VV Cephei

VV Cephei, también conocido como HD 208816, es un sistema estelar binario eclipsante ubicado en la constelación de Cefeo. Es a la vez una estrella B[e] y una estrella de concha.

VV Cephei es una binaria eclipsante con el tercer período más largo conocido. Una supergigante roja llena su lóbulo de Roche cuando está más cerca de una estrella azul compañera, esta última parece estar en la secuencia principal. La materia fluye desde la supergigante roja hacia su compañera azul durante al menos parte de su órbita y la estrella caliente queda oscurecida por un gran disco de material. La supergigante primaria, conocida como VV Cephei A, es actualmente reconocida como una de las estrellas más grandes de la galaxia, aunque su tamaño no es seguro. Las estimaciones oscilan entre 780 R_☉ y más de 1.000 R_☉.

Variabilidad

El hecho de que VV Cephei sea un sistema binario eclipsante fue descubierto por el astrónomo estadounidense Dean McLaughlin en 1936. VV Cephei experimenta eclipses primarios y secundarios durante una órbita de 20,3 años. Los eclipses primarios oscurecen totalmente la caliente estrella secundaria y duran casi 18 meses. Los eclipses secundarios son tan superficiales que no han sido detectados fotométricamente ya que los secundarios oscurecen una proporción tan pequeña de la gran estrella primaria fría. El momento y la duración de los eclipses son variables, aunque el inicio exacto es difícil de medir porque es gradual. Sólo ε Aurigae (período = 27,08 años) y AS Leonis Minoris (período = 69,1 años) tienen períodos más largos.

VV Cephei también muestra variaciones semirregulares de unas pocas décimas de magnitud. Las variaciones visuales e infrarrojas parecen no estar relacionadas con las variaciones en las longitudes de onda ultravioleta. Se ha informado de un período de 58 días en UV, mientras que el período dominante para longitudes de onda más largas es de 118,5 días. Se cree que las variaciones de longitud de onda corta son causadas por el disco alrededor de la secundaria caliente, mientras que la pulsación de la primaria supergigante roja causó las otras variaciones. Se ha predicho que el disco que rodea al secundario produciría tal variabilidad en el brillo.

Espectro

El espectro de VV Cep se puede dividir en dos componentes principales, que se originan a partir de una supergigante fría y una pequeña estrella caliente rodeada por un disco. El material que rodea la secundaria caliente produce líneas de emisión, incluidas líneas prohibidas de [Fe_II], el fenómeno B[e] conocido en otras estrellas rodeadas por discos circunestelares. Las líneas de emisión de hidrógeno tienen dos picos, causados por un estrecho componente de absorción central. Esto se debe a que el disco se ve casi en el borde donde intercepta la radiación continua de la estrella. Esto es característico de las estrellas de concha.

Las líneas prohibidas, principalmente de Fe_II pero también de Cu_II y Ni_II, son en su mayoría constantes en velocidad radial y durante los eclipses, por lo que se cree que se originan en material circumbinario distante.

El espectro varía dramáticamente durante los eclipses primarios, particularmente en las longitudes de onda ultravioleta producidas con mayor intensidad por el compañero caliente y su disco. El espectro B típico con algo de emisión es reemplazado por un espectro dominado por miles de líneas de emisión a medida que se ven partes del disco con el continuo de la estrella bloqueado. Durante la entrada y salida, los perfiles de las líneas de emisión cambian a medida que un lado u otro del disco cercano a la estrella se vuelve visible mientras el otro todavía está eclipsado. El color del sistema en su conjunto también cambia durante el eclipse, bloqueándose gran parte de la luz azul del compañero.

Fuera de los eclipses, ciertas líneas espectrales varían fuerte y erráticamente tanto en fuerza como en forma, así como en el continuo. Rápidas variaciones aleatorias en el continuo de longitud de onda corta (es decir, caliente) parecen surgir del disco alrededor del componente B. Las líneas de absorción de la capa muestran velocidades radiales variables, posiblemente debido a variaciones en la acreción del disco. La emisión de Fe_II y Mg_II se intensifica alrededor del periastrón o eclipses secundarios, que ocurren aproximadamente al mismo tiempo, pero las líneas de emisión también varían aleatoriamente a lo largo de la órbita.

En el espectro óptico, el Hα es la única característica de emisión clara. Su fuerza varía aleatoria y rápidamente después del eclipse, pero se vuelve mucho más débil y relativamente constante durante los eclipses primarios.

Distancia

La distancia se ha estimado mediante una variedad de técnicas en alrededor de 1,5 kpc, lo que coloca dentro de la asociación Cepheus OB2. Algunos estudios más antiguos encontraron una distancia mayor y, en consecuencia, una luminosidad y un radio muy altos, pero ahora parece que es más probable que la distancia sea alrededor de < /span>1,5 kpc, aunque las mediciones de paralaje de Hipparcos y Gaia Data Release 2 implican una distancia inferior a 1 kpc. Bailer-Jones et al. (2021) estima una distancia fotogemétrica de VV Cephei en aproximadamente 1,02 kpc.

Propiedades

Debería ser posible calcular las masas de estrellas binarias eclipsantes con cierta precisión, pero en este caso la pérdida de masa, los cambios en los parámetros orbitales, un disco que oscurece la secundaria caliente y las dudas sobre la distancia del sistema han llevado a estimaciones muy variables. El modelo tradicional, a partir de la órbita derivada espectroscópicamente, tiene masas de ambas estrellas de alrededor de 20 M☉, lo que es típico de una supergigante roja luminosa y una estrella B temprana de secuencia principal. Se ha propuesto un modelo alternativo basado en el momento inesperado del eclipse de 1997. Suponiendo que el cambio se debe a una transferencia de masa que altera la órbita, se requieren valores de masa dramáticamente más bajos. En este modelo, la primaria es una estrella AGB de 2,5 M_☉ y la secundaria es una estrella de 8 M_☉ B. estrella. Las velocidades radiales espectroscópicas que muestran la secundaria con igual masa que la primaria se explican como de una porción del disco y no de la estrella misma.

Un estudio de 2023, en busca de candidatas estelares para el efecto Wilson-Bappu, determinó un radio de 946 R☉ para VV Cephei A utilizando una luminosidad estelar de aproximadamente 116.000 L☉ y una temperatura de 3463 000. El diámetro angular se midió en 7,251 milisegundos de arco mediante un estudio de 2021 (utilizando el interferómetro óptico de precisión de la Marina), que deriva un radio físico de 779 R_☉ usando una distancia de 1000 pc. Una medición más antigua del diámetro angular da un valor de 6,38 milisegundos de arco, lo que le da un radio de 1.050 R_☉ con una distancia de 1.500 < /span>pc. El análisis de eclipses anteriores había arrojado valores de radio entre 1.200 R_☉ y 1.600 R_☉ y un límite superior de 1.900 R_☉. Se calcula que el lóbulo de Roche mide aproximadamente 1.800 R_☉, por lo que el radio no puede ser mayor que esto. El tamaño de la secundaria es aún más incierto, ya que está física y fotométricamente oscurecida por un disco mucho más grande de varios cientos de R_☉ de ancho. El secundario es ciertamente mucho más pequeño que el primario o el disco, y se ha calculado entre 13 R_☉ y 25 R_☉ de la solución orbital. Debido a su alta luminosidad, VV Cephei A ha sido considerada una hipergigante roja.

La temperatura de las estrellas VV Cephei vuelve a ser incierta, en parte porque simplemente no hay una sola temperatura que pueda asignarse a una estrella difusa significativamente no esférica que orbita alrededor de una compañera caliente. La temperatura efectiva generalmente citada para las estrellas es la temperatura de un cuerpo negro esférico que se aproxima a la producción de radiación electromagnética de la estrella real, teniendo en cuenta la emisión y la absorción en el espectro. VV Cephei A está claramente identificada como una supergigante M2 y, como tal, se le asigna una temperatura de alrededor de 3800 K. La estrella secundaria está muy oscurecida por un disco de material de la primaria y su espectro es casi indetectable frente a la emisión del disco. . La detección de algunas líneas de absorción ultravioleta reduce el tipo espectral a B temprano y aparentemente es una estrella de secuencia principal, pero es probable que sea anormal en varios aspectos debido a la transferencia de masa desde la supergigante.

VV Cephei A tiene algunas líneas de emisión, pero se producen a partir del disco de acreción alrededor del secundario caliente.