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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
Bonner Durchmusterung BD +62° 2007
Bright-Star-Katalog HR 8383
Henry-Draper-Katalog HD 208816
SAO-Katalog SAO 19753
Tycho-KatalogTYC 4266-3252-1
Hipparcos-Katalog HIP 108317
Weitere Bezeichnungen:VV Cephei, IDS 21538+6309

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 im Größenvergleich zu anderen Himmelskörpern (Bild 6, zweiter von rechts, zwischen Mu Cephei und VY Canis Majoris)
VV Cephei im Größenvergleich zu anderen Himmelskörpern (Bild 6, zweiter von rechts, zwischen Mu Cephei und VY Canis Majoris)

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




Commons: VV Cephei – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise


  1. SIMBAD Query Result: V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2008 (englisch).
  2. Dr. Thomas G. Franke, William B. Albrecht, Terri Osland: The Brightest Stars. Abgerufen am 29. September 2008 (englisch).
  3. 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.



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