VV Cephei

VV Cephei
Más jelölésekHD 208816, HIP 108317, WDS J21567+6338AB, AAVSO 2153+63
Megfigyelési adatok
CsillagképCepheus csillagkép
SzínképtípusaM2epIa-Iab+B8:eV
Pályaadatok
Évi parallaxis1,6661 milliívmásodperc
Radiális sebesség−13,56 km/s
Sajátmozgás
rektaszcenzióban-1,699 mas/év
deklinációban-0,118 mas/év

A VV Cephei a Cepheus csillagképben elhelyezkedő kettős csillagrendszer. Elsődleges tagja, a VV Cephei A egy vörös szuperóriás, amely az egyik legnagyobb ismert csillag a Tejútrendszerben; a teljes rendszer emellett B[e] és héjcsillag spektrális jellemzőkkel is rendelkezik. A VV Cephei A átmérője körülbelül 2 052 000 000 kilométer. Sugara a becslések szerint nagyjából 1050-szerese, míg térfogata körülbelül 1,15 milliárdszorosa a Napénak.

Leírása

Az éggömbön

A VV Cephei csillagrendszer a Cepheus csillagképben található. Mivel a csillagkép közel van az északi égi pólushoz, Közép-Európából és így Magyarországról nézve is cirkumpoláris. Egész évben a horizont felett tartózkodik, így elméletileg bármelyik tiszta éjszakán megfigyelhető.

A rendszer égi koordinátái (J2000-es epocha szerint):

A csillagrendszer látszó fényessége 4,80 és 5,36 magnitúdó között változik. Fényszennyezéstől mentes, tiszta vidéki égen szabad szemmel is éppen látható, halvány, vöröses fénypontként. Megtalálásához jó támpontot nyújt a csillagkép legfényesebb csillagaa, az Alderamin (α Cephei), amelytől 4,5 fok távolságban helyezkedik el kelet-északkeleti irányban.

Galaktikus pozíció és távolság

A VV Cephei a Tejútrendszer korongjában található, a Naprendszertől mért távolságát a csillagászok 3300 és 4900 fényév (kb. 1000–1500 parszek) közé teszik. A távolság pontos meghatározását nehezíti a csillag pulzációja, amely zavarja a parallaxis-méréseket.

A galaxison belüli elhelyezkedése a következő sajátosságokat mutatja:

Megfigyelése

A két csillag átlagos távolsága 25 csillagászati egység, azonban a nagy excentricitás miatt ez az érték 17 és 34 CSE között változik. Mivel messze van tőlünk, a komponensek maximális látszó szögtávolsága is kisebb 0,1 ívmásodpercnél, ezért vizuálisan nem bontható fel.

Mint szabad szemmel észlelhető változócsillag, az ez iránt érdeklődő amatőrök hazánkban is évtizedek óta követik a fényességváltozását. Hagyományosan az amerikai AAVSO szervezetnek küldik be megfigyeléseiket, ahol erről az objektumról 2026-ig 19 ezernél több fényességadatot regisztráltak.

Története

A VV Cephei kezdetben egy egyszerű, nagyjából 5 magnitúdós, szabad szemmel is éppen látható csillagként szerepelt a katalógusokban. A 19. század végén, az 1890-es években olyan csillagászok, mint T.W. Backhouse és Kaspar Graff észrevették, hogy a csillag fényessége szabálytalan, minimális ingadozásokat mutat. A csillag ekkor kapta meg a változócsillagok jelölési rendszere alapján a VV Cephei nevet (a Cepheus csillagképben felfedezett változók sorában).

Az igazi tudományos áttörést a fotólemezek és a csillagászati színképelemzés (spektroszkópia) elterjedése hozta el; 1912-ben az amerikai csillagásznő, Annie Jump Cannon a Harvard Obszervatórium fotólemezeit vizsgálva elemezte a VV Cephei fényét. Cannon észrevette, hogy a csillag spektruma teljesen rendellenes. Alapvetően egy hűvös, vörös szuperóriás (M osztályú) jegyeit mutatta, ugyanakkor a spektrum kék és ultraibolya tartománya szokatlanul erős volt, és fényes hidrogén emissziós vonalakat tartalmazott. Ez egy hűvös csillagnál fizikai képtelenség lett volna, ami arra utalt, hogy valami forró dolog is rejtőzik a rendszerben. Bár a spektrum gyanús volt, a rendszer valódi, fizikai felépítését csak 1936-ban sikerült bizonyítani. 1936 márciusában a csillag fényessége hirtelen, a korábbiaknál mélyebb minimumot produkált. A Michigani Egyetem csillagásza, Dean B. McLaughlin spektroszkópiai vizsgálatokkal kimutatta, hogy a mély fénycsökkenés alatt a spektrumból teljesen eltűntek a forró, kék komponensre utaló emissziós vonalak. Ebből kikövetkeztette, hogy a VV Cephei egy fedési kettőscsillag. A hatalmas, vörös szuperóriás (VV Cephei A) ekkor vonult be pontosan a kisebb, forró, kék társcsillag (VV Cephei B) elé, teljesen elfedve azt a földi megfigyelők elől. A felfedezést követően azonnal megkezdődött az archív adatok szisztematikus átfésülése. 1936–1937-ben az orosz-amerikai csillagász, Szergej Gaposkin(wd) (Annie Jump Cannon korábbi feljegyzéseit és a Harvard lemezgyűjteményét is használva) kiszámította a rendszer keringési periódusát. Megállapította, hogy a két csillag elképesztően hosszú idő, kb. 20,4 év alatt kerüli meg egymást, és a teljes fedés csaknem egy teljes évig (250-300 napig) tart. A 20. század második felében a VV Cephei az egyik legtöbbet vitatott rendszerré vált. A korai mérések (pl. Anne Cowley vagy K.O. Wright munkái az 1960-as és 70-es években) még gigantikus, 1900-szoros napsugarat és 30-80 naptömeget tulajdonítottak a főkomponensnek. A modernebb űrtávcsöves megfigyelések (UV-vizsgálatok) és a digitális interferometria azonban finomították ezeket az adatokat, és feltárták a VV Cephei B körüli akkréciós korongot, amely korábban „meghamisította” a mérési eredményeket.

A rendszer tagjai

A komponens

A VV Cephei A mérete jóval meghaladja társcsillaga, a VV Cephei B méretét. Ez a csillag egyike a legnagyobbaknak a galaxisunkban. Sugara a korábbi becslések szerint 1050–1900-szorosa a Napénak, a modernebb, konzervatívabb mérések szerint azonban 660–1500 napsugár között ingadozhat. Ha a Nap helyén lenne, túlérne a kisbolygóövön, míg a nagyobb becslések alapján a Jupiter pályáján is. Luminozitása körülbelül 200–400 ezerszerese a Napénak. Energiájának jelentős részét az infravörös tartományban bocsátja ki. Annak ellenére, hogy térfogata kb. 1,15 milliárdszorosa a Napénak, tömege csupán 18–20 naptömeg. Ebből következik, hogy sűrűsége rendkívül alacsony. Hőmérséklete viszonylag hűvös, 3500–3800 Kelvin közötti, ami a jellegzetes mélyvörös színét adja. A csillag olyan hatalmasra fúvódott, hogy teljesen kitölti a saját Roche-térfogatát.

Társcsillagával kb. 20,4 évente kerülik meg egymást egy elnyújtott pályán.  A vörös szuperóriás laza szerkezetű külső gázrétegeit a VV Cephei B folyamatosan szippantja el. Ez a gáz egy óriási akkréciós korongot formál a kék csillag körül. Az anyagátadáson felül a VV Cephei A-ból rendkívül intenzív csillagszél indul ki, amellyel hatalmas mennyiségű port és gázt fúj ki a csillagközi térbe. Mivel a VV Cephei A a csillagfejlődés legvégső stádiumában jár, magfúziós készleteinek végéhez közeledik. Csillagászati időléptékkel mérve a jövője egyértelmű: életét egy hatalmas II. típusú szupernóva-robbanás fogja lezárni, amely után egy neutroncsillag vagy egy fekete lyuk marad a helyén.

B komponens

A VV Cephei B a rendszer másodlagos, de lényegesen forróbb komponense. Bár a főkomponens dominálja a rendszert, a társ kulcsfontosságú szerepet játszik a megfigyelhetőségben és hidrodinamikai folyamatokban, mivel gravitációsan anyagot von el a főcsillagtól.

Az égitest egy forró, B típusú fősorozati csillag (spektrális osztálya B0-B8 közé esik, gyakran B8ve-ként hivatkoznak rá). A színkép „e” jelzése az emissziós vonalakra utal, amelyeket nem maga a csillag felszíne, hanem a körülötte lévő izzó gázkorong bocsát ki. Annak ellenére, hogy térfogata elenyésző a főkomponenshez képest, tömege jelentős: a legújabb pályamegfigyelések alapján körülbelül 8 naptömeg. A korábbi, pontatlanabb mérések még 13–20 naptömeget tulajdonítottak neki. Mérete nagyjából 5–8-szorosa a Napénak, ezzel eltörpül az A komponens mellett. Felszíne rendkívül forró, effektív hőmérséklete megközelítőleg 10–18 ezer Kelvin között mozog (szemben a VV Cephei A hűvös, 3500 Kelvines felszínével). Bár mérete jóval kisebb, a magas hőmérséklet miatt luminozitása jelentős, a Napénak nagyjából a tízezerszerese. Energiájának túlnyomó részét a látható fény kék és ultraibolya (UV) tartományában bocsátja ki.

A B komponens belépése a vörös óriás mögé

A Földről nézve a VV Cephei egy fedési kettős, ami azt jelenti, hogy a csillagpár keringési síkja majdnem pontosan a látóvonalunkba esik. A 20,4 éves keringési ciklus során a VV Cephei A óriási kiterjedésű teste mögött tartózkodik közel 250 napon át.

Bár a VV Cephei B jelenleg még a stabil fősorozati (hidrogénégető) szakaszban van, a jövőjét drasztikusan befolyásolja a társcsillaga. Amikor a VV Cephei A szupernóvává válik, a robbanás ereje elsöpri a B csillag akkréciós korongját, és potenciálisan kilöki a pályájáról, „szökött csillaggá” változtatva azt. Ha a rendszer túléli a robbanást, a VV Cephei B saját fejlődése végén (tömege alapján) valószínűleg egy fehér törpévé vagy egy kisebb tömegű neutroncsillaggá fog alakulni.

Jegyzetek

  1. ↑ HD 208816. simbad.cds.unistra.fr
  2. ↑ Shenavrin, V. I. – Taranova, O. G. – Nadzhip, A. E. (2010. december). "Search for and study of hot circumstellar dust envelopes". Astronomy Reports (angol nyelven). 55 (1). MAIK Nauka/Interperiodica: 31–81. doi:10.1134/S1063772911010070. ISSN 1063-7729.{{cite journal}}: CS1 karbantartás: numerikus név: szerzőfelsorolás (link) CS1 karbantartás: több név: szerzőfelsorolás (link)
  3. ↑ van de Kamp, P. (1977-09). "Astrometric study of the eclipsing binary VV CEP from plates taken with the Sproul 61 CM refractor". The Astronomical Journal. 82: 750. doi:10.1086/112120. ISSN 0004-6256. Hozzáférés: 2026-06-29. {{cite journal}}: Check date values in: |date= (súgó)
  4. ↑ Pollmann, E. (2017. április 1.). "A Time Series of BV photometry and H{alpha} Emission Fluxes of the Eclipsing Binary VV Cep". Information Bulletin on Variable Stars (6198). doi:10.22444/ibvs.6198. ISSN 0374-0676. Hozzáférés: 2026. június 29. {{cite journal}}: More than one of |author= és |last= specified (súgó); Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (súgó)
  5. ↑ VV Cephei. 196–197. o. ISBN 0-387-95436-8 Hozzáférés: 2026. június 29.
  6. 1 2 Levesque, Emily M.; Massey, Philip (2005). "The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, But Not As Cool As We Thought". The Astrophysical Journal. 628 (2): 973. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  7. ↑ "Meteor". XLV. (7–8). Budapest: MCSE: 96. ISSN 0133-249X. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (súgó)
  8. ↑ VV Cep
  9. 1 2 Arbour, Ron (2019). "Observing the 2017–'19 primary eclipse of VV Cephei". Journal of the British Astronomical Association. 129 (5): 257. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  10. ↑ McLaughlin, Dean B. (1936). "The Eclipsing Binary VV Cephei". Harvard College Observatory Announcement Card. 370: 1. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  11. ↑ Gaposchkin, Sergei (1937). "The Eclipsing Variable VV Cephei". Harvard College Observatory Circular. 421: 1–17. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  12. ↑ Cowley, Anne P. (1969). "The VV Cephei Stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 81 (481): 297. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  13. ↑ Hopkins, Jeffrey L.; Bennett, Philip D. (2015). "VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19". Society for Astronomical Sciences. 34: 91. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)
  14. ↑ Bauer, W. H.; Bennett, P. D. (2008). "The Ultraviolet Spectrum of the Hot Companion of VV Cephei". The Astrophysical Journal. 684 (2): 1351. Hozzáférés: 2026. június 29.
  15. ↑ Blaauw, A. (1961). "On the origin of the O and B type stars with high velocities (the "runaway" stars), and some related problems". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 15: 265. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (súgó)