugar de la estrella misma.
El diámetro angular de VV Cephei A se puede estimar utilizando métodos fotométricos y se ha calculado en 0,00638 segundos de arco . Esto permite un cálculo directo del diámetro real, que está de acuerdo con los 1.050 R ☉ derivados de una solución orbital completa y tiempos de eclipse. El análisis de eclipses anteriores había dado valores de radio entre 1.200 R ☉ y 1.600 R ☉ y un límite superior de 1.900 R ☉ . Los diagramas del lóbulo roche de VV Cephei A son contradictorios, por ejemplo, el lóbulo roche se calcula en aproximadamente 1.800 R ☉ , por lo que el radio no puede ser mayor que esto, aunque en otro diagrama, se calcula que el lóbulo roche es mucho mayor a 3000 R ☉ . El tamaño del secundario es aún más incierto, ya que está oculto física y fotométricamente por un disco mucho más grande de varios cientos de R ☉ de ancho. El secundario es ciertamente mucho más pequeño que el primario o el disco, y se ha calculado entre 13 R ☉ y 25 R ☉ de la solución orbital.
La temperatura de las estrellas VV Cephei es nuevamente incierta, en parte porque simplemente no hay una sola temperatura que pueda asignarse a una estrella difusa significativamente no esférica que orbita a una compañera caliente. La temperatura efectiva generalmente citada para las estrellas es la temperatura de un cuerpo negro esférico que se aproxima a la salida de radiación electromagnética de la estrella real, contabilizando la emisión y absorción en el espectro. VV Cephei A se identifica claramente como una supergigante M2 y, como tal, se le da una temperatura de alrededor de 3800 K. La estrella secundaria está muy oscurecida por un disco de material de la primaria, y su espectro es casi indetectable contra la emisión del disco. . La detección de algunas líneas de absorción ultravioleta reduce el tipo espectral a B temprano y aparentemente es una estrella de secuencia principal, pero es probable que sea anormal en varios aspectos debido a la transferencia de masa de la supergigante.
Aunque VV Cephei A es una estrella extremadamente grande que muestra una gran pérdida de masa y tiene algunas líneas de emisión, generalmente no se considera una hipergigante. Las líneas de emisión se producen a partir del disco de acreción alrededor del secundario caliente y la magnitud absoluta es típica de una supergigante roja.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Estrellas más grandes en space.Com
- Universe Today - estrellas más grandes
- VV Cephei en el observatorio de Kempten
- Imagen de Aladin de VV Cephei
