VV Cephei
 | |
| Constelació | Cefeo |
| Ascensió recta α | 21h 56min 39,14s |
| Declinació δ | +63° 37’ 32’’ |
| Distància | 3000 anys llum (aprox) |
| Magnitut visual | +4,91 |
| Magnitut absoluta | -6,93 |
| Lluminositat | 163.000 - 535.000 sols |
| Temperatura | 3300 K |
| Massa | 25 - 40 sols |
| Ràdio | 1050[1] Plantilla:Solar radius |
| Diàmetro | 1.461.000.000 km |
| Tipo espectral | M2Iape |
| Velocitat radial | -18,7 km/s |
| Atres noms | HD 208816 / HR 8383 HIP 108317 / SAO 19753 |
VV Cephei (VV Cep / HD 208816) és una estrela variable situada en la constelació de Cefeo de magnitut aparent +4,91. És una estrela binaria composta per una supergigante[2] roja, VV Cephei A, i una estrela blanc-azulada de la seqüència principal, VV Cephei B. El sistema es troba a uns 3000 anys llum del sistema solar. L'estudi més detallat d'esta estrela va ser realisat per l'astrònom rus Sergei Gaposchkin, qui era l'espós de l'astrònoma anglesa-nortamericana Cecilia Helena Payne. En la década de 1940, Sergei Gaposchkin, va demostrar que esta estrela no solament variava en el modo típic d'una estrela variable cefeida, sino que també era eclipsada parcialment cada 20 anys per una companyera més chicoteta. I curiosament, ningú fins a eixe moment s'havia donat conte d'eixa casi imperceptible pero important variació extra del seu patró de llum. O siga, VV Cephei és una estrela variable cefeida, i una variable eclipsante al mateix temps.
Sistema estelar
[editar | editar còdic]El sistema VV Cephei consta de dos estreles:
•VV Cephei A
[editar | editar còdic]
VV Cephei A és una supergigante roja lluminosa de tipo espectral M2Iape, sent una de les estreles més grans conegudes en un radi aproximat de 1900 voltes el ràdio solar. Traduït a unitats astronòmiques (UA), té un radi entre 4,7 i 10,4 UA, lo que implica que si es trobara en el lloc del Sol —considerant el valor màxim—, la seua superfície s'estendria més allà de l'òrbita de Júpiter. La seua temperatura superficial no és ben coneguda, sifrant-se en el ranc de 3300 - 3650 K. En estar molt alluntada de la Terra, la distància a la que es troba és incerta, per lo que la seua lluminositat pot estar compresa entre 163 000 i 535 000 voltes la del Sol. La seua massa s'estima entre 25 i 40 masses solars.
VV Cephei A no posseïx forma esfèrica, sino que per la força de marea produïda per l'atracció gravitatoria de la seua companyera, té forma de gota i cedix matèria a un disc que es forma entorn a VV Cephei B. Aixina mateix, és una estrela pulsante semirregular la lluentor de la qual varia de centèsimes a dècimes de magnitut. Es coneixen distints periodos d'oscilació de 58, 118 i 349 dies, aixina com un atre més llarc de 13,7 anys. Una estrela d'estes característiques (en estos moments fusionant heli en àtoms de carbono) no pot terminar els seus dies sino com una supernova, l'explosió de la qual pot expulsar a la seua companyera a gran velocitat convertint-l'en una estrela fugitiva.
•VV Cephei B
[editar | editar còdic]VV Cephei B és molt manco coneguda que la seua enorme companyera. Catalogada com una estrela B8Veu, la seua massa pot ser vàries voltes major que la massa solar. La transferència de massa entre les dos estreles provablement produïx súbits canvis en el periodo orbital del sistema. Actualment VV Cephei B es mou en una òrbita excèntrica a una distància de VV Cephei A compresa entre 17 i 34 UA, sent el periodo orbital de 20,4 anys. Quan VV Cephei A pansa per davant de VV Cephei B es produïx un eclipse de 250 dies de duració que fa que la seua lluentor disminuïxca en un 20 %.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ “Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei” (2008). The Astronomical Journal 136 (3): 1312. doi:. Bibcode: 2008AJ....136.1312H.
- ↑ Una lluminositat 200,000 voltes major que el sol no és elegible per a ser hipergigante.
- VV Cephei (SIMBAD)
- VV Cephei [1] archivat en Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
- VV Cephei (Stars, Jim Kaler)
- Este artícul conté una traducció derivada de «VV Cephei» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.