astro.wikisort.org - Stern
VV Cephei ist ein Doppelsternsystem, das sich im Sternbild Kepheus befindet. Das Doppelsystem ist etwa 4900 Lichtjahre von unserer Erde entfernt. Es besteht aus einem Roten Überriesen, VV Cephei A, der die Roche-Grenze überschreitet, wenn er seinem Partner – VV Cephei B, einem Blauen Riesen – am nächsten kommt. Dann fließt Materie von ihm zu seinem blauen Partner. Der Blaue Stern scheint zur Hauptreihe zu gehören, vermutlich hat er aber bereits viel Masse von VV Cephei A entrissen.
| Doppelstern VV Cephei | |||||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
 | |||||||||||||||||||||||
| Größenvergleich zwischen der Sonne und VV Cephei A | |||||||||||||||||||||||
  | |||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Kepheus | ||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 21h 56m 39,1s[1] | ||||||||||||||||||||||
| Deklination | +63° 37′ 32,0″[1] | ||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1] | 4,91 mag | ||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 1,33 ± 0,20 mas | ||||||||||||||||||||||
| Entfernung | 4900 Lj (1500 pc) | ||||||||||||||||||||||
| Orbit | |||||||||||||||||||||||
| Periode | 7430 Tage | ||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 0",0120 ± 0",0011 | ||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | |||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | ||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten: | |||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1] | A | 5,18 mag | |||||||||||||||||||||
| B | 6,66 mag | ||||||||||||||||||||||
| Typisierung: | |||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[1] | A | M2 Iaep | |||||||||||||||||||||
| B | B6 IIe | ||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften: | |||||||||||||||||||||||
| Absolute vis. Helligkeit Mvis[2] |
A | −8,0 mag | |||||||||||||||||||||
| B | −6,2 mag | ||||||||||||||||||||||
| Absolute bol. Helligkeit Mbol[2] |
A | −9,5 mag | |||||||||||||||||||||
| B | −7,8 mag | ||||||||||||||||||||||
| Masse | A | 25–40 oder 100 M☉ | |||||||||||||||||||||
| B | 20 M☉ | ||||||||||||||||||||||
| Radius | A | 1600–1900 R☉ | |||||||||||||||||||||
| B | 10 R☉ | ||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | A | 275.000–575.000 L☉ | |||||||||||||||||||||
| B | 100.000 L☉ | ||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | A | 3300–3650 K | |||||||||||||||||||||
| B | 10000–28000 K | ||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||||
Name
Der erste Namensteil „VV“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne und besagt, dass VV Cephei der vierzigste veränderliche Stern ist, der im Sternbild Kepheus entdeckt wurde. Der zweite Namensteil „Cephei“ entspricht dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbildes Cepheus.
Physikalische Eigenschaften
VV Cephei A
Der Überriese VV Cephei A ist einer der größten bekannten Sterne der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 und hat ungefähr den 1.600- bis 1.900-fachen Durchmesser der Sonne. Befände er sich an der Stelle der Sonne, dann würde seine größte Ausdehnung sogar noch die Umlaufbahn des Saturn einschließen. Die Sonne würde volumenmässig etwa 5,3 Milliarden mal in VV Cephei A hineinpassen. Seine Helligkeit entspricht circa der 275.000- bis 575.000-fachen Leuchtkraft der Sonne. Die Masse des Sternes wird von Astronomen auf Grund der Bewegung von auf seinem Orbit befindlichen Körpern auf eine Masse von ~5*1031 bis ~2*1032 kg geschätzt, was das 25- bis 100fache der Sonne wäre. Andererseits ergibt eine auf seiner Helligkeit beruhende Rechnung zwischen 25 und 40 Sonnenmassen.
VV Cephei B
VV Cephei B ist ein Blauer Riese der Hauptreihe. Er ist ein B-Stern mit dem zehnfachen Sonnendurchmesser und der 100.000-fachen Sonnenhelligkeit. Ein Umlauf des Systems benötigt 7430 Tage (20,3 Jahre). Seine Eklipse dauert etwa 650 Tage; seine letzte Bedeckung durch VV Cephei A fand vom 4. August 2017 bis zum 16. Mai 2019 statt. Dabei sank die scheinbare Helligkeit des Systems von 4,8 mag auf 5,4 mag.[3]
Bedeckungsveränderlicher Stern
Die Lichtkurve zeigt nahezu keine Veränderung, während VV Cephei B (blau) vor dem Überriesen VV Cephei A vorbeizieht:
Die Lichtkurve sinkt hingegen schlagartig, sobald VV Cephei B hinter VV Cephei A vorbeizieht:
Siehe auch
- Liste sehr großer Sterne
- Liste der hellsten Sterne
Weblinks
- SIMBAD-Eintrag zu VV Cephei
- Hα Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei
- http://www.hposoft.com/Astro/PEP/VVCephei.html
- http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/vvcep.html (Memento vom 1. Februar 2009 im Internet Archive)
- Space.Com
- Universe Today
- Größenvergleich der Planeten bis zu den größten Sternen (Video mit engl. Bezeichnungen)
Einzelnachweise
- SIMBAD Query Result: V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2008 (englisch).
- Dr. Thomas G. Franke, William B. Albrecht, Terri Osland: The Brightest Stars. Abgerufen am 29. September 2008 (englisch).
- Himmels-Almanach 2017. In: Ronald Stoyan (Hrsg.): Abenteuer Astronomie. Sonderheft 2 / 2017. Oculum-Verlag, Oktober 2016, ISSN 2366-3944, S. 31.
На других языках
- [de] VV Cephei
[en] VV Cephei
VV Cephei, also known as HD 208816, is an eclipsing binary star system located in the constellation Cepheus, approximately 5,000 light years from Earth. It is both a B[e] star and shell star.[es] VV Cephei
VV Cephei (VV Cep / HD 208816) es una estrella variable situada en la constelación de Cefeo de magnitud aparente +4,91. Es una estrella binaria compuesta por una supergigante[3] roja, VV Cephei A, y una estrella blanco-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema se encuentra a unos 3000 años luz del sistema solar. El estudio más detallado de esta estrella fue realizado por el astrónomo ruso Sergei Gaposchkin, quien era el esposo de la astrónoma inglesa-estadounidense Cecilia Helena Payne. En la década de 1940, Sergei Gaposchkin, demostró que esta estrella no solo variaba con el modo típico de una estrella variable cefeida, sinó que también era eclipsada parcialmente cada 20 años por una compañera más pequeña. Y curiosamente, nadie hasta ese momento se había dado cuenta de esa casi imperceptible pero importante variación extra de su patrón de luz. O sea, VV Cephei es una estrella variable cefeida, y una variable eclipsante al mismo tiempo.[ru] VV Цефея
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 звёзд в Галактике Млечный Путь.Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии