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세페이 VV

VV Cephei
W Cephei와 혼동하지 말 것.
세페이 VV
Cepheus constellation crop VV Cephei location.png

세페우스자리 VV의 위치
관찰 데이터
Epoch J2000 Equinox J2000
콘스텔레이션 케페우스
적경 21h 56m 39.14385s[1]
적위 +63°37°32.0174°[1]
겉보기 등급(V) 4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
특성.
U-B 색지수 +0.43[4]
B-V 색지수 +1.73[4]
변수 유형 EA + SRC[3]
A
스펙트럼형 M2 Iab[2]
U-B 색지수 +2.07[4]
B-V 색지수 +1.82[4]
B
스펙트럼형 B0-2 V[2]
U-B 색지수 −0.52[4]
B-V 색지수 +0.36[4]
아스트로메트리
고유운동(μ) RA: - 1.066[5] mas/년
Dec.: - 0.425[5] mas/년
시차())1.0033 ± 0.1073 mas[5]
거리4,900 ly
(1,500[6]pc)
절대 등급(MV)−6.93[7]
궤도
기간(P)7,194.5일[8]
반장축(a)16.2 ± 3.7 인치[2]
(24.8[9] AU)
편심(e)0.346 ± 0.01[8]
기울기(i)84[6]°
반진폭(K1)
(프라이머리)		19.43 ± 0.33[8] km/s
반진폭(K2)
(세컨더리)		19.14 ± 0.68[8] km/s
세부 사항
A
덩어리2.5 또는[10][9] 18.2
반지름779.27+77.24
−96.32[11] R☉
광도72,881±16,307[11] L☉
표면 중력(log g)0.0gs[12]
온도3,396±35[11] K
금속성 [Fe/H]- 0.06덱스[12]
B
덩어리8[10] 또는[9] 18.6
반지름13[8][13]~25
금속성- 0.14[14]
나이25[15] 미르
기타 명칭
VV Cep, HR 8383, HIP 108317, HD 208816, BD+62°2007, WDS J21567+6338, 2MASS J21563917+6337319, IRAS 21552+6323, AAVSO 2153+6323
데이터베이스 참조
심바디데이터.

세페우스자리 VV는 지구에서 약 5,000광년 떨어진 세페우스자리에 위치한 식쌍성계입니다.그것은 별인 동시에 조개 별이다.

세페이는 세 번째로 긴 주기를 가진 식쌍성이다.적색 초거성으로 동반 청색 별에 가장 가까울 때 로체엽을 채우고, 동반 청색 별은 주계열성인 것으로 보입니다.물질은 적색 초거성에서 청색 동반성으로 궤도의 적어도 일부 동안 흐르며 뜨거운 별은 거대한 물질 원반에 의해 가려집니다.VV Cephei A로 알려진 이 초거성은 크기는 확실하지 않지만 현재 은하에서 가장 큰 별 중 하나로 인식되고 있다.어림잡아 1,000달러는 어림잡아도R그것은 목성의 궤도만큼 크다☉.

가변성

홉킨스 등(2015년)[2]에서 개정한 VV 세페이의 일식 중 하나에 대한 시각적 밴드라이트 곡선

VV 세페이가 식쌍성계라는 사실은 1936년 미국 천문학자 딘 맥러플린에 의해 발견되었다.세페이는 20.3년 궤도에서 [16]1차 일식과 2차 일식을 모두 경험합니다.1차 일식은 뜨거운 2차 별을 완전히 가리고 거의 18개월 동안 지속됩니다.2차 일식은 너무 얕아서 2차 일식은 차가운 큰 주성의 [6]작은 부분을 가리기 때문에 측광학적으로 관측되지 않았습니다.일식이 일어나는 시기와 지속 시간은 다양하지만, 정확한 시작은 점진적이기 때문에 측정하기 어렵다.오리가게자리(주기=27.08년)와 작은곰자리자리자리자리(주기=69.1년)만이 더 [17][18]긴 주기를 가진다.

VV 세페이는 또한 진도 10분의 몇의 반규칙적인 변화를 보여줍니다.시각과 적외선의 변화는 자외선 파장의 변화와 무관한 것으로 보인다.58일의 [19]주기가 UV에서 보고된 반면, 긴 파장의 지배적인 주기는 118.5일이다.[20]짧은 파장 변화는 뜨거운 2차 주변의 원반에 의해 일어나는 것으로 생각되며, 적색 초거성 1차 원반의 맥동은 다른 변화를 일으킵니다.세컨더리를 둘러싼 원반이 이러한 밝기 [21]변화를 일으킬 것으로 예측되어 왔다.

스펙트럼

VV Cep의 스펙트럼은 차가운 초거성과 원반에 둘러싸인 뜨거운 작은 별에서 비롯되는 두 가지 주요 성분으로 분해될 수 있습니다.뜨거운 2차 성단을 둘러싸고 있는 물질은 방출선을 생성하는데, 여기에는II [Fe] 금지선, 별주위 원반으로 둘러싸인 다른 별들로부터 알려진 B[e] 현상이 포함됩니다.수소 방출 라인은 좁은 중앙 흡수 성분으로 인해 이중으로 형성됩니다.이것은 원반이 별에서 나오는 연속 방사선을 차단하는 가장자리를 거의 볼 수 있기 때문에 발생합니다.이것은 조개별의 [16]특징입니다.

금선(주로II Fe이지만 Cu와II Ni)은II 대부분 반지름 속도와 일식 동안 일정하기 때문에 먼 곳의 순환 [22]물질에서 유래한 것으로 생각된다.

스펙트럼은 1차 일식 동안, 특히 뜨거운 동반성과 그 원반에 의해 가장 강하게 생성되는 자외선 파장에서 극적으로 변화합니다.일부 방출이 있는 일반적인 B 스펙트럼은 원반의 일부가 항성으로부터 차단된 연속체로 보이므로 수천 개의 방출선이 지배하는 스펙트럼으로 대체된다.진입 및 퇴출 중에 방출선 프로파일은 원반의 한쪽 또는 다른 한쪽이 별에 가까운 것을 볼 수 있게 되고 다른 한쪽이 여전히 [6]가려짐에 따라 변화합니다.일식 동안 동반성의 푸른 빛이 대부분 [2]차단되면서 시스템 전체의 색상도 변화합니다.

일식으로부터, 특정 스펙트럼 라인은 연속체뿐만 아니라 강도와 형태 모두에서 강하고 불규칙하게 변합니다.짧은 파장(즉, 뜨거운) 연속체의 급격한 랜덤 변화는 B 구성요소 주변의 디스크에서 발생하는 것으로 보입니다.껍질 흡수선은 원반으로부터의 강착의 변화로 인해 방사상의 속도가 변동하는 것을 나타냅니다.Fe와II Mg의 방출은II 근일식이나 2차 일식 주변에서 강화되는데, 근일식은 거의 동시에 발생하지만,[16] 방출선 또한 궤도 전체에 걸쳐 불규칙하게 변합니다.

광스펙트럼에서 H는α 유일하게 명확한 발광특징이다.그것의 세기는 불규칙적으로 빠르게 변하지만, 1차 [23]일식 동안 훨씬 약해지고 상대적으로 일정해집니다.

거리

이 거리는 다양한 기술에 의해 약 1.5kpc로 추정되어 왔으며, 이는 세페우스 OB2 성협에 속합니다.일부 이전 연구에서는 거리가 더 멀고 결과적으로 매우 높은 광도와 반지름을 발견했지만, 히파르코스와 가이아 데이터 릴리스 2의 시차 측정치가 모두 1kpc [1][24]미만의 거리를 의미하지만, 현재는 약 1.5kpc의 [6]거리가 될 가능성이 더 높은 것으로 보인다.

특성.

(2008년 7월, 구식).태양계에 있는 행성들과 VV Cephei A를 포함한 여러 별들의 상대적 크기:
1. 수성<화성<금성<지구
2. 지구 < 해왕성 < 천왕성 < 토성> 목성
3. 목성 < 프록시마 센타우루스자리> 태양 < 시리우스
4. 시리우스 < 폴룩스 < 아크투루스 < 알데바란
5. 알데바란 < 리겔 < 안타레스> 베텔게우스
6. 베텔게우스 < Mu Cephei < VV Cephei A < VY Canis Majoris 。

어느 정도 정확하게 일식 쌍성의 질량을 계산할 수 있을 것입니다. 그러나 이 경우에는 궤도 매개변수의 변화, 뜨거운 2차 항성을 가리는 원반, 그리고 시스템의 거리에 대한 의구심으로 인해 매우 다양한 추정치가 도출되었습니다.분광학적으로 도출된 궤도에서 나온 전통적인 모형은 두 별 모두의 질량을 약 20으로 가지고 있는데, 이것은 발광 적색 초거성과 초기 A [8]주계열성에 전형적인 것입니다.1997년 일식의 예상치 못한 시기에 기초한 대체 모델이 제안되었다.이 변화가 궤도를 변경하는 질량 전달에 의한 것이라고 가정할 때, 훨씬 더 낮은 질량 값이 요구됩니다.이 모델에서는 프라이머리는 2.5입니다.M ☉AGB별과 보조별은 8입니다.M☉ B스타.주성과 같은 질량의 두 번째 항성을 보여주는 분광 방사 속도는 별 [10]자체보다는 원반의 일부로 설명됩니다.

VV Cephei A의 각지름은 광도 측정법을 사용하여 추정할 수 있으며 0.00638초로 [6]계산되었다.이를 통해 실제 직경을 직접 계산할 수 있으며, 이는 1,050과 매우 일치합니다.R☉ 완전한 궤도 솔루션과 일식 타이밍에서 도출됩니다.이전의 일식 분석에서는 반지름 값이 1,200 사이였습니다.R☉ 및 1,600R☉ 1,900의 상한선RVV Cephei A의 로체엽 도표는 상반되며, 예를 들어 로체엽은 약 1,800으로 계산된다☉.[25][8]R따라서 반지름은 이것보다 클 수 없습니다.다른 다이어그램에서는 로체 로브가 3,000으로 훨씬 더 큰 것으로 계산됩니다☉.R세컨더리의 크기는 훨씬 큰 수백 개의 디스크에 의해 물리적으로나 광도학적으로 가려지기 때문에 더욱 불확실합니다☉.[16]R☉ 건너편세컨더리는 프라이머리 또는 디스크보다 훨씬 작으며 13으로 계산되었습니다.R☉ 25까지R☉ 안와 [8][13]솔루션으로부터요.

세페이의 VV별의 온도는 다시 불확실한데, 이는 뜨거운 동반성 주위를 도는 상당히 비구면적인 확산성에는 단순히 하나의 온도가 할당될 수 없기 때문이다.항성에 대해 일반적으로 인용되는 유효 온도는 실제 별의 전자파 복사 출력에 근사한 구형 흑체의 온도이며, 스펙트럼에서 방출과 흡수를 설명한다.세페우스자리 VV는 M2 초거성으로 상당히 명확하게 확인되고 있으며, 따라서 3800 K 정도의 온도가 부여되어 있다.이 별들은 주성의 물질 원반에 의해 크게 가려져 있으며, 그 스펙트럼은 원반 방출에 대해 거의 검출할 수 없다.일부 자외선 흡수선이 검출되면 분광형이 B형 초반으로 좁혀지고 겉보기에는 주계열성이지만, [26]초거성으로부터의 질량 이동으로 인해 여러 가지 점에서 비정상적일 수 있다.

세페우스자리 VV는 질량 손실이 크고 일부 방출선이 있는 매우 큰 별이지만 일반적으로 초거성으로 간주되지는 않는다.방출선은 뜨거운 2차 주변의 부착 원반에서 생성되며 적색 [27]초거성의 경우 절대 등급은 전형적입니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크

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