VV ケフェイ

VV ケフェイ

ケフェウス座の VV ケファイの位置
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	ケフェウス
赤経	21時間56分39.14385秒[1]
偏角	+63° 37′ 32.0174″ [1]
見かけの等級 （V）	4.91 [2] (4.80 - 5.36 [3] )
特徴
U−B色指数	+0.43 [4]
B−V色指数	+1.73 [4]
変数型	EA + SRc [3]
あ
進化段階	赤色超巨星
スペクトル型	M2 Iab [2] (M1p 0) [5]
U−B色指数	+2.07 [4]
B−V色指数	+1.82 [4]
B
進化段階	B型主系列星
スペクトル型	B0-2V [2]
U−B色指数	−0.52 [4]
B−V色指数	+0.36 [4]
天体測量
固有運動（μ）	RA:  −1.066 [6] マス/年 十二月:  −0.425 [6] マス/年
視差（π）	1.0033 ± 0.1073 マス[6]
距離	3,319  – 4900 光年 （1,018+142 −99[7]  –1500 ± 400 [8] 個)
絶対等級 (M V )	−6.93 [9]
軌道
期間（P）	7,430.5日[10]
半長径(a)	16.2 ± 3.7 [2]インチ (24.8 [8] AU)
偏心度（e）	0.346 ± 0.01 [10]
傾斜（i）	84 [11] °
半振幅（K 1） （プライマリ）	19.43 ± 0.33 [10] km/s
半振幅（K 2） （二次）	19.14 ± 0.68 [10] km/s
詳細
あ
質量	2.5 [12]または 18.2 [8]  M ☉
半径	660、[13] 1,050 [11]  R ☉
明るさ	72,880 ± 16,300 [14]  L ☉
表面重力（log  g）	–0.26 [15]  cgs
温度	3,660 [13]  – 3,826 [2]  K
金属度[Fe/H]	−0.06 [16] デックス
年	25 ± 0.1 [17] ミル
B
質量	8 [12]または 18.6 [8]  M ☉
半径	13 [10]または 25 [18]  R ☉
金属度[Fe/H]	−0.14 [19] デックス
年	25 ± 0.1 [17] ミル
その他の指定
VVセップ、HR  8383、HIP 108317、HD 208816、BD +62°2007、WDS J21567+6338、2MASS J21563917 +6337319、IRAS 21552+6323、AAVSO 2153+63、ガイア DR3 2216536246703152256、ガイア DR2 2216536246703152256
データベース参照
シンバド	データ

VV Cephei は、 HD 208816としても知られ、ケフェウス座にある食連星系です。B [e]星であり、殻星でもあります。

ケフェウス座VV星は、知られている中で3番目に長い周期を持つ食連星です。赤色超巨星は、伴星である青い星に最も近づくと、ロッシュ・ローブを満たします。伴星は主系列上にあるようです。赤色超巨星から青い星へと物質が少なくとも軌道の一部にわたって流れ込み、高温の星は物質の大きな円盤に隠されています。ケフェウス座VV星Aとして知られる主星である超巨星は、現在、銀河系で最も大きい星の1つとして認識されていますが、その大きさは定かではありません。推定値は660  R _{☉から1,000} R _☉以上までの 範囲です。

ケフェウス座VV星が食連星系であるという事実は、1936年にアメリカの天文学者ディーン・マクラフリンによって発見された。ケフェウス座VV星は、20.3年の公転周期の間に主食と副食の両方を経験する。 ^[20]主食は高温の副星を完全に覆い隠し、約18か月続く。副食は非常に浅く、副星が大型の低温の主星のごく一部を隠すため、測光的に検出されていない。^[11]食のタイミングと期間はさまざまであるが、徐々に起こるため正確な開始を測定することは難しい。これより長い周期を持つのは、ぎょしゃ座ε星（周期 = 27.08年）とこしし 座AS星（周期 = 69.1年）のみである。^{[21] [22]}

ケフェウス座VV星も、数十分の1程度の半規則的な変動を示す。可視光と赤外線の変動は、紫外線波長の変動とは無関係であるように見える。紫外線では58日の周期が報告されているが^[23] 、より長い波長では118.5日が優勢である。^[24]短波長の変動は高温の伴星の周囲の円盤によって引き起こされると考えられており、その他の変動は赤色超巨星の主星の脈動によって引き起こされる。伴星の周囲の円盤がこのような明るさの変動を生み出すと予測されている。^[25]

VV Cep のスペクトルは、冷たい超巨星と円盤に囲まれた高温の小さな恒星に由来する 2 つの主要成分に分解できます。高温の二次星を取り囲む物質は、[Fe _II ] 禁制線を含む輝線を生成します。これは、恒星周縁円盤に囲まれた他の恒星で知られているB[e] 現象です。水素輝線は、狭い中央吸収成分によって 2 重ピークになっています。これは、円盤が恒星からの連続放射を遮る場所で円盤のほぼ端を見ることによって発生します。これはシェル星の特徴です。^[20]

禁制線は主にFe _IIですが、Cu _IIやNi _IIでも見られ、視線速度や日食の間もほぼ一定であるため、遠方の連星系周辺物質に由来すると考えられています。^[26]

スペクトルは主食の間、特に高温の伴星とその円盤によって最も強く生成される紫外線波長で劇的に変化する。恒星からの連続光が遮られて円盤の一部が見えるようになると、いくらかの放射を伴う典型的な B スペクトルは、数千本の輝線が支配的なスペクトルに置き換わる。円盤の進入と退出の間、恒星に近い片側またはもう一方の側が見えるようになる一方で、もう片側はまだ遮られているため、輝線プロファイルが変化する。^[11]伴星からの青色光の多くが遮られるため、システム全体の色も食の間に変化する。^[2]

食以外では、特定のスペクトル線は強度と形状の両方で大きく不規則に変化し、連続スペクトルも同様に変化する。短波長（つまり高温）連続スペクトルの急速なランダム変化は、B成分の周りのディスクから生じていると思われる。殻吸収線は、ディスクからの集積の変化により、変化する視線速度を示す。Fe _IIとMg _{IIからの放射は、ほぼ同時に発生する}近点または二次食の周辺で強くなるが、放射線も軌道全体でランダムに変化する。^[20]

光学スペクトルでは、Hα_線が唯一の明確な放射特性です。その強度は日食の期間外にはランダムかつ急速に変化しますが、主日食の間ははるかに弱くなり、比較的一定になります。^[27]

VVケフェウス座までの距離は不確かである。ヒッパルコスとガイアデータリリース2の 視差測定では、それぞれ0.752キロパーセクと0.6キロパーセクの距離が示唆されているが^{[1] [28] 、}ガイアデータリリース3の視差を使用したベイラージョーンズらの分析では、写真幾何学的距離は1.02キロパーセクと示されている^[7] 。これらの視差は不正確になる可能性があり、VVケフェウス座Aの明るさの変化は測定可能な天文測定シフトを引き起こし、視差測定に影響を与える可能性がある。^[29]別の研究では、より長い距離が示されています。 直線軌道と角軌道の比較に基づくと、1.5 ± 0.4 kpcである。 ^[11] 1977年の古い解析では、バーンズ・エヴァンスの関係を適用して、距離は1.28 kpcとなった。^[30]

食連星の質量はある程度の精度で計算できるはずだが、この場合、質量損失、軌道パラメータの変化、高温の伴星を隠す円盤、およびシステムの距離に関する疑問により、推定値が大きく変動する。分光学的に導出された軌道に基づく従来のモデルでは、両方の星の質量は約 20  M _☉であり、これは明るい赤色超巨星と初期の B 主系列星に典型的な値である。^[10]しかし、1997 年の食の予想外のタイミングに基づく別のモデルが提案されている。変化が質量移動による軌道変更によるものであると仮定すると、大幅に低い質量値が必要になる。このモデルでは、主星は 2.5  M _☉ AGB 星で、伴星は 8  M _☉ B 星である。分光学的視線速度が伴星の質量が主星と等しいことを示しているのは、星そのものではなく円盤の一部であると説明される。^[12]

ケフェウス座VV星の半径の推定値は大きく異なります。主星の半径の初期の推定値は、1,200から1,600太陽半径の範囲で、上限は1,900  R _☉です。^[31]ロッシュ・ローブは約1,800  R _☉と計算されているため、半径はこれより大きくなることはありません。^[20] 赤外線および近赤外線の測光と、 M2超巨星のスペクトルエネルギー分布を組み合わせると、角直径は6.38ミリ秒角になります。これにより、物理的な半径は694  R _☉ ^[a]または1,050  R _☉ ^[11]となり、それぞれ距離を1,018パーセクと1,500パーセクとします。その後、2021年に角直径が7.251ミリ秒で測定され、ガイアDR3距離1kpcで半径779  R _☉となった。しかし、この測定はケフェウス座VV星の連星性に影響された可能性がある。^[14] 2024年の研究では、ガイアDR3距離を採用して半径660  R _☉としている。^[13]

伴星の大きさは、直径数百R _☉のはるかに大きな円盤によって物理的にも測光的にも隠されているため、さらに不確かです 。伴星は主星や円盤よりもはるかに小さく、軌道解から13 R _☉から 25  R _☉と計算されています 。 ^{[10] [18]}

VV ケフェウス座 VV 星の温度もまた不確かである。その理由の 1 つは、高温の伴星を周回する著しく非球形の拡散星に割り当て可能な単一の温度が存在しないからである。星について一般的に引用される有効温度は、スペクトルの放射と吸収を考慮した、実際の星の電磁放射出力に近い球状黒体の温度である。VV ケフェウス座 A は M2 超巨星としてかなり明確に識別されており、そのため、温度は約 3,800 K とされている。伴星は主星からの物質の円盤によって大きく隠されており、そのスペクトルは円盤放射に対してほとんど検出できない。いくつかの紫外線吸収線が検出され、スペクトル型は初期 B に絞り込まれ、明らかに主系列星であるが、超巨星からの質量移動によりいくつかの点で異常である可能性がある。^[32]

VVケフェウスAにはいくつかの輝線があるが、これらは高温の二次星の周りの降着円盤から生成されたものである。^[33]

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ウィキメディア・コモンズには、 VV ケファイに関連するメディアがあります。

• space.Com の最大の星
• 今日の宇宙 - 最大の星
• ケンプテン天文台の VV ケファイ
• VV ケフェウス座のアラジン画像^{[永久リンク切れ‍ ]}