VV Cephei, czerwono- niebieski układ podwójny

CZERWONO – NIEBIESKI UKŁAD PODWÓJNY ZAĆMIENIOWY  VV CEPHEI

W konstelacji Cefeusza, ok. 11/4 stopnia na południowy zachód od gwiazdy podwójnej Xi Cephei znajduje się niespełna 5- magnitudowa, z pozoru zwyczajna gwiazda, która na pierwszy rzut oka zwraca uwagę jedynie dość intensywnym, pomarańczowym zabarwieniem. Wskaźnik koloru upodabnia ją pod tym względem do Aldebarana lub Betelgezy. VV Cephei to niezwykły system podwójny, złożony z rozmieszczonych bardzo blisko siebie gwiazd o skrajnie różnych cechach. Dystans dzielący obie składowe prawdopodobnie nie przekracza 20 jednostek astronomicznych (A.U.)

Składniki układu podwójnego:
Główny komponent jest czerwonym, chłodnym, mocno przeewoluowanym nadolbrzymem typu widmowego M2Ia-Ib ep . Jego towarzysz to niewielka ale za to bardzo gorąca, niebieska gwiazda ciągu głównego, zaliczana do typu B8V e. VV Cep A jest jedną z największych znanych gwiazd. Jej promień blisko 1.500- krotnie przewyższa rozmiary Słońca (choć literatura podaje o różnych wartościach: 1.000- 1.900). Jest również wyjątkowo masywna: ok. 18 Mʘ. Wokół czerwonego nadolbrzyma rozpościera się niezwykle rozległa korona gwiezdna. Gdyby umieścić go w centrum Układu Słonecznego, sięgnąłby orbity Urana.
VV Cep B jest znacznie mniejsza. Jej promień szacuje się na ok. 13 Rʘ. Za to posiada dużo wyższą gęstość od składowej macierzystej. Masa obu gwiazd jest podobna.

 

 

Zmienność:
System VV Cephei to układ zmienny zaćmieniowy. Okres zmienności jest związany ze zjawiskiem przechodzenia jednej gwiazdy na tle tarczy drugiej z nich. Wynosi on ok. 20,34 lat (czyli blisko 7.430 dni. Pierwsze zanotowane zaćmienie układu VV Cep było w latach 1936- 1937. W momencie okultacji, linie spektroskopowe charakterystyczne do zakrywanej gwiazdy wygasają i stają się niemalże niedostrzegalne. Jasność VV Cephei spadła o 0,7m. Pełna faza zaćmienia trwa ok. 15 miesięcy. Wówczas jasność gwiazdy spada do minimum (7,4m). Ale przez te 15 miesięcy nie jest stała, a podlega drobnym fluktuacjom. Cykl fluktuacji to mniej więcej 350 dni, a amplituda wynosi 0,3m. Są to zmiany subtelne, ale łatwe do zarejestrowania.
Każda z gwiazd układu VV Cephei wykazuje również indywidualną, wzajemnie niezależną zmienność z uwagi na pulsację. Dla gwiazdy A okres pulsacji wynosi blisko 118,5 doby, z kolei dla gwiazdy B: 58 dni.

 

 

Otoczka wodorowa:
Nie tylko gwiazda VV Cep A zawiera rozległą otoczkę wodorową. Również wokół komponentu wtórnego roztacza się obłok gazu. Jednakże przybiera on postać płaskiego dysku zlokalizowanego przede wszystkim w płaszczyźnie równika gwiazdy. Zagęszczenie wodoru w płaszczyźnie równikowej jest tutaj silniejsze niż w przypadku innych gwiazd podtypu Be. Dysk więc pochodzi prawdopodobnie nie tylko z wnętrza samej gwiazdy VV Cep B, ale jest również wynikiem akrecji materii przez VV Cep B z gwiazdy VV Cep A. A więc m.in. w akrecji należy upatrywać przyczyny obecności linii emisyjnych wodoru w widmie spektroskopowym systemu. Co ciekawe, temperatura i gęstość dysku wodorowego podlegają drobnym zmianom. Jako przyczynę zjawiska podaje się zmienność poboru masy z komponentu A do składnika B.
Analiza widma spektroskopowego wykazuje, że emisja pasma wodorowego alfa ma charakter dualny: składa się z dwóch wyraźnych i rozróżnialnych pików. Jeden jest przesunięty ku fioletowej części widma, a drugi ku czerwonej. Ma to związek z rotacją dysku wodorowego wokół gwiazdy Be.

 

 

——————————————————————-

Źródło:

  1. Burnham: „Burnham’s Celestial Handbook” cz. I, str. 609- 612.
  2. Pollmann, materiały wykładowe, International Working Group Active Spectroscopy in Astronomy, 2017.
  3. Pollmann: “Observations of Hα Emission in VV Cephei”, 2005.
  4. L. Hopkins, P.D. Bennett I E. Pollmann: “VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19”.

Share This:

Może Ci się również spodoba

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany.