VV Цефея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
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

5000 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 год
Dec: -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

КоординатыSky map 21ч 56м 39.14с_+63° 37′ 32″

VV Цефея (лат. VV Cephei) — затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 5000 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[править | править исходный текст]

VV Цефея A по сравнению с орбитой Юпитера.

Красный гипергигант VV Цефея A спектрального 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, её светимость говорит о массе в 25-40 солнечных.

VV Цефея B[править | править исходный текст]

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 19761977 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[править | править исходный текст]

Примечания[править | править исходный текст]

Ссылки[править | править исходный текст]