VV Cephei

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Ficha d'oxetu celesteVV Cephei
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 329,16309937292 °[1]
Declinación (δ) 63,62556039972 °[1]
Magnitú aparente (V) 4,9 (banda V)
Constelación Cepheus (es) Traducir[3]
Velocidá radial −13,56 km/s[4]
Parallax 1,6661 mas[5]
Radiu 1475 Radius solars
Otros nomes
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Coordenaes: Sky map 21h 56m 39.144s, 63° 37 32.017

VV Cephei (VV Cep / HD 208816) ye una estrella variable asitiada na constelación de Cepheus de magnitú aparente +4,91. Ye una estrella binaria compuesta por una hiperxigante colorada, VV Cephei A, y una estrella blancu-azulada de la secuencia principal, VV Cephei B. El sistema alcuéntrase a unos 3000 años lluz del Sistema Solar.

Sistema Estelar[editar | editar la fonte]

El sistema VV Cephei consta de 2 estrelles

VV Cephei A[editar | editar la fonte]

Comparanza de tamañu ente'l Sol (el puntu mariellu de la esquierda) y VV Cephei A.

VV Cephei A ye una hiperxigante colorada lluminosa de tipu espectral M2Iape, siendo una de les estrelles más grandes conocíes con un radiu entendíu ente 1000 y 2200 vegaes el radiu solar. Traducíu a unidaes astronómiques (UA), tien un radiu ente 4,7 y 10,4 UA, lo qu'implica que si s'atopara nel llugar del Sol —considerando'l valor máximu—, la so superficie estenderíase más allá de la órbita de Saturnu. La so temperatura superficial deque conocida, cifrándose nel rangu de 3300 - 3650 K. Al tar bien alloñada de la Tierra, la distancia a la que s'atopa ye incierta, polo que la so lluminosidá pue tar entendida ente 163.000 y 535.000 vegaes la del Sol. La so masa envalórase ente 25 y 40 mases solares.

VV Cephei A nun tener forma esférica, sinón que por cuenta de la fuercia de marea producida pola atraición gravitatoria de la so compañera, tien forma de gota y dexa materia a un discu que se forma en redol a VV Cephei B. Coles mesmes, ye una estrella pulsante semirregular que'l so rellumu varia de centésimes a décimes de magnitú. Conócense distintos periodu d'oscilación de 58, 118 y 349 díes, según otru más llargu de 13,7 años. Una estrella d'estes carauterístiques (nestos momentos fundiendo heliu n'átomos de carbonu) nun puede terminar los sos díes sinón como una supernova, que la so esplosión puede espulsar a la so compañera a gran velocidá convirtiéndola nuna estrella fuxitiva.

VV Cephei B[editar | editar la fonte]

VV Cephei B ye muncho menos conocida que'l so enorme compañera. Catalogada como una estrella B8Ve, la so masa puede ser delles vegaes mayor que la masa solar. La tresferencia de masa ente les dos estrelles probablemente produz súbitos cambeos nel periodu orbital del sistema. Anguaño VV Cephei B mover nuna órbita escéntrica a una distancia de VV Cephei A entendida ente 17 y 34 UA, siendo'l periodu orbital de 20,4 años. Cuando VV Cephei A pasa per delantre de VV Cephei B produzse un eclís de 250 díes de duración que fai que'l so rellumu mengüe nun 20%.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Coordenaes: Sky map 21h 56m 39.144s, 63° 37 32.017

  1. 1,0 1,1 Floor van Leeuwen (2007). «Validation of the new Hipparcos reduction» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (2):  páxs. 653–664. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  2. Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llingua de la obra o nome: inglés. Data de publicación: 2002.
  3. Afirmao en: VizieR. Llingua de la obra o nome: inglés.
  4. B. Famaey (xineru 2005). «Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data» (n'inglés). Astronomy and Astrophysics (1):  páxs. 165–186. doi:10.1051/0004-6361:20041272. 
  5. Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data de publicación: 25 abril 2018.