VV Cephei

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie
Wechseln zu: Navigation, Suche
Doppelstern
VV Cephei
Sonne und VV Cephei A.svg
Größenvergleich zwischen der Sonne und VV Cephei A
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Kepheus
Rektaszension 21h 56m 39,1s [1]
Deklination +63° 37′ 32,0″ [1]
Scheinbare Helligkeit [1] 4,91 mag
Astrometrie
Parallaxe 1,33 ± 0,20 mas
Entfernung  4900 Lj
(1500 pc)
Orbit 
Periode 7430 Tage
Große Halbachse 0",0120 ± 0",0011
Einzeldaten
Namen A; B
Beobachtungsdaten:
Scheinbare Helligkeit [1] A 5,18 mag
B 6,66 mag
Typisierung:
Spektralklasse [1] A M2 Iaep
B B6 IIe
Physikalische Eigenschaften:
Absolute vis.
Helligkeit
Mvis [2]
A −8,0 mag
B −6,2 mag
Absolute bol.
Helligkeit
Mbol [2]
A −9,5 mag
B −7,8 mag
Masse A 25–40 oder 100 M
B 20 M
Radius A 1600–1900 R
B 10 R
Leuchtkraft A 275.000–575.000 L
B 100.000 L
Oberflächentemperatur A 3300–3650 K
B 10000–28000 K
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bonner Durchmusterung BD +62° 2007
Bright-Star-Katalog HR 8383 [1]
Henry-Draper-Katalog HD 208816 [2]
SAO-Katalog SAO 19753 [3]
Tycho-Katalog TYC 4266-3252-1[4]
Hipparcos-Katalog HIP 108317 [5]
Weitere Bezeichnungen: VV Cephei, IDS 21538+6309
Aladin previewer

VV Cephei ist ein Doppelsternsystem, das sich im Sternbild Kepheus befindet. Es besteht aus einem Roten Überriesen, VV Cephei A, der die Roche-Grenze überschreitet, wenn er seinem Partner – VV Cephei B, einem Blauen Riesen – am nächsten kommt. Dann fließt Materie von ihm zu seinem blauen Partner. Der Blaue Stern scheint zur Hauptreihe zu gehören, vermutlich hat er aber bereits viel Masse von VV Cephei A entrissen.

Name[Bearbeiten]

Der erste Namensteil „VV“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne und besagt, dass VV Cephei der vierzigste veränderliche Stern ist, der im Sternbild Kepheus entdeckt wurde. Der zweite Namensteil „Cephei“ entspricht dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbildes Cepheus.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten]

VV Cephei A[Bearbeiten]

Der Überriese VV Cephei A ist einer der größten bekannten Sterne der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 und hat ungefähr den 1.600- bis 1.900-fachen Durchmesser der Sonne. Befände er sich an der Stelle unserer Sonne, dann würde seine größte Ausdehnung sogar noch die Umlaufbahn des Saturn einschließen. Seine Helligkeit entspricht circa der 275.000- bis 575.000-fachen Leuchtkraft unserer Sonne. Die Masse des Sternes wird von Astronomen auf Grund der Bewegung von auf seinem Orbit befindlichen Körpern auf eine Masse von ~5*1031 bis ~2*1032 kg geschätzt, was das 25- bis 100fache der Sonne wäre. Andererseits ergibt eine auf seiner Helligkeit beruhende Rechnung zwischen 25 und 40 Sonnenmassen.

VV Cephei B[Bearbeiten]

VV Cephei B ist ein Blauer Riese der Hauptreihe. Er ist ein B-Stern mit dem zehnfachen Sonnendurchmesser und der 100.000-fachen Sonnenhelligkeit. Ein Umlauf des Systems benötigt 7430 Tage (20,3 Jahre). Seine Eklipse dauert etwa 1300 Tage, die Mitte seiner letzten Eklipse war Anfang Januar 1998.

Bedeckungsveränderlicher Stern[Bearbeiten]

Die Lichtkurve zeigt nahezu keine Veränderung, während VV Cephei B (blau) vor dem Überriesen VV Cephei A vorbeizieht:
VV Cephei eclipsing binary B front (german).png

Die Lichtkurve sinkt hingegen schlagartig, sobald VV Cephei B hinter VV Cephei A vorbeizieht:
VV Cephei eclipsing binary B behind (german).png

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: VV Cephei – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b c Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatSIMBAD Query Result: V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. November 2008 (englisch).
  2. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatDr. Thomas G. Franke, William B. Albrecht, Terri Osland: The Brightest Stars. Abgerufen am 29. September 2008 (englisch).