VV Кефеј

VV Кефеј, позната и како HD 208816 — двоен ѕвезден систем, која се наоѓа во соѕвездието Кефеј. Таа е и ѕвезда B[e] и ѕвезда-школка.
VV Кефеј поседува затемнувачка бинарност со трет најдолг познат период. Црвениот суперџин ја исполнува својата Рошеова шуплина кога е најблиску до придружната сина ѕвезда, а последната се смета дека е во главната низа. Материјата тече од црвениот суперџин кон синиот придружник барем за дел од орбитата и жешката ѕвезда е заматена од голем диск со материјал. Суперџинот, познат како VV Кефеј A, моментално е препознаен како една од најголемите ѕвезди во галаксијата, иако нејзината големина не е сигурна. Проценките се движат од до над .
1 Варијабилност
Фактот дека VV Кефеј е бинарен систем кој затемнува, бил откриен од американскиот астроном Дин Меклафлин во 1936 година. VV Кефеј доживува и примарни и секундарни затемнувања за време на орбита од 20,3 години. Примарните затемнувања целосно ја прикриваат жешката секундарна ѕвезда и траат скоро 18 месеци. Секундарните затемнувања се толку плитки што не се откриени фотометриски бидејќи секундарната ѕвезда прикрива толку мал дел од големата студена примарна ѕвезда. Времето и времетраењето на затемнувањата се променливи, иако точниот почеток е тешко да се измери бидејќи е постепено. Само ε Ипсилон Кочијаш (период = 27,08 години) и 11 Мал Лав (период = 69,1 години) имаат подолги периоди.
VV Кефеј исто така покажува полуправилни варијации од неколку десетини од светлинската величина. Визуелните и инфрацрвените варијации се смета дека не се поврзани со варијациите на ултравиолетовите бранови должини. Пријавен е период од 58 денови во УВ, додека доминантниот период за подолги бранови должини е 118,5 денови. Се смета дека варијациите на кратката бранова должина се предизвикани од дискот околу топла секундарна ѕвезда, додека пулсирањето на примарниот црвен суперџин ги предизвикува другите варијации. Предвидено е дека дискот што ја опкружува секундарната, ќе произведе таква варијабилност на осветленоста.
2 Спектар
Спектарот на VV Кефеј може да се раздели на две главни компоненти, кои потекнуваат од топол суперџин и жешка мала ѕвезда опкружена со диск. Материјалот кој го опкружува жешкиот, произведува линии на емисија, вклучувајќи [Fe <sub>II</sub> ] забранети линии, феноменот B[e] познат од другите ѕвезди опкружени со кружни ѕвездени дискови. Линиите за емисија на водород се со двоен врв, предизвикани од тесна средишна компонента за насобирање. Ова е предизвикано од гледањето на дискот речиси на работ на местото каде што пресретнува континуум зрачење од ѕвездата. Ова е карактеристично за т.н. ѕвезда-школка.
Забранетите линии, главно од Fe<sub>II,</sub> но исто така и од Cu <sub>II</sub> и Ni <sub>II</sub>, се претежно константни во радијалната брзина и за време на затемнувањата, така што се смета дека потекнуваат од далечен околен материјал.
Спектарот драматично варира за време на примарните затемнувања, особено на ултравиолетовите бранови должини произведени најсилно од жешкиот придружник и нејзиниот диск. Типичниот В спектар со одредена емисија е заменет со спектар во кој доминираат илјадници емисиони линии бидејќи делови од дискот се гледаат со блокиран континуум од ѕвездата. За време на влегувањето и излегувањето, профилите на емисионите линии се менуваат бидејќи едната или другата страна на дискот блиску до ѕвездата станува видлива додека другата е сè уште затемнета. Бојата на системот како целина исто така се менува за време на затемнувањето, при што голем дел од сината светлина од придружникот е блокирана.
Од затемнувањата, одредени спектрални линии се разликуваат силно и непредвидливо и во јачината и формата, како и во континуумот. Се смета дека брзите случајни варијации во континуумот со кратка бранова должина произлегуваат од дискот околу компонентата В. Линиите за насобирање на обвивката покажуваат променливи радијални брзини, веројатно поради варијациите во акрецијата од дискот. Емисиите од Fe <sub>II</sub> и Mg <sub>II</sub> се зајакнуваат околу периастронските или секундарните затемнувања, кои се случуваат приближно во исто време, но линиите на емисија, исто така, варираат случајно низ орбитата.
Во оптичкиот спектар, Hα е единствената јасна карактеристика на емисијата. Нејзинарта сила варира случајно и брзо по затемнувањето, но станува многу послаба и релативно константна за време на примарните затемнувања.
3 Растојание
Растојанието е проценето со различни техники на околу , што го става во рамките на асоцијацијата Кефеј OB2. Некои постари иследувања откриле поголемо растојание и, следствено, многу висока осветленост и полупречник, но денес се смета дека растојанието е поверојатно да биде околу ,иако и мерењата на паралаксата Хипаркос и Gaia Data Release 2 имплицираат растојание под крс. Бејлер-Џонс и сор. (2021) го процениле фотогеметриското растојание на VV Кефеј на околу 1,02 kpc.
4 Својства
Треба да биде возможно да се пресметаат масите на затемнети двојни ѕвезди со одредена точност, но во овој случај загубата на маса, промените во параметрите на орбиталата, дискот што ја замаглува жешката секундарна ѕвезда и сомнежот за растојанието на системот довеле до многу различни проценки. Традиционалниот модел, од спектроскопски добиената орбита, има маса на двете ѕвезди околу , што е типично за светлиот црвен суперџин и рана ѕвезда од главната низа B. Алтернативен модел бил предложен врз основа на неочекуваното време на затемнувањето во 1997 година. Под претпоставка дека промената се должи на пренос на маса што ја менува орбитата, потребни се драматично помали вредности на масата. Во овој модел, примарната ѕвезда е АГЏ ѕвезда, а секундарната е B-ѕвезда. Спектроскопските радијални брзини што ја покажуваат секундарната ѕвезда со еднаква маса на примарната се објаснуваат како дел од дискот наместо самата ѕвезда.
Иследувањето од 2023 година, барајќи ѕвездени кандидати за Вилсон-Бапуовиот ефект, утврдило полупречник од за VV Кефеј A со помош на ѕвездена сјајност од околу и температура од келвини. Аголниот пречник бил измерен на 7,251 милиарксекунди со иследување од 2021 година (користејќи го морнаричкиот прецизен оптички интерферометар), кој изведува физички полупречник од користејќи растојание од 1.000 парсеци. Постарото мерење на аголниот пречник дава вредност од 6,38 милијарсекунди, што му дава полупречник од со растојание од 1.500 парасеци. Анализата на претходните затемнувања дала вредности на полупречник помеѓу и и горна граница од . Се пресметува дека Рошевиот лобус е околу , така што полупречник не може да биде поголем од ова. Големината на секундарната ѕвезда е уште понеизвесна, бидејќи е физички и фотометриски замаглена со многу поголем диск . Секундарната ѕвезда е секако многу помала од примарната или од дискот и е пресметана на до од орбиталното решение. . Врз основа на нејзината висока сјајност, VV Кефеј A се смета за црвен хиперџин.
Температурата на ѕвездите VV Кефеј повторно е неизвесна, делумно затоа што едноставно не постои ниту една температура што може да се додели на значително несферична дифузна ѕвезда која орбитира околу врел придружник. Деловната температура генерално цитирана за ѕвездите е температурата на сферичното црно тело што се приближува на излезот на електромагнетното зрачење на вистинската ѕвезда, што ја опфаќа емисијата и апсорпцијата во спектарот. VV Кефеј A е прилично јасно идентификувана како суперџин М2, и како таква, и е дадена температура околу 3.800 К. Секундарната ѕвезда е силно заматена од диск со материјал од примарната ѕвезда, а нејзиниот спектар е речиси незабележлив во однос на емисијата на дискот. Откривањето на некои линии на апсорпција на ултравиолетовите го стеснува спектралниот тип до раниот B и очигледно е ѕвезда од главната низа, но веројатно ќе биде абнормална во неколку аспекти поради пренос на маса од суперџинот.
VV Кефеј A има некои емисиони линии, но тие се произведени од насобирачки диск околу топлата секундарна ѕвезда.
5 Поврзано
* Ѕвездена класификација
* VY Големо Куче
* Список на најголеми познати ѕвезди