- VV Cep
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Doppelstern
VV Cephei
Größenvergleich zwischen der Sonne und VV Cephei A. Beobachtungsdaten
Epoche: J2000.0Sternbild Kepheus Scheinbare Helligkeit 4,91 mag Doppelsternsystem Periode 7430 Tage Große Halbachse 0",0120 ± 0",0011 Min. Entfernung 16 AE Max. Entfernung 25 AE Einzeldaten Namen A; B Beobachtungsdaten: Rektaszension [1] A 21h 56m 39,14s B 21h 56m 39,14s Deklination [1] A +63° 37′ 32,0″ B +63° 37′ 32,0″ 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.
Hellligkeit 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 KatalogeinträgeBonner Durchmusterung BD +62° 2007 Bright-Star-Katalog HR 8383 Henry-Draper-Katalog HD 208816 SAO-Katalog SAO 19753 Tycho-Katalog TYC 4266-3252-1 Hipparcos-Katalog HIP 108317 Weitere Bezeichnungen: VV Cephei, IDS 21538+6309 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 – einem Blauen Riesen, VV Cephei B – 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.
Inhaltsverzeichnis
Name
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
VV Cephei A
Der Überriese VV Cephei A ist der drittgrößte bekannte Stern der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 und hat ungefähr den 1600- bis 1900-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 ist unbekannt. Von der Bewegung auf seinem Orbit schließt man auf etwa 100 Sonnenmassen. Andererseits ergibt eine auf seiner Helligkeit beruhende Rechnung zwischen 25 und 40 Sonnenmassen. Das Claytonmodell der Astronomie legt nahe, dass keine Sterne mit einer Masse größer als 100 Sonnenmassen existieren können, da sie sonst aufgrund der Gravitation zu einem Schwarzen Loch kollabieren würden.
VV Cephei B
VV Cephei B, ein blauer Stern der Hauptreihe, befindet sich 16 bis 25 AE vom großen Stern entfernt. 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.
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Name Durchmesser
[Mio. km]Radius
[R☉]Masse
[M☉]Leuchtkraft
[L☉]Spektralklasse VV Cephei A 2.228–2.646 1.600–1.900 20–40 275.000–575.000 M2 Iaep VV Cephei B 13,93 10 20 100.000 B0 IIe Sonne 1,39 1,0 1,0 1,0 G2 V
Bedeckungsveränderlicher Stern
Siehe auch
Weblinks
- SIMBAD-Eintrag zu VV Cephei
- Hα Beobachtungen am Doppelsternsystem VV Cephei
- http://www.hposoft.com/Astro/PEP/VVCephei.html
- http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/vvcep.html
- Space.Com
- Universe Today
- Größenvergleich der Planeten bis zu den größten Sternen (Video mit engl. Bezeichnungen)
Einzelnachweise
- ↑ a b c SIMBAD Query Result: V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Abgerufen am 10. November 2008. (Englisch)
- ↑ Dr. Thomas G. Franke, William B. Albrecht, Terri Osland: The Brightest Stars. Abgerufen am 29. September 2008. (Englisch)
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