VV Цефея | |||
---|---|---|---|
Двойная звезда | |||
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/B0Ve | ||
Показатель цвета (B − V) | 0,3 | ||
Показатель цвета (U − B) | 1,6 | ||
Переменность | Алголь | ||
Физические характеристики | |||
Масса | <25/<20 M☉ | ||
Радиус | 1050[1]-1900[2]/8[3] R☉ | ||
Возраст | 25 миллионов лет лет | ||
Температура | ~3800/~25000 K | ||
Светимость | 200000-320000/~10000 L☉ | ||
|
|||
Координаты:
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 седьмой по радиусу звездой, известной науке на 2015 г. и одной из крупнейших звезд в Галактике Млечный Путь (наряду с UY Щита и VY Большого Пса).
Красный гипергигант VV Цефея A спектрального класса M2 — третья по размеру в нашей галактике (после гипергиганта UY Щита и VY Большого Пса).
Радиус звезды приблизительно равен 1050-1900 радиусам Солнца, если брать среднее значение 1700, то эта звезда может быть больше по радиусу чем UY Scuti, однако по диаметр VV Cephei точно больше его на ~270 млн км. Эта звезда имеет наибольший диаметр, 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[4]. Установлено, что VV Цефея A — физическая переменная, пульсирующая с периодом 150 суток. Скорость звездного ветра, истекающего от звезды, достигает 25 км/с[5]. Судя по орбитальному движению, масса звезды составляет около 100 солнечных, однако, её светимость говорит о массе в 25-40 солнечных.
В 1936 г. американский астроном Дин Маклафлин 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 1976—1977 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 8 раз больше Солнца по диаметру и в 10000 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.
|coauthors=
(справка)VV Цефея на Викискладе |
Это заготовка статьи о звезде. Вы можете помочь проекту, дополнив её. |
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .