VV Цефея (HD 208816) – это затменная двойная звездная система. Расположена в созвездии Цефея. Ученые не могут точно определить расстояние до звезды и оно варьируется от 1 500 до 5 000 световых лет от Земли.
Двоичная звездная система состоит из VV Цефея A – красного сверхгиганта и VV Цефея B – синей звезды главной последовательности. Звезду можно найти в середине созвездия Цефея.
Двойная звездная система
Эти две звезды вращаются друг вокруг друга на среднем расстоянии 25 астрономических единиц, хотя это расстояние может варьироваться от 17 до 34 астрономических единиц. Это примерно такое же расстояние как от Солнца до Урана. Предполагаемый период обращения составляет 20,4 года, хотя иногда он резко меняется.
Точное знание этой системы, включая ее удаленность от Земли, затруднено несколькими факторами. Карликовая звезда намного меньше другой звезды в этой системе, поэтому она затмевается почти на 2/3 года. В это время свет от двойной звезды примерно на 20% меньше, чем когда обе звезды полностью видны. В течение большей части времени, когда обе звезды видны, между ними течет так много массы, что звезды нельзя различить спектрально. К тому же еще больше усложняет обзор пылевые облака, за которыми находится VV Цефея.
Характеристики звезды VV Цефея A
VV Цефея A – это красный сверхгигант класса M2, который может достигать 92% размера орбиты Сатурна. Даже самые низкие оценки больше, чем орбита Юпитера. Эти оценки делают его второй по величине известной звездой в Млечном Пути и третьей по величине, которая была открыта на сегодняшний день.
Как спектральный, так и температурный анализ путаются из-за приливного искажения, вызванного его спутником-звездой. Эти обстоятельства означают, что ни радиус, ни температура не являются постоянными. Оценки размера и светимости также основаны на расчетном расстоянии звезды от Земли, которое точно не известно. Также считается, что это пульсирующая полурегулярная переменная.
Измерения, которые оцениваются различными методами, также кажутся противоречащими друг другу. Например, низкоуровневые оценки размера, основанные на температуре, которые ставят VV Цефея А в пределах определенных диапазонов, не совпадают с оценками размера, которые основаны либо на спектральном анализе, либо на анализе затмения.
Основываясь на современных астрономических знаниях, VV Цефея A, вероятно, является звездой ближе к концу своей жизни. Хотя спектральный анализ является неопределенным, считается, что VV Цефея А плавит гелий в углерод в своем ядре. Если это верно, то он, вероятно, взорвется в сверхновую довольно скоро по космическим меркам.
По данным некоторых источников звезда VV Цефея A массивнее Солнца в 18,2 раза. Радиус звезды в 1 400 раз больше солнечного, что составляет более 1,2 млрд. км. Температура поверхности составляет примерно 3 325º С. Звезда VV Цефея A в 200 000 раз ярче Солнца.
Характеристики звезды VV Цефея В
VV Цефея B – это бело-голубая карликовая звезда класса B, которая необычайно горячая и плотная. Звезда гораздо меньше, но гораздо плотнее, чем его спутник VV Цефея A.
Из-за длительного периода затмения о звезде VV Цефея B известно ещё меньше, чем о VV Цефея A. Вероятно, что она не более чем в 10 раз больше и в 20 раз массивнее нашего светила. Считается, что эта звезда в 100 000 раз ярче Солнца. Температура поверхности составляет примерно 15 000 ºС.
| Данные Наблюдений | ||
| Созвездие | Цефей | |
| Прямое восхождение | 21h 56m 39,1s | |
| Магнитное склонение | +63° 37′ 32,0″ | |
| Видимая звёздная величина (яркость) | 4,91 | |
| Астрометрия | ||
| Параллакс | 1,33 ± 0,20 угловых секунд | |
| Расстояние | от 1500 до 5000 световых лет | |
| (1500 парсек) | ||
| Орбита | ||
| Период обращения | 7430 дней | |
| Большой Полуоси | 0″,0120 ± 0″,0011 | |
| Отдельные данные | ||
| Масса | A | 25-40 или 100 м ☉ |
| B | 20 M☉ | |
| Радиус | A | 1600–1900 R☉ |
| B | 10 R☉ | |
| Светимость | A | 275 000–575 000 L☉ |
| B | 100 000 L☉ | |
| эффективная температура | A | 3 00–3250 С |
| B | 10000–28000 С | |
