仙王座VV
观测资料 历元 J2000 | |
---|---|
星座 | 仙王座 |
星官 | |
赤经 | 21h 56m 39.14385s[1] |
赤纬 | +63° 37′ 32.0174″[1] |
视星等(V) | 4.91[2] (4.80 - 5.36[3]) |
特性 | |
U−B 色指数 | +0.43[4] |
B−V 色指数 | +1.73[4] |
变星类型 | EA + SRc[3] |
特性 | |
光谱分类 | M2 Iab[2] |
U−B 色指数 | +2.07[4] |
B−V 色指数 | +1.82[4] |
特性 | |
光谱分类 | B0-2 V[2] |
U−B 色指数 | −0.52[4] |
B−V 色指数 | +0.36[4] |
天体测定 | |
视差 (π) | 1.33 ± 0.20[1] mas |
距离 | 4.9k ly (1.5k[5] pc) |
绝对星等 (MV) | −6.93[6] |
轨道 | |
绕行周期 (P) | 7,430.5天[7] |
半长轴 (a) | 16.2 ± 3.7[2]" (24.8[8] AU) |
偏心率 (e) | 0.346 ± 0.01[7] |
倾斜角 (i) | 84[9]° |
半振幅 (K1) (primary) | 19.43 ± 0.33[7] km/s |
半振幅 (K2) (secondary) | 19.14 ± 0.68[7] km/s |
详细资料 | |
A | |
质量 | 2.5[10] or 18.2[8] M☉ |
半径 | 516[11] or 1,000[12] R☉ |
表面重力 (log g) | 0.0[13] |
亮度 | 200,000[14] L☉ |
温度 | 3,480 ± 176.8[11] K |
金属量 [Fe/H] | −0.06[13] dex |
B | |
质量 | 8[10] or 18.6[8] M☉ |
半径 | 13[7]-25[15] R☉ |
金属量 | −0.14[16] |
年龄 | 25[17] Myr |
其他命名 | |
参考数据库 | |
SIMBAD | 资料 |
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/91/VVCephei_vs_SolarSystem_ZH.jpg/300px-VVCephei_vs_SolarSystem_ZH.jpg)
仙王座VV,也称为HD 208816,是在仙王座的一颗食联星系统,距离地球大约5,000光年。它是B(e)星,也是壳层星。
仙王座VV是已知周期第二长的食联星。当一颗红超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣时,若后者是一颗蓝色的主序星,就会有一些红超巨星在轨道的物质流向蓝色的伴星,使这颗炙热的伴星被一个巨大的物质圆盘遮住。这颗主星被称为仙王座VV A的超巨星,尽管其大小还不确定,但现在已被认为是银河系中已知最大的恒星之一。目前最佳的估计大小是1,000 R☉,几乎和木星轨道一样大。
变异性
[编辑]美国天文学家Dean McLaughlin在1936年发现仙王座VV是一个食联星的事实。在20.3年的轨道周期上,仙王座VV会经历主星食和副星食[18]。主星食会完全遮住炙热的伴星,持续的时间将近18个月。副星食因为只遮蔽了温度较低的主星一小部分,光度降低得非常少,以至还测不出其光度的改变[9]。星食开始和持续的时间都会变化。只是它是渐进的,因此很难确定开始和结束的时间。在食联星中,只有柱一(御夫座ε)的周期比它长[2]。
仙王座VV也显示出十分之几星等的半规则变化。可见光和红外线的变化似乎与紫外线波长的变化无关。据报导在紫外线的变化周期是58天[19],主要的长波变化周期是118.5天[20]。短波长的变化被认为是由围绕着热伴星的圆盘引起的,而主要的变化是红超巨星的脉动引起的。据推测,伴星周围的圆盘会产生这样的亮度变化[21]。
光谱
[编辑]仙王座VV的光谱可以分解成两个主要成分,一个来自冷的超巨星,另一个次被炙热圆盘环绕的热且小的伴星。围绕在伴星周围的物质产生发射线,包含[FeII]禁线带,[[:B[e]现象|B[e]现象]]是由围绕在恒星周围的星周盘引起的。由于一个狭窄的中心吸收成分引起,使氢的发射线是双峰的。这是由于看到的圆盘几乎以侧面朝向我们,拦截了来自恒星连续辐射的光谱。这是壳层星的特征[18]。
禁线带主要是[FeII],但是也有[CuII]和[NiII],在星食的时候,它们的迳向速度几乎是恒定的,因此人们认为它们起源于联星中距离较远的环星物质[22]。
在主星食的期间,特别是在热半星及其圆盘产生的紫外线波长最强烈的时候,光谱会剧烈的变化。当圆盘的一部分被来自恒星的连续体阻挡时,带有某些发射线的典型B光谱,会被有数千条发射线所控制的光谱取代。当进入和离开的过程中,当靠近恒星的圆盘一侧或另一侧变得可见,而另一侧仍然被食时,发射线的轮廓会发生变化[9]。整个系统的颜色,因为伴星发射的蓝光部部分都被阻挡掉,在星食期间颜色也会发生[2]。
在星食中,某些谱线的强度和形状,以及连续体都有强烈而不稳定的变化。连续体在短波(也就是热)中的快速随机变化,似乎是由B分量周围的圆盘引起的。壳层吸收线显示出不同的径向速度,可能是由于盘面吸积的变化。来自FeII和MgII的发射,大约在拱点和副食附近增强;他们几乎是同时发生,但发射线在整个轨道上也会随机变化[18]。
在可见的光谱中,Hα谱线是唯一清晰的发射特征。它的强度在星食期间外,会随机且快速的变化,但在星食的主食期间,它会变得微弱但相对的稳定[23]。
距离
[编辑]仙王座VV A
[编辑]作为主星的仙王座VV A是一颗红特超巨星,它的直径为太阳的1600~1900多倍[24][25],比土星轨道还要大,是人们迄今已知的恒星中,体积第三大的。其确实的质量不明,但从轨道的动态来推测,不超过100倍太阳质量;从光度推测,则不超过25~40倍太阳质量。它的光谱分类为M2,光度是太阳的275,000~575,000倍。物质正从仙王座VV A喷发而出,流向其伴星仙王座VV B。
仙王座VV B
[编辑]是仍处于主序阶段的蓝色伴星,与主星距离16~25天文单位,每20年绕主星公转一周。仙王座VV B的光谱分类为B0,其直径为太阳直径的10倍,释出的光度为太阳的10万倍。
参见
[编辑]注释
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ 1.0 1.1 1.2 Van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics. 2007, 474 (2): 653–664. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752
. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 Hopkins, Jeffrey L.; Bennett, Philip D.; Pollmann, Ernst. VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19. The Society for Astronomical Sciences 34th Annual Symposium on Telescope Science. Published by Society for Astronomical Sciences. 2015, 34: 83. Bibcode:2015SASS...34...83H.
- ^ 3.0 3.1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013). VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 2009, 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
- ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Janowski, J. L. The Sudden Period Change of VV Cephei. Information Bulletin on Variable Stars. 1999, 4679: 1. Bibcode:1999IBVS.4679....1G.
- ^
Bauer, W. H.; Bennett, P. D.; Brown, A. An Ultraviolet Spectral Atlas of VV Cephei during Total Eclipse. Astrophysical Journal Supplement Series. 2007, 171 (1): 249–259. Bibcode:2007ApJS..171..249B. doi:10.1086/514334
.
- ^ Ginestet, N.; Carquillat, J. M. Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components. The Astrophysical Journal Supplement Series. 2002, 143 (2): 513. Bibcode:2002ApJS..143..513G. doi:10.1086/342942
.
- ^ 7.0 7.1 7.2 7.3 7.4 引用错误:没有为名为
wright
的参考文献提供内容 - ^ 8.0 8.1 8.2 引用错误:没有为名为
bennett
的参考文献提供内容 - ^ 9.0 9.1 9.2 Bauer, W. H.; Gull, T. R.; Bennett, P. D. Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei. The Astronomical Journal. 2008, 136 (3): 1312. Bibcode:2008AJ....136.1312H. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1312.
- ^ 10.0 10.1 引用错误:没有为名为
late
的参考文献提供内容 - ^ 11.0 11.1 Stassun K.G.; et al. The revised TESS Input Catalog and Candidate Target List. The Astronomical Journal. October 2019, 158 (4). Bibcode:2019AJ....158..138S. arXiv:1905.10694
. doi:10.3847/1538-3881/ab3467.
- ^ Pollmann, E.; Bennett, P. D.; Vollmann, W.; Somogyi, P. (July 2018). "Periodic Hα Emission in the Eclipsing Binary VV Cephei". Information Bulletin on Variable Stars. Bibcode:2018IBVS.6249....1P. doi:10.22444/IBVS.6249.
- ^ 13.0 13.1 引用错误:没有为名为
carr
的参考文献提供内容 - ^ 引用错误:没有为名为
bennett2015
的参考文献提供内容 - ^ Hack, M.; Engin, S.; Yilmaz, N.; Sedmak, G.; Rusconi, L.; Boehm, C. Spectroscopic study of the atmospheric eclipsing binary VV Cephei. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1992, 95: 589. Bibcode:1992A&AS...95..589H.
- ^ Ramírez, Solange V.; Sellgren, K.; Carr, John S.; Balachandran, Suchitra C.; Blum, Robert; Terndrup, Donald M.; Steed, Adam. Stellar Iron Abundances at the Galactic Center. The Astrophysical Journal. 2000, 537 (1): 205–220. Bibcode:2000ApJ...537..205R. arXiv:astro-ph/0002062
. doi:10.1086/309022.
- ^ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2011, 410 (1): 190–200. Bibcode:2011MNRAS.410..190T. arXiv:1007.4883
. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
- ^ 18.0 18.1 18.2 Bauer, Wendy Hagen; Bennett, Philip D. The Ultraviolet Spectrum of VV Cephei Out of Eclipse. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2000, 112 (767): 31. Bibcode:2000PASP..112...31B. doi:10.1086/316479
.
- ^ Baldinelli, L.; Ghedini, S.; Marmi, S. Semiregular 58 Days Variation in VV Cep. Information Bulletin on Variable Stars. 1979, 1675: 1. Bibcode:1979IBVS.1675....1B.
- ^ McCook, G. P; Guinan, E. F. 118 Day Optical Variations in VV Cep. Information Bulletin on Variable Stars. 1978, 1385: 1. Bibcode:1978IBVS.1385....1M.
- ^ Hutchings, J. B.; Wright, K. O. Rotationally extended stellar envelopes - III. The Be component of VV Cephei. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1971, 155 (2): 203. Bibcode:1971MNRAS.155..203H. doi:10.1093/mnras/155.2.203
.
- ^ Kawabata, Shusaku; Saito, Mamoru. Expanding Atmosphere of the M-Type Supergiant in VV Cephei. Publications of the Astronomical Society of Japan. 1997, 49: 101–107. Bibcode:1997PASJ...49..101K. doi:10.1093/pasj/49.1.101
.
- ^ Pollmann, E.; Bennett, P. D.; Hopkins, J. L. The Long-term Binary System VV Cep. Information Bulletin on Variable Stars. 2016, 6156: 1. Bibcode:2016IBVS.6156....1P.
- ^ 1. a b c Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. 存档副本. [2010-03-15]. (原始内容存档于2009-02-01).. Retrieved 2010-03-15.
- ^ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement 46: 193–237. http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&AS...46..193H (页面存档备份,存于互联网档案馆). Retrieved 2010-03-14. Page 225 "Table IV" #178