VV Cephei — затменная двойная звезда с третьим по длине известным периодом. Красный сверхгигант заполняет свою полость Роша , когда находится ближе всего к голубой звезде-компаньону, последняя, по-видимому, находится на главной последовательности . Материя перетекает из красного сверхгиганта на голубой компаньон по крайней мере на части орбиты, а горячая звезда скрыта большим диском материала. Первичная звезда-сверхгигант, известная как VV Cephei A, в настоящее время признана одной из крупнейших звезд в галактике, хотя ее размер не определен. Оценки варьируются от 660 R ☉ до более 1000 R ☉ .
Тот факт, что VV Цефея является затменной двойной системой, был открыт американским астрономом Дином Маклафлином в 1936 году. VV Цефея испытывает как первичное, так и вторичное затмения в течение 20,3-летней орбиты. [20] Первичные затмения полностью затмевают горячую вторичную звезду и длятся около 18 месяцев. Вторичные затмения настолько неглубокие, что их не удалось обнаружить фотометрически, поскольку вторичное затмевает столь малую часть большой холодной первичной звезды. [11] Время и продолжительность затмений изменчивы, хотя точное начало трудно измерить, поскольку оно постепенное. Только ε Возничего (период = 27,08 года) и AS Льва Малого (период = 69,1 года) имеют более длительные периоды. [21] [22]
VV Cephei также показывает полурегулярные изменения в несколько десятых долей величины. Визуальные и инфракрасные изменения кажутся не связанными с изменениями в ультрафиолетовых длинах волн. Период в 58 дней был зарегистрирован в УФ-диапазоне, [23] в то время как доминирующий период для более длинных волн составляет 118,5 дней. [24] Считается, что изменения в коротких длинах волн вызваны диском вокруг горячего вторичного компонента, в то время как пульсация красного сверхгиганта, главного компонента, вызвала другие изменения. Было предсказано, что диск, окружающий вторичный компонент, будет вызывать такую переменность яркости. [25]
Спектр
Спектр VV Cep можно разделить на два основных компонента, происходящих от холодного сверхгиганта и горячей маленькой звезды, окруженной диском. Материал, окружающий горячую вторичную звезду, производит эмиссионные линии, включая запрещенные линии [Fe II ], явление B[e], известное по другим звездам, окруженным околозвездными дисками. Линии эмиссии водорода имеют двойной пик, вызванный узким центральным компонентом поглощения. Это вызвано тем, что диск виден почти с края, где он перехватывает непрерывное излучение звезды. Это характерно для оболочечных звезд . [20]
Запрещенные линии, в основном Fe II, но также Cu II и Ni II , в основном постоянны по лучевой скорости и во время затмений, поэтому считается, что они возникают в далеком циркумбинарном веществе. [26]
Спектр резко меняется во время основных затмений, особенно в ультрафиолетовых длинах волн, которые сильнее всего производятся горячим компаньоном и его диском. Типичный спектр B с некоторой эмиссией заменяется спектром, в котором доминируют тысячи эмиссионных линий, поскольку части диска видны с заблокированным континуумом от звезды. Во время входа и выхода профили эмиссионных линий меняются, поскольку одна или другая сторона диска, близкая к звезде, становится видимой, в то время как другая все еще затмевается. [11] Цвет системы в целом также меняется во время затмения, при этом большая часть синего света от компаньона блокируется. [2]
Вне затмений некоторые спектральные линии сильно и хаотично меняются как по силе, так и по форме, а также по континууму. Быстрые случайные изменения в коротковолновом (т.е. горячем) континууме, по-видимому, возникают из-за диска вокруг компонента B. Линии поглощения оболочки показывают переменные радиальные скорости, возможно, из-за изменений в аккреции от диска. Эмиссия от Fe II и Mg II усиливается около периастра или вторичных затмений, которые происходят примерно в одно и то же время, но линии эмиссии также меняются случайным образом по всей орбите. [20]
В оптическом спектре H α является единственной четкой эмиссионной особенностью. Ее сила меняется случайным образом и быстро вне затмения, но она становится намного слабее и относительно постоянной во время основных затмений. [27]
Расстояние
Расстояние до VV Cephei не определено. Измерения параллакса Hipparcos и Gaia Data Release 2 подразумевают расстояния 0,752 и 0,6 килопарсека соответственно, [1] [28] в то время как анализ Бейлера-Джонса и др. с использованием параллакса Gaia Data Release 3 дает фотогеометрическое расстояние 1,02 кпк. [7] Эти параллаксы подвержены неточностям, поскольку изменение яркости VV Cephei A может вызвать измеримый астрометрический сдвиг и, следовательно, повлиять на измерение параллакса. [29] Другое исследование дает большее расстояние1,5 ± 0,4 кпк на основе сравнения линейных и угловых орбит. [11] Более старый анализ 1977 года применил соотношение Барнса-Эванса, чтобы получить расстояние 1,28 кпк. [30]
Характеристики
Масса
Должно быть возможно вычислить массы затменных двойных звезд с некоторой точностью, но в этом случае потеря массы, изменения орбитальных параметров, диск, заслоняющий горячую вторичную звезду, и сомнения относительно расстояния системы привели к сильно различающимся оценкам. Традиционная модель, основанная на спектроскопически полученной орбите, имеет массы обеих звезд около 20 M ☉ , что типично для яркого красного сверхгиганта и ранней звезды главной последовательности B. [10] Однако была предложена другая модель, основанная на неожиданном времени затмения 1997 года. Предполагая, что изменение вызвано переносом массы, изменяющим орбиту, требуются значительно меньшие значения массы. В этой модели первичная звезда является звездой 2,5 M ☉ AGB , а вторичная звезда является звездой 8 M ☉ B. Спектроскопические лучевые скорости, показывающие вторичную звезду с массой, равной первичной, объясняются как часть диска, а не самой звезды. [12]
Радиус
Оценки радиуса VV Цефея сильно различаются. Ранние оценки радиуса первичной звезды варьируются от 1200 до 1600 солнечных радиусов с верхним пределом 1900 R ☉ . [31] Полость Роша вычисляется как около 1800 R ☉ , таким образом, радиус не может быть больше этого. [20] Инфракрасная и ближняя инфракрасная фотометрия вместе со спектральным распределением энергии сверхгиганта M2 дают угловой диаметр 6,38 угловых миллисекунд . Это дает физический радиус либо 694 R ☉ [a] или 1050 R ☉ , [11] принимая расстояния 1018 и 1500 парсек соответственно. Угловой диаметр был позже измерен в 2021 году на 7,251 мс, что дает радиус 779 R ☉ на принятом расстоянии Gaia DR3 1 кпк. Однако на это измерение могла повлиять двойственность VV Цефея. [14] Исследование 2024 года дает радиус 660 R ☉, принимая расстояние Gaia DR3. [13]
Размер вторичной звезды еще более неопределен, поскольку она физически и фотометрически скрыта гораздо большим диском в несколько сотен R ☉ в поперечнике. Вторичная звезда, безусловно, намного меньше первичной звезды или диска и была рассчитана на расстоянии от 13 R ☉ до 25 R ☉ из орбитального решения. [10] [18]
Эффективная температура
Температура звезд VV Cephei снова неопределенна, отчасти потому, что просто нет единой температуры, которая могла бы быть назначена существенно несферической диффузной звезде, вращающейся вокруг горячего компаньона. Эффективная температура, обычно указываемая для звезд, является температурой сферического черного тела , которая приближается к выходу электромагнитного излучения реальной звезды, учитывая излучение и поглощение в спектре. VV Cephei A довольно четко идентифицируется как сверхгигант M2, и как таковой, ей дана температура около 3800 К. Вторичная звезда сильно закрыта диском материала от первичной, и ее спектр почти не обнаруживается на фоне излучения диска. Обнаружение некоторых линий поглощения ультрафиолета сужает спектральный тип до раннего B, и это, по-видимому, звезда главной последовательности, но, вероятно, она аномальна в нескольких отношениях из-за переноса массы от сверхгиганта. [32]
У VV Цефея А есть некоторые эмиссионные линии, но они производятся аккреционным диском вокруг горячего вторичного компонента. [33]
^ Рассчитано с использованием R = 107,5 • 𝜃 • D, где 𝜃 — угловой диаметр в угловых секундах , а D — расстояние в парсеках.
Ссылки
^ abc Van Leeuwen, F. (2007). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
^ abcdefg Хопкинс, Джеффри Л.; Беннетт, Филип Д.; Поллманн, Эрнст (2015). "Кампания затмения VV Cephei 2017/19". 34-й ежегодный симпозиум по телескопической науке Общества астрономических наук. Опубликовано Обществом астрономических наук . 34 : 83. Bibcode :2015SASS...34...83H.
^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Bibcode :2009yCat....102025S.
^ abcdef Грачик, Д.; Миколаевский, М.; Яновский, Дж. Л. (1999). "Внезапное изменение периода VV Цефея". Информационный бюллетень по переменным звездам . 4679 : 1. Bibcode : 1999IBVS.4679....1G.
^ Кинан, Филип К. (1942-05-01). "Светимости переменных звезд М-типа малого диапазона". The Astrophysical Journal . 95 : 461. Bibcode :1942ApJ....95..461K. doi :10.1086/144418. ISSN 0004-637X.
^ abc Brown, AGA ; et al. (сотрудничество Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode :2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300.(Исправление: doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
^ ab Bailer-Jones, CAL; Rybizki, J.; Fouesneau, M.; Demleitner, M.; Andrae, R. (2021-03-01). "Оценка расстояний по параллаксам. V: Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в раннем выпуске данных Gaia 3". The Astronomical Journal . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Bibcode :2021AJ....161..147B. doi : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN 0004-6256.Данные об этой звезде можно увидеть здесь.
^ abcd Беннетт, PD; Браун, A.; Фосетт, SM; Янг, S.; Бауэр, WH (2004). "Фундаментальные параметры звезд средней и большой массы". В Спектроскопическое и пространственное разрешение компонентов близких двойных звезд . 318 : 222. Bibcode :2004ASPC..318..222B.
^ Ginestet, N.; Carquillat, JM (2002). "Спектральная классификация горячих компонентов большой выборки звезд с составными спектрами и ее значение для абсолютных величин холодных компонентов сверхгигантов". Серия приложений к Astrophysical Journal . 143 (2): 513. Bibcode : 2002ApJS..143..513G. doi : 10.1086/342942 .
^ abcdefg Райт, КО (1977). «Система VV Цефея, полученная из анализа линии H-альфа». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 71 : 152. Bibcode : 1977JRASC..71..152W.
^ abcdef Бауэр, WH; Гулл, TR; Беннетт, PD (2008). "Пространственное расширение в ультрафиолетовом спектре Vv Цефея". The Astronomical Journal . 136 (3): 1312. Bibcode : 2008AJ....136.1312H. doi : 10.1088/0004-6256/136/3/1312 . S2CID 119404901.
^ abc Leedjärv, L.; Graczyk, D.; Mikolajewski, M.; Puss, A. (1999). «Затмение VV Цефея в 1997/1998 годах произошло поздно». Астрономия и астрофизика . 349 : 511–514. Bibcode : 1999A&A...349..511L.
^ abc Хили, Сара; Хориучи, Шунсаку; Молла, Марта Коломер; Милисавлевич, Дэн; Ценг, Джефф; Бергин, Фейт; Вайль, Кэтрин; Танака, Масаоми (2024-03-23). «Красные сверхгиганты — кандидаты на многоканальный мониторинг следующей галактической сверхновой». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 529 (4): 3630–3650. arXiv : 2307.08785 . Bibcode : 2024MNRAS.529.3630H. doi : 10.1093/mnras/stae738 . ISSN 0035-8711.
^ ab Baines, Ellyn K.; Thomas Armstrong, J.; Clark, James H.; Gorney, Jim; Hutter, Donald J.; Jorgensen, Anders M.; Kyte, Casey; Mozurkewich, David; Nisley, Ishara; Sanborn, Jason; Schmitt, Henrique R. (ноябрь 2021 г.). "Угловые диаметры и фундаментальные параметры сорока четырех звезд по данным прецизионного оптического интерферометра ВМС". The Astronomical Journal . 162 (5): 198. arXiv : 2211.09030 . Bibcode : 2021AJ....162..198B. doi : 10.3847/1538-3881/ac2431 . ISSN 0004-6256. S2CID 238998021.
^ Эйрес, Томас (2023-05-01). "В окопах солнечно-звездной связи. VII. Уилсон-Баппу 2022". Серия приложений к астрофизическому журналу . 266 (1): 6. Bibcode : 2023ApJS..266....6A. doi : 10.3847/1538-4365/acb535 . ISSN 0067-0049.Запись в базе данных В.В. Цефея на VizieR .
^ Карр, Джон С.; Селлгрен, К.; Балачандран, Сучитра К. (2000). «Первые измерения звездного изобилия в галактическом центре: сверхгигант M IRS 7». The Astrophysical Journal . 530 (1): 307–322. arXiv : astro-ph/9909037 . Bibcode : 2000ApJ...530..307C. doi : 10.1086/308340. S2CID 12036617.
^ ab Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, MM (2011). «Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007.4883 . Bibcode : 2011MNRAS.410..190T. doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID 118629873.Запись в базе данных В.В. Цефея на VizieR .
^ ab Hack, M.; Engin, S.; Yilmaz, N.; Sedmak, G.; Rusconi, L.; Boehm, C. (1992). "Спектроскопическое исследование атмосферной затменной двойной звезды VV Cephei". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 95 : 589. Bibcode :1992A&AS...95..589H.
^ Рамирес, Соланж В.; Селлгрен, К.; Карр, Джон С.; Балачандран, Сучитра К.; Блум, Роберт; Терндруп, Дональд М.; Стид, Адам (2000). «Звездное изобилие железа в галактическом центре». The Astrophysical Journal . 537 (1): 205–220. arXiv : astro-ph/0002062 . Bibcode :2000ApJ...537..205R. doi :10.1086/309022. S2CID 14713550.
^ abcd Бауэр, Венди Хаген; Беннетт, Филип Д. (2000). "Ультрафиолетовый спектр VV Цефея вне затмения". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 112 (767): 31. Bibcode : 2000PASP..112...31B. doi : 10.1086/316479 .
^ "eps Aur". Международный индекс переменных звезд . AAVSO . Получено 6 декабря 2021 г.
^ Родригес, Джозеф Э.; Стассун, Кейван Г.; Лунд, Майкл Б.; Сиверд, Роберт Дж.; Пеппер, Джошуа; Тан, Сумин; Кафка, Стелла; Гауди, Б. Скотт; Конрой, Кайл Э.; Битти, Томас Г.; Стивенс, Дэниел Дж.; Шаппи, Бенджамин Дж. (май 2016 г.). «Чрезвычайный аналог ε Aurigae: М-гигант, затмеваемый каждые 69 лет большим непрозрачным диском, окружающим небольшой горячий источник». Астрономический журнал . 151 (5): 123. arXiv : 1601.00135 . Бибкод : 2016AJ....151..123R. дои : 10.3847/0004-6256/151/5/123 . S2CID 24349954.
^ Балдинелли, Л.; Гедини, С.; Марми, С. (1979). «Полурегулярное 58-дневное изменение VV Cep». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1675 : 1. Бибкод : 1979IBVS.1675....1B.
^ МакКук, Г. П.; Гуинан, Э. Ф. (1978). "118-дневные оптические вариации в VV Cep". Информационный бюллетень по переменным звездам . 1385 : 1. Bibcode : 1978IBVS.1385....1M.
^ Хатчингс, Дж. Б.; Райт, К. О. (1971). "Вращательно протяженные звездные оболочки - III. Компонент Be VV Цефея". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 155 (2): 203. Bibcode : 1971MNRAS.155..203H. doi : 10.1093/mnras/155.2.203 .
^ Кавабата, Сюсаку; Сайто, Мамору (1997). «Расширяющаяся атмосфера сверхгиганта M-типа в VV Цефея». Публикации Астрономического общества Японии . 49 : 101–107. Bibcode : 1997PASJ...49..101K. doi : 10.1093/pasj/49.1.101 .
^ Браун, AGA ; и др. (коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Gaia Data Release 2: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
^ Макдональд, И.; Зейлстра, А.А.; Бойер, М.Л. (2012-11-01). «Фундаментальные параметры и инфракрасные избытки звезд Hipparcos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (1): 343–357. arXiv : 1208.2037 . Bibcode : 2012MNRAS.427..343M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x . ISSN 0035-8711.
^ Lacy, CH (1977-04-01). «Расстояния до затменных двойных: применение соотношения Барнса-Эванса». The Astrophysical Journal . 213 : 458–463. Bibcode : 1977ApJ...213..458L. doi : 10.1086/155176. ISSN 0004-637X.
↑ Таблица 4 в Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: прохладно, но не так прохладно, как мы думали». The Astrophysical Journal . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Bibcode :2005ApJ...628..973L. doi :10.1086/430901. S2CID 15109583.
^ Bauer, WH; Stencel, RE; Neff, DH (1991). "Двенадцать лет спектров IUE взаимодействующей двойной VV Cephei". Серия Astronomy and Astrophysics Supplement . 90 : 175. Bibcode :1991A&AS...90..175B.
