 Ubicación de VV Cephei en la constelación de Cepheus | |
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Cefeo |
| Ascensión recta | 21 h 56 m 39.14385 s [1] |
| Declinación | + 63 ° 37 ′ 32.0174 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 4.91 [2] (4.80 - 5.36 [3] ) |
| Caracteristicas | |
| Índice de color U − B | +0.43 [4] |
| Índice de color B − V | +1,73 [4] |
| Tipo variable | EA + SRc [3] |
| UNA | |
| Spectral type | M2 Iab[2] |
| U−B color index | +2.07[4] |
| B−V color index | +1.82[4] |
| B | |
| Spectral type | B0-2 V[2] |
| U−B color index | −0.52[4] |
| B−V color index | +0.36[4] |
| Astrometry | |
| Parallax (π) | 1.33 ± 0.20[1] mas |
| Distance | 4.9k ly (1.5k[5] pc) |
| Absolute magnitude (MV) | −6.93[6] |
| Orbit | |
| Period (P) | 7,430.5 days[7] |
| Semi-major axis (a) | 16.2 ± 3.7[2]" (24.8[8] AU) |
| Eccentricity (e) | 0.346 ± 0.01[7] |
| Inclination (i) | 84[9]° |
| Semi-amplitude (K1) (primary) | 19.43 ± 0.33[7] km/s |
| Semi-amplitude (K2) (secondary) | 19.14 ± 0.68[7] km/s |
| Details | |
| A | |
| Mass | 2.5[10] or 18.2[8] M☉ |
| Radius | 1,400,[11] 1,050[9]-1,900[12] R☉ |
| Luminosity | 200,000[13] L☉ |
| Surface gravity (log g) | 0.0[14] cgs |
| Temperature | 3,826[2] K |
| Metallicity [Fe/H] | −0.06[14] dex |
| B | |
| Mass | 8[10] or 18.6[8] M☉ |
| Radius | 13[7]-25[15] R☉ |
| Metallicity | −0.14[16] |
| Age | 25[17] Myr |
| Other designations | |
| Database references | |
| SIMBAD | data |
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 una estrella B [e] y una estrella de concha .
VV Cephei es un binario eclipsante con el segundo período más largo conocido. 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 , actualmente es reconocida como una de las estrellas más grandes de la galaxia, aunque su tamaño no es seguro. Varía de 1,050 a 1,900 radios solares (4.9 a 8.8 au ; 730,000,000 a 1.32 × 10 9 km) Si se coloca en nuestro sistema solar, la fotosfera de VV Cephei A se extendería más allá de la órbita de Júpiter y se acercaría a la de Saturno .
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. [18] 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 el secundario oculta una proporción tan pequeña de la gran estrella primaria fría. [9] El momento y la duración de los eclipses son variables, aunque el inicio exacto es difícil de medir porque es gradual. Solo Epsilon Aurigae tiene un período más largo entre los binarios eclipsantes. [2]
VV Cephei también muestra variaciones semirregulares de algunas décimas de magnitud. Las variaciones visuales e infrarrojas parecen no estar relacionadas con las variaciones en las longitudes de onda ultravioleta . Se ha informado un período de 58 días en UV, [19] mientras que el período dominante para longitudes de onda más largas es 118.5 días. [20] 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 el secundario produciría tal variabilidad de brillo. [21]
Espectro
El espectro de VV Cep se puede resolver 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 de discos circunestelares. Las líneas de emisión de hidrógeno tienen un pico doble, causadas por un componente de absorción central estrecho. Esto es causado al ver que el disco está casi al borde de donde intercepta la radiación continua de la estrella. Esto es característico de las estrellas de concha . [18]
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 eclipses, por lo que se cree que se originan en material circumbinario distante. [22]
El espectro varía dramáticamente durante los eclipses primarios, particularmente en las longitudes de onda ultravioleta producidas más fuertemente por el compañero caliente y su disco. El espectro B típico con alguna emisión se reemplaza por un espectro dominado por miles de líneas de emisión a medida que se ven porciones del disco con el continuo de la estrella bloqueada. Durante la entrada y la salida, los perfiles de la línea de emisión cambian cuando un lado u otro del disco cerca de la estrella se hace visible mientras el otro todavía está eclipsado. [9] El color del sistema en su conjunto también cambia durante el eclipse, con gran parte de la luz azul del compañero bloqueada. [2]
Fuera 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 de la carcasa muestran velocidades radiales variables, posiblemente debido a variaciones en la acumulación del disco. La emisión de Fe II y Mg II se fortalece alrededor del periastrón o los eclipses secundarios, que ocurren aproximadamente al mismo tiempo, pero las líneas de emisión también varían aleatoriamente en toda la órbita. [18]
En el espectro óptico, el H α es la única característica de emisión clara. Su fuerza varía al azar y rápidamente fuera del eclipse, pero se vuelve mucho más débil y relativamente constante durante los eclipses primarios. [23]
Distancia
La distancia ha sido estimada por una variedad de técnicas de alrededor de 1.5 kpc, lo que la ubica dentro de la asociación Cepheus OB2. Aunque algunos estudios anteriores encontraron una distancia mayor y, en consecuencia, una luminosidad y un radio muy altos, ahora parece que la distancia probablemente sea de alrededor de 1.5 kpc. [9] La medición del paralaje Hipparcos produce una distancia considerablemente inferior a 1 kpc. [1] Desde la distancia, con la extinción medida en 1,24 magnitudes, [9] la magnitud absoluta del sistema VV Cephei está bastante bien definida.
Propiedades
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 oculta el secundario caliente y la duda sobre la distancia del sistema han llevado a estimaciones muy variables . El modelo tradicional, de la órbita derivada espectroscópicamente, tiene las masas de ambas estrellas alrededor de 20 M ☉ , lo cual es típico de una supergigante roja luminosa y una estrella de secuencia principal A temprana. [7] Se ha propuesto un modelo alternativo basado en el momento inesperado del eclipse de 1997. Suponiendo que el cambio se deba a la transferencia de masa que altera la órbita, se requieren valores de masa dramáticamente más bajos. En este modelo, el primario es una estrella de 2.5 M ☉ AGBy la secundaria es una estrella 8 M ☉ B. Las velocidades radiales espectroscópicas que muestran el secundario con igual masa que el primario se explica como una porción del disco en lugar de la estrella misma. [10]
El diámetro angular de VV Cephei A se puede estimar utilizando métodos fotométricos y se ha calculado en 0.00638 segundos de arco . [9] Esto permite un cálculo directo del diámetro real, que está en buen acuerdo con el 1,050 R ☉ derivado 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 ☉ . [24] [7] Los diagramas del lóbulo roche de VV Cephei A son contradictorios, por ejemplo, se calcula que el lóbulo roche es de aproximadamente 1800 R 00, por lo tanto, el radio no puede ser mayor que esto, aunque en otro diagrama, se calcula que el lóbulo de la raíz es mucho mayor a 3.000 R ☉ . [18] 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 a 13 R ☉ a 25 R ☉ de la solución orbital. [7] [15]
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 un compañero caliente. La temperatura efectiva generalmente indicada para las estrellas es la temperatura de un cuerpo negro esférico que se aproxima a la radiación electromagnética.salida de la estrella real, teniendo en cuenta la emisión y absorción en el espectro. VV Cephei A se identifica con bastante claridad como una supergigante M2 y, como tal, se le da una temperatura de alrededor de 3.800 K. La estrella secundaria está muy oscurecida por un disco de material del primario, y su espectro es casi indetectable contra la emisión del disco. . La detección de algunas líneas de absorción ultravioleta reduce el tipo espectral a principios de B y aparentemente es una estrella de secuencia principal, pero es probable que sea anormal en varios aspectos debido a la transferencia de masa desde la supergigante. [25]
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 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.
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