VV Cephei
| VV Cephei | |
|---|---|
 Poloha VV Cephei v souhvězdí Cefea | |
| Astrometrická data (Ekvinokcium J2000,0) | |
| Souhvězdí | Cefeus (Cepheus) |
| Rektascenze | 21h 56m 39,14385s[1] |
| Deklinace | +63°37′32,0174″[1] |
| Paralaxa | 1,0033±0,1073 mas[2] |
| Vzdálenost | 3 320+464−323[3] ly (1 018+142−99[3] pc) |
| Zdánlivá hvězdná velikost | 4,80–5,36[4] |
| Vlastní pohyb v rektascenzi | −1,066±0,126 mas/rok[2] |
| Vlastní pohyb v deklinaci | −0,425±0,112 mas/rok[2] |
| Fyzikální charakteristiky | |
| VV Cephei A | |
| Typ proměnnosti | polopravidelná typu SRc[4] |
| Spektrální typ | M2ep Ia–Iab[4] |
| Poloměr | 779+77−96[5] R☉ |
| Povrchová teplota | 3 396±35[5] K |
VV Cephei B | |
| Spektrální typ | B8:Ve[4] |
| Systém | |
| Primární hvězda | VV Cephei A |
| Průvodce | VV Cephei B |
| Doba oběhu | 7 430 dní (20,34 roku)[4] |
| Excentricita dráhy | 0,346±0,010[6] |
| Sklon dráhy | přibližně 84°[7] |
| Označení | |
| Henry Draper Catalogue | HD 208816[8] |
| Bonner Durchmusterung | BD +62 2007[8] |
| Bright Star katalog | HR 8383[8] |
| 2MASS | 2MASS J21563917+6337319[8] |
| SAO katalog | SAO 19753[8] |
| Katalog Hipparcos | HIP 108317[8] |
| Katalog Tycho | TYC 4266-3252-1[8] |
| General Catalogue | GC 30731[8] |
| Argelanderovo označení | AG+63 1207 |
| Synonyma | Gaia DR3 2216536246703152256, WDS J21567+6338AB, IRAS 21552+6323, AAVSO 2153+63[8] |
| Databáze | |
| SIMBAD | data |
| (V) – měření provedena ve viditelném světle | |
VV Cephei (také HD 208816) je interagující zákrytová dvojhvězda v souhvězdí Cefea. Systém tvoří chladný červený veleobr VV Cephei A a horká hvězda spektrální třídy B, VV Cephei B, obklopená diskem plynu.[9] Jeho jasnost v pásmu V kolísá mezi 4,80 a 5,36 magnitudy a odhad vzdálenosti založený na datech sondy Gaia činí přibližně 1,02 kiloparseku, tedy 3 320 světelných let.[4][3]
Oběžná dráha a proměnnost
[editovat | editovat zdroj]Složky oběhnou společné těžiště přibližně jednou za 7 430 dní neboli 20,34 roku. Dráha je výstředná (e = 0,346) a její sklon činí přibližně 84°.[4][6][7] Při hlavním zákrytu červený veleobr zcela zakryje horkou složku; zákryt trvá téměř 18 měsíců. Vedle zákrytových změn vykazuje červený veleobr i polopravidelné změny jasnosti, takže GCVS klasifikuje systém společně jako EA+SRc.[7][4]
Časy a délky jednotlivých zákrytů nejsou zcela stálé. Zákryt v letech 1997–1998 nastal asi o 68 dní později, než předpovídala tehdejší efemerida; autoři studie vysvětlovali odchylku změnou oběžné doby související s přenosem nebo únikem hmoty.[10]
Složky a spektrum
[editovat | editovat zdroj]VV Cephei A má spektrum červeného veleobra typu M2ep Ia–Iab. Katalog GCVS označuje horkou složku jako B8:Ve; dvojtečka vyjadřuje nejistotu klasifikace.[4] Ultrafialová pozorování ukazují, že VV Cephei B je obklopena rozsáhlým plynným diskem, který je vůči pozorovateli téměř natočen hranou.[9][7]
Plyn proudící z chladné složky vytváří kolem horké hvězdy obálku a disk.[6][9] Ve spektru se proto objevují emisní čáry, včetně zakázaných čar ionizovaného železa [Fe II], a dvojvrcholové vodíkové čáry s úzkou absorpční složkou. Tyto znaky odpovídají jevu B[e] a takzvanému skořápkovému spektru.[9]
Rozměry a hmotnosti
[editovat | editovat zdroj]Interferometrické měření z roku 2021 určilo úhlový průměr VV Cephei A po započtení okrajového ztemnění na 7,251±0,012 mas. Z něj studie odvodila poloměr 779+77−96 poloměrů Slunce, efektivní teplotu 3 396±35 K a bolometrický zářivý výkon 72 881±16 307násobku hodnoty Slunce.[5] Katalogová studie z roku 2024, která použila fotometrii a vzdálenost z dat Gaia, získala menší poloměr přibližně 660 poloměrů Slunce a teplotu 3 660 K.[11]
V literatuře často opakovaný poloměr 1 900 poloměrů Slunce byl pouze horním limitem starších modelů zákrytu, nikoli přímým moderním měřením.[12]
Ani hmotnosti složek nejsou spolehlivě určeny. Klasické spektroskopické řešení dávalo oběma hvězdám přibližně 20 hmotností Slunce, zatímco model založený na opožděném zákrytu z let 1997–1998 navrhl přibližně 2,5 hmotnosti Slunce pro chladnou složku a 8 hmotností Slunce pro horkou složku.[6][10] Rozdíl ukazuje silnou modelovou závislost těchto odhadů.
Vzdálenost
[editovat | editovat zdroj]Gaia DR3 uvádí paralaxu 1,0033±0,1073 mas.[2] Bailer-Jonesův fotogeometrický odhad, který nepočítá vzdálenost pouhým převrácením paralaxy, činí 1 018+142−99 pc neboli 3 320+464−323 světelných let.[3]
Související články
[editovat | editovat zdroj]Reference
[editovat | editovat zdroj]V tomto článku byl použit překlad textu z článku VV Cephei na anglické Wikipedii.
- 1 2 VAN LEEUWEN, Floor. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy & Astrophysics. 2007, roč. 474, čís. 2, s. 653–664. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. doi:10.1051/0004-6361:20078357. arXiv 0708.1752. (anglicky)
- 1 2 3 4 Gaia DR3 2216536246703152256. VizieR Online Data Catalog [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-14]. Dostupné online. (anglicky)
- 1 2 3 4 Bailer-Jones, C. A. L. et al. Estimating Distances from Parallaxes. V. Geometric and Photogeometric Distances to 1.47 Billion Stars in Gaia Early Data Release 3. The Astronomical Journal. 2021, roč. 161, čís. 3, s. 147. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. doi:10.3847/1538-3881/abd806. arXiv 2012.05220. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Samus, N. N. et al. General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1. Astronomy Reports. 2017, roč. 61, čís. 1, s. 80–88. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. doi:10.1134/S1063772917010085. (anglicky)
- 1 2 3 Baines, Ellyn K. et al. Angular Diameters and Fundamental Parameters of Forty-four Stars from the Navy Precision Optical Interferometer. The Astronomical Journal. 2021, roč. 162, čís. 5, s. 198. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. doi:10.3847/1538-3881/ac2431. arXiv 2211.09030. (anglicky)
- 1 2 3 4 WRIGHT, Kenneth O. The system of VV Cephei derived from an analysis of the H-alpha line. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 1977, roč. 71, s. 152–189. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. Bibcode 1977JRASC..71..152W. (anglicky)
- 1 2 3 4 BAUER, Wendy Hagen; GULL, Theodore R.; BENNETT, Philip D. Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of VV Cephei. The Astronomical Journal. 2008, roč. 136, čís. 3, s. 1312–1324. Dostupné online. doi:10.1088/0004-6256/136/3/1312. (anglicky)
- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 V* VV Cep. SIMBAD Astronomical Database [online]. Centre de données astronomiques de Strasbourg [cit. 2026-08-14]. Dostupné online. (anglicky)
- 1 2 3 4 BAUER, Wendy Hagen; BENNETT, Philip D. The Ultraviolet Spectrum of VV Cephei Out of Eclipse. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2000, roč. 112, čís. 767, s. 31–49. Dostupné online. doi:10.1086/316479. (anglicky)
- 1 2 LEEDJÄRV, Laurits; GRACZYK, Dariusz; MIKOŁAJEWSKI, Maciej; PUSS, Aavo. The 1997/1998 eclipse of VV Cephei was late. Astronomy & Astrophysics. 1999, roč. 349, s. 511–514. Dostupné online [cit. 2026-08-14]. Bibcode 1999A&A...349..511L. (anglicky)
- ↑ Healy, Sarah et al. Red Supergiant Candidates for Multimessenger Monitoring of the Next Galactic Supernova. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2024, roč. 529, čís. 4, s. 3630–3650. doi:10.1093/mnras/stae738. arXiv 2307.08785. (anglicky)
- ↑ Levesque, Emily M. et al. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought. The Astrophysical Journal. 2005, roč. 628, čís. 2, s. 973–985. doi:10.1086/430901. arXiv astro-ph/0504337. (anglicky)
Externí odkazy
[editovat | editovat zdroj]
Obrázky, zvuky či videa k tématu VV Cephei na Wikimedia Commons
