VV Cephei - VV Cephei
 Emplacement de VV Cephei dans la constellation de Céphée | |
| Données d'observation Époque J2000 Equinox J2000 |
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|---|---|
| Constellation | Céphée |
| Ascension droite | 21 h 56 m 39.14385 s |
| Déclinaison | +63° 37′ 32.0174″ |
| Magnitude apparente (V) | 4,91 (4,80 - 5,36) |
| Caractéristiques | |
| Indice de couleur U−B | +0.43 |
| Indice de couleur B−V | +1,73 |
| Type de variable | EA + SRc |
| UNE | |
| Type spectral | M2 Iab |
| Indice de couleur U−B | +2.07 |
| Indice de couleur B−V | +1,82 |
| B | |
| Type spectral | B0-2 V |
| Indice de couleur U−B | −0,52 |
| Indice de couleur B−V | +0.36 |
| Astrométrie | |
| Parallaxe (π) | 1,33 ± 0,20 ma |
| Distance | 4900 ly (1500 pc ) |
| Magnitude absolue (M V ) | −6.93 |
| Orbite | |
| Période (P) | 7 430,5 jours |
| Demi-grand axe (a) | 16,2 ± 3,7" (24,8 UA) |
| Excentricité (e) | 0,346 ± 0,01 |
| Inclinaison (i) | 84° |
|
Semi-amplitude (K 1 ) (primaire) |
19,43 ± 0,33 km/s |
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Semi-amplitude (K 2 ) (secondaire) |
19,14 ± 0,68 km/s |
| Des détails | |
| UNE | |
| Masse | 2,5 ou 18,2 M ☉ |
| Rayon | 516 ou 1 000 R ☉ |
| Luminosité | 200000 L ☉ |
| Gravité de surface (log g ) | 0,0 cg |
| Température | 3 480 ± 176,8 K |
| Metallicité [Fe/H] | −0,06 dex |
| B | |
| Masse | 8 ou 18,6 M ☉ |
| Rayon | 13-25 R ☉ |
| Metallicité | −0.14 |
| Âge | 25 millions d'euros |
| Autres désignations | |
| Références de la base de données | |
| SIMBAD | Les données |
VV Cephei , également connu sous le nom de HD 208816 , est un système d' étoiles binaires à éclipse situé dans la constellation de Céphée , à environ 5 000 années-lumière de la Terre. C'est à la fois une étoile B[e] et une étoile coquillage .
VV Cephei est un binaire à éclipse avec la deuxième plus longue période connue. Un supergéante rouge , il remplit son lobe de Roche en plus proche d'un compagnon étoile bleue, celle - ci apparaissant être sur la séquence principale . La matière s'écoule de la supergéante rouge sur la compagne bleue sur au moins une partie de l'orbite et l'étoile chaude est masquée par un grand disque de matière. La supergéante primaire, connue sous le nom de VV Cephei A, est actuellement reconnue comme l'une des plus grandes étoiles de la galaxie bien que sa taille ne soit pas certaine. La meilleure estimation est 1000 R ☉ , qui est presque aussi grand que l'orbite de Jupiter.
Variabilité
Le fait que VV Cephei soit un système binaire à éclipse a été découvert par l' astronome américain Dean McLaughlin en 1936. VV Cephei subit des éclipses primaires et secondaires au cours d'une orbite de 20,3 ans. Les éclipses primaires obscurcissent totalement l'étoile secondaire chaude et durent près de 18 mois. Les éclipses secondaires sont si peu profondes qu'elles n'ont pas été détectées photométriquement puisque le secondaire masque une si petite proportion de la grande étoile primaire froide. Le moment et la durée des éclipses sont variables, bien que le début exact soit difficile à mesurer car il est progressif. Seul Epsilon Aurigae a une période plus longue parmi les binaires à éclipse.
VV Cephei montre également des variations semi-régulières de quelques dixièmes de grandeur. Les variations visuelles et infrarouges semblent sans rapport avec les variations aux longueurs d'onde ultraviolettes . Une période de 58 jours a été rapportée dans les UV, tandis que la période dominante pour les longueurs d'onde plus longues est de 118,5 jours. On pense que les variations de courte longueur d'onde sont causées par le disque autour du secondaire chaud, tandis que la pulsation du primaire de la supergéante rouge a causé les autres variations. Il a été prédit que le disque entourant le secondaire produirait une telle variabilité de luminosité.
Spectre
Le spectre de VV Cep peut être décomposé en deux composantes principales, provenant d'une supergéante froide et d'une petite étoile chaude entourée d'un disque. Le matériau entourant le secondaire chaud produit des raies d'émission, dont des raies interdites [Fe II ], le phénomène B[e] connu d'autres étoiles entourées de disques circumstellaires. Les raies d'émission d'hydrogène sont à double pic, causées par une composante d'absorption centrale étroite. Ceci est dû au fait que le disque est presque à l'endroit où il intercepte le rayonnement continu de l'étoile. Ceci est caractéristique des étoiles coquillages .
Les raies interdites, principalement de Fe II mais aussi de Cu II et Ni II , sont pour la plupart constantes en vitesse radiale et pendant les éclipses, on pense donc qu'elles proviennent de matériaux circumbinaires distants.
Le spectre varie considérablement au cours des éclipses primaires, en particulier aux longueurs d'onde ultraviolettes produites le plus fortement par le compagnon chaud et son disque. Le spectre B typique avec une certaine émission est remplacé par un spectre dominé par des milliers de raies d'émission alors que des portions du disque sont vues avec le continuum de l'étoile bloqué. Lors de l'entrée et de la sortie, les profils des raies d'émission changent car un côté ou l'autre du disque proche de l'étoile devient visible tandis que l'autre est toujours éclipsé. La couleur du système dans son ensemble est également modifiée pendant l'éclipse, une grande partie de la lumière bleue du compagnon étant bloquée.
Hors des éclipses, certaines raies spectrales varient fortement et de manière erratique à la fois en force et en forme, ainsi que dans le continuum. Des variations aléatoires rapides dans le continuum de courte longueur d'onde (c'est-à-dire chaud) semblent provenir du disque autour de la composante B. Les lignes d'absorption de la coque montrent des vitesses radiales variables, probablement dues aux variations d'accrétion du disque. L'émission de Fe II et de Mg II se renforce autour des éclipses périastronales ou secondaires, qui se produisent à peu près au même moment, mais les raies d'émission varient également de manière aléatoire tout au long de l'orbite.
Dans le spectre optique, le H α est la seule caractéristique d'émission claire. Sa force varie de manière aléatoire et rapide hors de l'éclipse, mais elle devient beaucoup plus faible et relativement constante pendant les éclipses primaires.
Distance
La distance a été estimée par diverses techniques à environ 1.5 kpc , ce qui le place au sein de l'association Cepheus OB2. Certaines études plus anciennes ont trouvé une distance plus grande et par conséquent une luminosité et un rayon très élevés, mais il semble maintenant que la distance est plus susceptible d'être autour de1,5 kpc , bien que les mesures de parallaxe Hipparcos et Gaia Data Release 2 impliquent une distance considérablement inférieure1 kpc .
Propriétés
1. Mercure < Mars < Vénus < Terre
2. Terre < Neptune < Uranus < Saturne < Jupiter
3. Jupiter < Proxima Centauri < Soleil < Sirius
4. Sirius < Pollux < Arcturus < Aldébaran
5. Aldébaran < Rigel < Antares < Bételgeuse
6. Bételgeuse < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris .
Il devrait être possible de calculer les masses des étoiles binaires à éclipse avec une certaine précision, mais dans ce cas, la perte de masse, les changements dans les paramètres orbitaux, un disque obscurcissant le secondaire chaud et le doute sur la distance du système ont conduit à des estimations très variables. . Le modèle traditionnel, de l'orbite dérivée spectroscopique, a les masses des deux étoiles autour de 20 M ☉ , ce qui est typique pour un supergéante rouge lumineux et un début Une étoile de la séquence. Un modèle alternatif a été proposé sur la base du moment inattendu de l'éclipse de 1997. En supposant que le changement est dû à un transfert de masse modifiant l'orbite, des valeurs de masse considérablement plus faibles sont nécessaires. Dans ce modèle, le premier est un 2,5 M ☉ étoile AGB et le secondaire est un 8 M ☉ étoiles B. Les vitesses radiales spectroscopiques montrant le secondaire avec une masse égale au primaire sont expliquées comme étant d'une partie du disque plutôt que l'étoile elle-même.
Le diamètre angulaire de VV Cephei A peut être estimé à l'aide de méthodes photométriques et a été calculé à 0,00638 secondes d'arc . Cela permet un calcul direct du diamètre réel, qui est en bon accord avec les 1.050 R ☉ dérivé d'une solution complète et orbitales horaires éclipse. Analyse des éclipses antérieures avait donné des valeurs de rayon entre 1200 R ☉ et 1600 R ☉ et une limite supérieure de 1 900 R ☉ . Les diagrammes du lobe de roche de VV Cephei A sont contradictoires, par exemple, le lobe de roche est calculé à environ 1 800 R ☉ , donc le rayon ne peut pas être plus grand que cela, bien que dans un autre diagramme, le lobe de roche soit calculé pour être beaucoup plus à 3000 R ☉ . La taille du secondaire est encore plus incertain, car il est physiquement et photométrie obscurci par un disque beaucoup plus plusieurs centaines de R ☉ à travers. Le secondaire est certainement beaucoup plus petite que primaire ou le disque, et a été calculé à 13 R ☉ 25 R ☉ de la solution orbital.
La température des étoiles VV Cephei est à nouveau incertaine, en partie parce qu'il n'y a tout simplement pas une seule température pouvant être attribuée à une étoile diffuse significativement non sphérique en orbite autour d'un compagnon chaud. La température effective généralement citée pour les étoiles est la température d'un corps noir sphérique qui se rapproche de la sortie de rayonnement électromagnétique de l'étoile réelle, en tenant compte de l'émission et de l'absorption dans le spectre. VV Cephei A est assez clairement identifié comme une supergéante M2, et en tant que telle, on lui donne une température d'environ 3 800 K. L'étoile secondaire est fortement obscurcie par un disque de matière provenant du primaire, et son spectre est presque indétectable par rapport à l'émission du disque. . La détection de certaines raies d'absorption ultraviolette réduit le type spectral au début B et il s'agit apparemment d'une étoile de la séquence principale, mais probablement anormale à plusieurs égards en raison du transfert de masse de la supergéante.
Bien que VV Cephei A soit une étoile extrêmement grande montrant une perte de masse élevée et ayant quelques raies d'émission, elle n'est généralement pas considérée comme une hypergéante. Les raies d'émission sont produites à partir du disque d'accrétion autour du secondaire chaud et la magnitude absolue est typique d'une supergéante rouge.
Voir également
Les références
Liens externes
- Les plus grandes étoiles de space.Com
- Univers aujourd'hui - les plus grandes étoiles
- VV Cephei à l'observatoire de Kempten
- Image d' Aladin de VV Cephei
