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仙王座VV

一月 10, 2024

提示：此条目的主题不是仙王座 W。

仙王座VV，也稱為HD 208816，是在仙王座的一顆食聯星系統，距離地球大約5,000光年。它是B(e)星，也是殼層星。

仙王座VV（VV Cephei）

仙王座VV在仙王座中的位置。
觀測資料
曆元 J2000
星座 仙王座
星官
赤經 21h 56m 39.14385s[1]
赤緯 +63° 37′ 32.0174″[1]
視星等（V） 4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
特性
U−B 色指数+0.43[4]
B−V 色指数+1.73[4]
变星类型EA + SRc[3]
特性
光谱分类M2 Iab[2]
U−B 色指数+2.07[4]
B−V 色指数+1.82[4]
特性
光谱分类B0-2 V[2]
U−B 色指数−0.52[4]
B−V 色指数+0.36[4]
天体测定
视差 (π)1.33 ± 0.20[1] mas
距离4.9k ly
(1.5k[5] pc)
绝对星等 (MV)−6.93[6]
軌道
繞行週期 (P)7,430.5天[7]
半長軸 (a)16.2 ± 3.7[2]"
(24.8[8] AU)
偏心率 (e)0.346 ± 0.01[7]
倾斜角 (i)84[9]°
半振幅 (K1)
(primary)		19.43 ± 0.33[7] km/s
半振幅 (K2)
(secondary)		19.14 ± 0.68[7] km/s
詳細資料
A
質量2.5[10] or 18.2[8] M☉
半徑516[11] or 1,000[12] R☉
表面重力 (log g)0.0[13]
亮度200,000[14] L☉
溫度3,480 ± 176.8[11] K
金属量 [Fe/H]−0.06[13] dex
B
質量8[10] or 18.6[8] M☉
半徑13[7]-25[15] R☉
金屬量−0.14[16]
年齡25[17] Myr
其他命名
VV Cep、HR 838、HIP 108317、HD 208816、BD+62°2007、WDS J21567+6338、2MASS J21563917+6337319、IRAS 21552+6323、 AAVSO 2153+63
參考資料庫
SIMBAD资料
太陽系土星軌道與仙王座VV A大小的示意圖。土星軌道內側分別是木星、火星與地球軌道。

仙王座VV是已知週期第二長的食聯星。當一顆紅超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣時，若後者是一顆藍色的主序星，就會有一些紅超巨星在軌道的物質流向藍色的伴星，使這顆炙熱的伴星被一個巨大的物質圓盤遮住。這顆主星被稱為仙王座VV A的超巨星，儘管其大小還不確定，但現在已被認為是銀河系中已知最大的恆星之一。目前最佳的估計大小是1,000 R☉，幾乎和木星軌道一樣大。

變異性 编辑

美國天文學家Dean McLaughlin（英语：Dean McLaughlin）在1936年發現仙王座VV是一個食聯星的事實。在20.3年的軌道週期上，仙王座VV會經歷主星食和副星食[18]。主星食會完全遮住炙熱的伴星，持續的時間將近18個月。副星食因為只遮蔽了溫度較低的主星一小部分，光度降低得非常少，以至還測不出其光度的改變[9]。星食開始和持續的時間都會變化。只是它是漸進的，因此很難確定開始和結束的時間。在食聯星中，只有柱一（御夫座ε）的週期比它長[2]。

仙王座VV也顯示出十分之幾星等的半規則變化。可見光和紅外線的變化似乎與紫外線波長的變化無關。據報導在紫外線的變化週期是58天[19]，主要的長波變化週期是118.5天[20]。短波長的變化被認為是由圍繞著熱伴星的圓盤引起的，而主要的變化是紅超巨星的脈動引起的。據推測，伴星周圍的圓盤會產生這樣的亮度變化[21]。

光譜 编辑

仙王座VV的光譜可以分解成兩個主要成分，一個來自冷的超巨星，另一個次被炙熱圓盤環繞的熱且小的伴星。圍繞在伴星周圍的物質產生發射線，包含[FeII]禁線帶，[[:B[e]現象|B[e]現象]]（英语：B(e) star）是由圍繞在恆星周圍的星周盤引起的。由於一個狹窄的中心吸收成分引起，使氫的發射線是雙峰的。這是由於看到的圓盤幾乎以側面朝向我們，攔截了來自恆星連續輻射的光譜。這是殼層星的特徵[18]。

禁線帶主要是[FeII]，但是也有[CuII]和[NiII]，在星食的時候，它們的逕向速度幾乎是恆定的，因此人們認為它們起源於聯星中距離較遠的環星物質[22]。

在主星食的期間，特別是在熱半星及其圓盤產生的紫外線波長最強烈的時候，光譜會劇烈的變化。當圓盤的一部分被來自恆星的連續體阻擋時，帶有某些發射線的典型B光譜，會被有數千條發射線所控制的光譜取代。當進入和離開的過程中，當靠近恆星的圓盤一側或另一側變得可見，而另一側仍然被食時，發射線的輪廓會發生變化[9]。整個系統的顏色，因為伴星發射的藍光部部分都被阻擋掉，在星食期間顏色也會發生[2]。

在星食中，某些譜線的強度和形狀，以及連續體都有強烈而不穩定的變化。連續體在短波（也就是熱）中的快速隨機變化，似乎是由B分量周圍的圓盤引起的。殼層吸收線顯示出不同的徑向速度，可能是由於盤面吸積的變化。來自FeII和MgII的發射，大約在拱點和副食附近增強；他們幾乎是同時發生，但發射線在整個軌道上也會隨機變化[18]。

在可見的光譜中，Hα譜線是唯一清晰的發射特徵。它的強度在星食期間外，會隨機且快速的變化，但在星食的主食期間，它會變得微弱但相對的穩定[23]。

距離 编辑

仙王座VV A 编辑

作為主星的仙王座VV A是一顆紅特超巨星，它的直徑為太陽的1600～1900多倍[24][25]，比土星軌道還要大，是人們迄今已知的恆星中，體積第三大的。其確實的質量不明，但從軌道的動態來推測，不超過100倍太陽質量；從光度推測，則不超過25~40倍太陽質量。它的光譜分類為M2，光度是太陽的275,000～575,000倍。物質正從仙王座VV A噴發而出，流向其伴星仙王座VV B。

仙王座VV B 编辑

是仍處於主序階段的藍色伴星，與主星距離16～25天文單位，每20年繞主星公轉一週。仙王座VV B的光譜分類為B0，其直徑為太陽直徑的10倍，釋出的光度為太陽的10萬倍。

參見 编辑

注釋 编辑

參考資料 编辑

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    外部連結 编辑

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    一月 10, 2024
    仙王座vv, 提示, 此条目的主题不是仙王座, 也稱為hd, 208816, 是在仙王座的一顆食聯星系統, 距離地球大約5, 000光年, 它是b, 也是殼層星, cephei, 在仙王座中的位置, 觀測資料曆元, j2000星座, 仙王座星官赤經, 14385s, 赤緯, 0174, 視星等, 特性u, 色指数, 色指数, 变星类型ea, 特性光谱分类m2, 色指数, 色指数, 特性光谱分类b0, 色指数, 色指数, 天体测定视差, mas距离4, 绝对星等, 軌道繞行週期, 5天, 半長軸, 偏心率, 倾斜角,. 提示 此条目的主题不是仙王座 W 仙王座VV 也稱為HD 208816 是在仙王座的一顆食聯星系統 距離地球大約5 000光年 它是B e 星 也是殼層星 仙王座VV VV Cephei 仙王座VV在仙王座中的位置 觀測資料曆元 J2000星座 仙王座星官赤經 21h 56m 39 14385s 1 赤緯 63 37 32 0174 1 視星等 V 4 91 2 4 80 5 36 3 特性U B 色指数 0 43 4 B V 色指数 1 73 4 变星类型EA SRc 3 特性光谱分类M2 Iab 2 U B 色指数 2 07 4 B V 色指数 1 82 4 特性光谱分类B0 2 V 2 U B 色指数 0 52 4 B V 色指数 0 36 4 天体测定视差 p 1 33 0 20 1 mas距离4 9k ly 1 5k 5 pc 绝对星等 MV 6 93 6 軌道繞行週期 P 7 430 5天 7 半長軸 a 16 2 3 7 2 24 8 8 AU 偏心率 e 0 346 0 01 7 倾斜角 i 84 9 半振幅 K1 primary 19 43 0 33 7 km s半振幅 K2 secondary 19 14 0 68 7 km s詳細資料A質量2 5 10 or 18 2 8 M 半徑516 11 or 1 000 12 R 表面重力 log g 0 0 13 亮度200 000 14 L 溫度3 480 176 8 11 K金属量 Fe H 0 06 13 dexB質量8 10 or 18 6 8 M 半徑13 7 25 15 R 金屬量 0 14 16 年齡25 17 Myr其他命名VV Cep HR 838 HIP 108317 HD 208816 BD 62 2007 WDS J21567 6338 2MASS J21563917 6337319 IRAS 21552 6323 AAVSO 2153 63參考資料庫SIMBAD资料太陽系土星軌道與仙王座VV A大小的示意圖 土星軌道內側分別是木星 火星與地球軌道 仙王座VV是已知週期第二長的食聯星 當一顆紅超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣時 若後者是一顆藍色的主序星 就會有一些紅超巨星在軌道的物質流向藍色的伴星 使這顆炙熱的伴星被一個巨大的物質圓盤遮住 這顆主星被稱為仙王座VV A的超巨星 儘管其大小還不確定 但現在已被認為是銀河系中已知最大的恆星之一 目前最佳的估計大小是1 000 R 幾乎和木星軌道一樣大 目录 1 變異性 2 光譜 3 距離 4 仙王座VV A 5 仙王座VV B 6 參見 7 注釋 8 參考資料 9 外部連結變異性 编辑美國天文學家Dean McLaughlin 英语 Dean McLaughlin 在1936年發現仙王座VV是一個食聯星的事實 在20 3年的軌道週期上 仙王座VV會經歷主星食和副星食 18 主星食會完全遮住炙熱的伴星 持續的時間將近18個月 副星食因為只遮蔽了溫度較低的主星一小部分 光度降低得非常少 以至還測不出其光度的改變 9 星食開始和持續的時間都會變化 只是它是漸進的 因此很難確定開始和結束的時間 在食聯星中 只有柱一 御夫座e 的週期比它長 2 仙王座VV也顯示出十分之幾星等的半規則變化 可見光和紅外線的變化似乎與紫外線波長的變化無關 據報導在紫外線的變化週期是58天 19 主要的長波變化週期是118 5天 20 短波長的變化被認為是由圍繞著熱伴星的圓盤引起的 而主要的變化是紅超巨星的脈動引起的 據推測 伴星周圍的圓盤會產生這樣的亮度變化 21 光譜 编辑仙王座VV的光譜可以分解成兩個主要成分 一個來自冷的超巨星 另一個次被炙熱圓盤環繞的熱且小的伴星 圍繞在伴星周圍的物質產生發射線 包含 FeII 禁線帶 B e 現象 B e 現象 英语 B e star 是由圍繞在恆星周圍的星周盤引起的 由於一個狹窄的中心吸收成分引起 使氫的發射線是雙峰的 這是由於看到的圓盤幾乎以側面朝向我們 攔截了來自恆星連續輻射的光譜 這是殼層星的特徵 18 禁線帶主要是 FeII 但是也有 CuII 和 NiII 在星食的時候 它們的逕向速度幾乎是恆定的 因此人們認為它們起源於聯星中距離較遠的環星物質 22 在主星食的期間 特別是在熱半星及其圓盤產生的紫外線波長最強烈的時候 光譜會劇烈的變化 當圓盤的一部分被來自恆星的連續體阻擋時 帶有某些發射線的典型B光譜 會被有數千條發射線所控制的光譜取代 當進入和離開的過程中 當靠近恆星的圓盤一側或另一側變得可見 而另一側仍然被食時 發射線的輪廓會發生變化 9 整個系統的顏色 因為伴星發射的藍光部部分都被阻擋掉 在星食期間顏色也會發生 2 在星食中 某些譜線的強度和形狀 以及連續體都有強烈而不穩定的變化 連續體在短波 也就是熱 中的快速隨機變化 似乎是由B分量周圍的圓盤引起的 殼層吸收線顯示出不同的徑向速度 可能是由於盤面吸積的變化 來自FeII和MgII的發射 大約在拱點和副食附近增強 他們幾乎是同時發生 但發射線在整個軌道上也會隨機變化 18 在可見的光譜中 Ha譜線是唯一清晰的發射特徵 它的強度在星食期間外 會隨機且快速的變化 但在星食的主食期間 它會變得微弱但相對的穩定 23 距離 编辑仙王座VV A 编辑作為主星的仙王座VV A是一顆紅特超巨星 它的直徑為太陽的1600 1900多倍 24 25 比土星軌道還要大 是人們迄今已知的恆星中 體積第三大的 其確實的質量不明 但從軌道的動態來推測 不超過100倍太陽質量 從光度推測 則不超過25 40倍太陽質量 它的光譜分類為M2 光度是太陽的275 000 575 000倍 物質正從仙王座VV A噴發而出 流向其伴星仙王座VV B 仙王座VV B 编辑是仍處於主序階段的藍色伴星 與主星距離16 25天文單位 每20年繞主星公轉一週 仙王座VV B的光譜分類為B0 其直徑為太陽直徑的10倍 釋出的光度為太陽的10萬倍 參見 编辑巨大恆星列表 仙王座注釋 编辑參考資料 编辑维基共享资源中相关的多媒体资源 仙王座VV 1 0 1 1 1 2 Van Leeuwen F Validation of the new Hipparcos reduction Astronomy and Astrophysics 2007 474 2 653 664 Bibcode 2007A amp A 474 653V arXiv 0708 1752 nbsp doi 10 1051 0004 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