VV Cephei ist ein Doppelsternsystem, das sich im Sternbild Kepheus befindet. Es besteht aus einem Roten Überriesen, VV Cephei A, der die Roche-Grenze überschreitet, wenn er seinem Partner – VV Cephei B, einem Blauen Riesen – am nächsten kommt. Dann fließt Materie von ihm zu seinem blauen Partner. Der Blaue Stern scheint zur Hauptreihe zu gehören, vermutlich hat er aber bereits viel Masse von VV Cephei A entrissen.
| Doppelstern VV Cephei | ||||||||||||||||||||||||||
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| Größenvergleich zwischen der Sonne und VV Cephei A | ||||||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | ||||||||||||||||||||||||||
| AladinLite | ||||||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Kepheus | |||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1] | 4,91 mag | |||||||||||||||||||||||||
| Orbit | ||||||||||||||||||||||||||
| Periode | 7430 Tage | |||||||||||||||||||||||||
| Große Halbachse | 0",0120 ± 0",0011 | |||||||||||||||||||||||||
| Einzeldaten | ||||||||||||||||||||||||||
| Namen | A; B | |||||||||||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten | ||||||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit [1] | A | 5,18 mag | ||||||||||||||||||||||||
| B | 6,66 mag | |||||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | ||||||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse[1] | A | M2 Iaep | ||||||||||||||||||||||||
| B | B6 IIe | |||||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | ||||||||||||||||||||||||||
| Absolute vis. Helligkeit Mvis[2] |
A | −8,0 mag | ||||||||||||||||||||||||
| B | −6,2 mag | |||||||||||||||||||||||||
| Absolute bol. Helligkeit Mbol[2] |
A | −9,5 mag | ||||||||||||||||||||||||
| B | −7,8 mag | |||||||||||||||||||||||||
| Masse | A | 25–40 oder 100 M☉ | ||||||||||||||||||||||||
| B | 20 M☉ | |||||||||||||||||||||||||
| Radius | A | 1600–1900 R☉ | ||||||||||||||||||||||||
| B | 10 R☉ | |||||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | A | 275.000–575.000 L☉ | ||||||||||||||||||||||||
| B | 100.000 L☉ | |||||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | A | 3300–3650 K | ||||||||||||||||||||||||
| B | 10000–28000 K | |||||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | ||||||||||||||||||||||||||
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Name
Der erste Namensteil „VV“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne und besagt, dass VV Cephei der vierzigste veränderliche Stern ist, der im Sternbild Kepheus entdeckt wurde. Der zweite Namensteil „Cephei“ entspricht dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbildes Cepheus.
Physikalische Eigenschaften
VV Cephei A
Der Überriese VV Cephei A ist einer der größten bekannten Sterne der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 und hat ungefähr den 1600- bis 1900-fachen Durchmesser der Sonne. Befände er sich an der Stelle unserer Sonne, dann würde seine größte Ausdehnung sogar noch die Umlaufbahn des Saturn einschließen. Seine Helligkeit entspricht circa der 275.000- bis 575.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Die Masse des Sternes wird von Astronomen auf Grund von der Bewegung von auf seinem Orbit befindlichen Körpern auf eine Masse von (~5*10^31) - (~2*10^32) kg geschätzt, welches das 25 bis 100 fache der Sonne wäre. Andererseits ergibt eine auf seiner Helligkeit beruhende Rechnung zwischen 25 und 40 Sonnenmassen.
VV Cephei B
VV Cephei B ist ein blauer Stern der Hauptreihe. Er ist ein B-Stern mit dem zehnfachen Sonnendurchmesser und der 100.000-fachen Sonnenhelligkeit. Ein Umlauf des Systems benötigt 7430 Tage (20,3 Jahre). Seine Eklipse dauert etwa 1300 Tage, die Mitte seiner letzten Eklipse war Anfang Januar 1998.
Bedeckungsveränderlicher Stern
Die Lichtkurve zeigt nahezu keine Veränderung, während der blaue Stern VV Cephei B vor dem Überriesen VV Cephei A vorbeizieht:
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Die Lichtkurve sinkt hingegen schlagartig, sobald VV Cephei B hinter VV Cephei A vorbeizieht:
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Siehe auch
Weblinks
Einzelnachweise
- ↑ a b c SIMBAD Query Result: V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2008 (englisch).
- ↑ Dr. Thomas G. Franke, William B. Albrecht, Terri Osland: The Brightest Stars. Abgerufen am 29. September 2008 (englisch).