Menu Close

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Jenis VV Cephei

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Jenis VV Cephei – VV Cephei , juga dikenal sebagai HD 208816 , adalah sistem bintang biner gerhana yang terletak di konstelasi Cepheus , sekitar 5.000 tahun cahaya dari Bumi. Ini adalah bintang B dan bintang cangkang. VV Cephei adalah biner gerhana dengan periode terpanjang ketiga yang diketahui. Sebuah supergiant merah , mengisi lobus Roche ketika paling dekat dengan bintang biru pendamping, yang terakhir muncul di urutan utama.

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Jenis VV Cephei

diodati.org – Materi mengalir yang berasal dari supergiant yang berwarna merah ke pendamping yang berwarna biru untuk setidaknya sebagian dari orbit dan bintang panas dikaburkan oleh piringan material yang besar. Supergiant primer, yang dikenal sebagai VV Cephei A, saat ini diakui sebagai salah satu bintang terbesar di galaksi meskipun ukurannya tidak pasti. Estimasi terbaik adalah 1.000 R ☉ , yang hampir sama besar dengan orbit Jupiter.

Baca Juga : Mengulas Lebih Jauh Tentang Aquila

Variabilitas

Fakta bahwa VV Cephei adalah sistem biner gerhana ditemukan oleh astronom Amerika Dean McLaughlin pada tahun 1936. VV Cephei mengalami gerhana primer dan sekunder selama orbit 20,3 tahun. Gerhana primer benar-benar mengaburkan bintang sekunder yang panas dan berlangsung selama hampir 18 bulan. Gerhana sekunder sangat dangkal sehingga belum terdeteksi secara fotometrik karena gerhana sekunder mengaburkan sebagian kecil dari bintang primer dingin yang besar. Waktu dan durasi gerhana bervariasi, meskipun permulaan yang tepat sulit diukur karena bertahap. Hanya Aurigae (periode = 27,08 tahun) , dan AS Leonis Minoris (periode = 69,1 tahun) memiliki periode yang lebih lama.

VV Cephei juga menunjukkan variasi semireguler beberapa persepuluh besaran. Variasi visual dan inframerah tampak tidak berhubungan dengan variasi pada panjang gelombang ultraviolet . Periode 58 hari telah dilaporkan dalam UV, sedangkan periode dominan untuk panjang gelombang yang lebih panjang adalah 118,5 hari. Variasi panjang gelombang pendek diperkirakan disebabkan oleh piringan di sekitar sekunder panas, sedangkan pulsasi primer super raksasa merah menyebabkan variasi lainnya. Telah diprediksi bahwa cakram yang mengelilingi sekunder akan menghasilkan variabilitas kecerahan seperti itu.

Spektrum

Spektrum VV Cep dapat diuraikan menjadi dua komponen utama, yang berasal dari supergiant yang dingin dan bintang kecil yang panas yang dikelilingi oleh piringan. Materi yang mengelilingi sekunder panas menghasilkan garis emisi, termasuk garis terlarang [Fe II ], fenomena B[e] yang diketahui dari bintang lain yang dikelilingi oleh piringan bintang. Garis emisi hidrogen berpuncak ganda, disebabkan oleh komponen penyerapan pusat yang sempit. Hal ini disebabkan oleh melihat piringan hampir tepi di mana ia memotong radiasi kontinum dari bintang. Ini adalah karakteristik bintang cangkang. Garis terlarang, terutama Fe II tetapi juga Cu II dan Ni II , sebagian besar konstan dalam kecepatan radial dan selama gerhana, sehingga dianggap berasal dari materi sirkumbiner yang jauh.

Spektrum bervariasi secara dramatis selama gerhana primer, terutama pada panjang gelombang ultraviolet yang dihasilkan paling kuat oleh pendamping panas dan cakramnya. Spektrum B yang khas dengan beberapa emisi digantikan oleh spektrum yang didominasi oleh ribuan garis emisi karena bagian-bagian dari piringan terlihat dengan kontinum dari bintang yang terhalang. Selama ingress dan egress, profil garis emisi berubah ketika satu sisi atau sisi lain dari piringan yang dekat dengan bintang menjadi terlihat sementara yang lain masih terhalang. Warna sistem secara keseluruhan juga berubah selama gerhana, dengan sebagian besar cahaya biru dari pendamping terhalang.

Di luar gerhana, garis spektral tertentu sangat bervariasi dan tidak menentu dalam kekuatan dan bentuk, serta kontinum. Variasi acak yang cepat dalam kontinum panjang gelombang pendek (yaitu panas) muncul dari piringan di sekitar komponen B. Garis penyerapan kulit menunjukkan kecepatan radial variabel, mungkin karena variasi akresi dari disk. Emisi dari Fe II dan Mg II menguat di sekitar periastron atau gerhana sekunder, yang terjadi pada waktu yang hampir bersamaan, tetapi garis emisi juga bervariasi secara acak di seluruh orbit. Dalam spektrum optik, H α adalah fitur emisi hanya jelas. Kekuatannya bervariasi secara acak dan cepat dari gerhana, tetapi menjadi jauh lebih lemah dan relatif konstan selama gerhana primer.

Jarak

Jarak telah diperkirakan dengan berbagai teknik untuk berada di sekitar 1,5 kpc , yang menempatkannya dalam asosiasi Cepheus OB2. Beberapa penelitian yang lebih tua menemukan jarak yang lebih besar dan akibatnya luminositas dan radius yang sangat tinggi, tetapi sekarang tampaknya jarak tersebut lebih mungkin untuk berada di sekitar.1,5 kpc, meskipun kedua pengukuran paralaks Hipparcos dan Gaia Data Release 2 menyiratkan jarak jauh di bawah1 kpc.

Properti

Seharusnya mungkin untuk menghitung massa bintang biner yang gerhana dengan beberapa akurasi, tetapi dalam kasus ini kehilangan massa, perubahan parameter orbital, piringan yang menutupi sekunder panas, dan keraguan tentang jarak sistem telah menyebabkan perkiraan yang sangat bervariasi. Model tradisional, dari orbit spektroskopi berasal, memiliki massa kedua bintang sekitar 20 M ☉ , yang khas untuk supergiant merah bercahaya dan awal A bintang deret utama.

Sebuah model alternatif telah diusulkan berdasarkan waktu tak terduga dari gerhana 1997. Dengan asumsi bahwa perubahan tersebut disebabkan oleh perpindahan massa yang mengubah orbit, diperlukan nilai massa yang lebih rendah secara dramatis. Dalam model ini, primer adalah 2,5 M ☉ bintang AGBdan sekunder adalah 8 M ☉ bintang B. Kecepatan radial spektroskopi yang menunjukkan sekunder dengan massa yang sama dengan primer dijelaskan sebagai bagian dari piringan daripada bintang itu sendiri.

Diameter sudut VV Cephei A dapat diperkirakan dengan menggunakan metode fotometrik dan telah dihitung pada 0,00638 detik busur. Hal ini memungkinkan perhitungan langsung dari diameter yang sebenarnya, yang dalam perjanjian baik dengan 1050 R ☉ berasal dari solusi dan gerhana orbital lengkap timing. Analisis gerhana sebelumnya telah memberikan nilai radius antara 1.200 R ☉ dan 1.600 R ☉ dan batas atas 1.900 R ☉ .

Diagram dari lobus roche dari VV Cephei A bertentangan, misalnya, lobus roche dihitung menjadi sekitar 1.800 R ☉, Sehingga jari-jari tidak bisa lebih besar dari ini, meskipun dalam diagram lain, lobus roche dihitung menjadi jauh lebih besar di 3000 R ☉. Ukuran sekunder bahkan lebih tidak pasti, karena secara fisik dan photometrically dikaburkan oleh disk yang jauh lebih besar beberapa ratus R ☉ di seluruh. Sekunder tentu jauh lebih kecil daripada utama atau disk, dan telah dihitung pada 13 R ☉ ke 25 R ☉ dari solusi orbital.

Suhu bintang VV Cephei sekali lagi tidak pasti, sebagian karena tidak ada satu suhu pun yang dapat ditetapkan untuk bintang difus non-bola yang mengorbit bintang pendamping panas. The suhu efektif umumnya dikutip untuk bintang adalah suhu dari bola hitam yang mendekati radiasi elektromagnetikoutput dari bintang yang sebenarnya, memperhitungkan emisi dan penyerapan dalam spektrum. VV Cephei A cukup jelas diidentifikasi sebagai supergiant M2, dan dengan demikian, ia diberi suhu sekitar 3.800 K.

Bintang sekunder sangat tertutup oleh piringan material dari primer, dan spektrumnya hampir tidak terdeteksi terhadap emisi piringan. . Deteksi beberapa garis serapan ultraviolet mempersempit tipe spektral ke awal B dan tampaknya merupakan bintang deret utama, tetapi cenderung abnormal dalam beberapa hal karena transfer massa dari supergiant.

Meskipun VV Cephei A adalah bintang yang sangat besar yang menunjukkan kehilangan massa yang tinggi dan memiliki beberapa garis emisi, ia umumnya tidak dianggap sebagai hypergiant. Garis emisi dihasilkan dari piringan akresi di sekitar sekunder panas dan magnitudo absolutnya khas untuk supergiant merah.