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VV Cefeo

VV Cephei , también conocida 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 en forma de concha .

VV Cephei es un sistema binario eclipsante con el tercer período más largo conocido. Una supergigante roja llena su lóbulo de Roche cuando está más cerca de una estrella compañera azul, que parece estar en la secuencia principal . La materia fluye desde la supergigante roja hacia la compañera azul durante al menos una parte de la órbita y la estrella caliente está oscurecida por un gran disco de material. La estrella primaria supergigante, conocida como VV Cephei A, se reconoce actualmente como una de las estrellas más grandes de la galaxia, aunque su tamaño no es seguro. Las estimaciones varían de 660  R ☉ a más de 1.000  R ☉ .

Variabilidad

Curva de luz de banda visual para uno de los eclipses de VV Cephei, adaptada de Hopkins et al. (2015) [2]

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. [20] Los eclipses primarios oscurecen totalmente la estrella secundaria caliente y duran casi 18 meses. Los eclipses secundarios son tan superficiales que no han sido detectados fotométricamente, ya que el secundario oscurece una proporción muy pequeña de la gran estrella primaria fría. [11] El momento y la duración de los eclipses son variables, aunque el inicio exacto es difícil de medir porque es gradual. Solo ε Aurigae (período = 27,08 años) y AS Leonis Minoris (período = 69,1 años) tienen períodos más largos. [21] [22]

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, [23] mientras que el período dominante para longitudes de onda más largas es de 118,5 días. [24] 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 a la secundaria produciría dicha variabilidad de brillo. [25]

Espectro

El espectro de VV Cep se puede descomponer en dos componentes principales, originados en una supergigante fría y una pequeña estrella caliente rodeada por un disco. El material que rodea a la secundaria caliente produce líneas de emisión, incluidas las líneas prohibidas [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 componente de absorción central estrecho. Esto se debe a que el disco se ve casi de canto en el punto donde intercepta la radiación continua de la estrella. Esto es característico de las estrellas en forma de capa . [20]

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 piensa que se originan en material circumbinario distante. [26]

El espectro varía drásticamente durante los eclipses primarios, en particular en las longitudes de onda ultravioleta producidas con mayor intensidad por la estrella compañera caliente y su disco. El espectro B típico con alguna emisión es reemplazado por un espectro dominado por miles de líneas de emisión a medida que se ven porciones del disco con el continuo de la estrella bloqueado. Durante el ingreso y el egreso, los perfiles de las líneas de emisión cambian a medida que se hace visible un lado u otro del disco cercano a la estrella mientras que el otro sigue eclipsado. [11] El color del sistema en su conjunto también cambia durante el eclipse, ya que gran parte de la luz azul de la estrella compañera queda bloqueada. [2]

En los eclipses, ciertas líneas espectrales varían de forma intensa y errática, tanto en intensidad como en forma, así como en el continuo. Parece que surgen variaciones rápidas y aleatorias en el continuo de longitud de onda corta (es decir, caliente) del disco que rodea al 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 de los eclipses periastronales o secundarios, que ocurren aproximadamente al mismo tiempo, pero las líneas de emisión también varían de forma aleatoria a lo largo de la órbita. [20]

En el espectro óptico, la H α es la única característica de emisión clara. Su intensidad varía aleatoria y rápidamente fuera del eclipse, pero se vuelve mucho más débil y relativamente constante durante los eclipses primarios. [27]

Distancia

La distancia a VV Cephei es incierta. Las mediciones de paralaje de Hipparcos y Gaia Data Release 2 implican distancias de 0,752 y 0,6 kiloparsecs respectivamente, [1] [28] mientras que un análisis de Bailer-Jones et al. utilizando el paralaje de Gaia Data Release 3 proporciona una distancia fotogeométrica de 1,02 kpc. [7] Estos paralajes están sujetos a imprecisiones, ya que el cambio en el brillo de VV Cephei A puede causar un cambio astrométrico medible y, por lo tanto, afectar la medición de paralaje. [29] Otro estudio proporciona una distancia mayor de1,5 ± 0,4  kpc basado en comparaciones de órbitas lineales y angulares. [11] Un análisis más antiguo de 1977 aplicó la relación de Barnes-Evans para dar una distancia de 1,28 kpc. [30]

Propiedades

Masa

Debería ser posible calcular las masas de las 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 la duda sobre la distancia del sistema han llevado a estimaciones muy variables. El modelo tradicional, a partir de la órbita derivada espectroscópicamente, tiene las masas de ambas estrellas alrededor de 20  M ☉ , lo que es típico para una supergigante roja luminosa y una estrella de secuencia principal B temprana. [10] Sin embargo, se ha propuesto otro modelo basado en el momento inesperado del eclipse de 1997. Suponiendo que el cambio se debe a la transferencia de masa que altera la órbita, se requieren valores de masa drásticamente más bajos. En este modelo, la primaria es una  estrella AGB de 2,5 M ☉ y la secundaria es una estrella B de 8  M ☉ . Las velocidades radiales espectroscópicas que muestran que la secundaria tiene la misma masa que la primaria se explican como una porción del disco en lugar de la estrella en sí. [12]

Radio

Las estimaciones del radio de VV Cephei varían ampliamente. Las primeras estimaciones del radio del primario van desde 1200 a 1600 radios solares, con un límite superior de 1900  R ☉ . [31] Se calcula que el lóbulo de Roche es de aproximadamente 1800  R ☉ , por lo que el radio no puede ser mayor que esto. [20] La fotometría infrarroja y cercana al infrarrojo , junto con la distribución de energía espectral de una supergigante M2 dan un diámetro angular de 6,38 milisegundos de arco. Esto da un radio físico de 694  R ☉ [a] o 1050  R ☉ , [11] adoptando distancias de 1018 y 1500 parsecs respectivamente. El diámetro angular se midió más tarde en 2021 a 7,251 mas, lo que arroja un radio de 779  R ☉ a la distancia Gaia DR3 adoptada de 1 kpc. Sin embargo, esta medición podría haberse visto afectada por la binariedad de VV Cephei. [14] Un estudio de 2024 arrojó un radio de 660  R ☉ adoptando la distancia Gaia DR3. [13]

El tamaño del secundario es aún más incierto, ya que está oscurecido física y fotométricamente por un disco mucho más grande de varios cientos de  R ☉ de diámetro. El secundario es ciertamente mucho más pequeño que el primario o el disco, y se ha calculado que su tamaño oscila entre 13  R ☉ y 25  R ☉ a partir de la solución orbital. [10] [18]

Temperatura efectiva

La temperatura de las estrellas VV Cephei es nuevamente incierta, en parte porque simplemente no hay una temperatura única que pueda asignarse a una estrella difusa significativamente no esférica que orbita una compañera caliente. La temperatura efectiva generalmente citada para las estrellas es la temperatura de un cuerpo negro esférico que se aproxima a la emisión de radiación electromagnética de la estrella real, lo que representa la emisión y la absorción en el espectro. VV Cephei A está identificada con bastante claridad como una supergigante M2 y, como tal, se le asigna una temperatura de alrededor de 3.800 K. La estrella secundaria está muy oscurecida por un disco de material de la primaria y su espectro es casi indetectable contra la emisión del disco. La detección de algunas líneas de absorción ultravioleta reduce el tipo espectral a B temprana 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. [32]

VV Cephei A tiene algunas líneas de emisión, pero éstas se producen a partir del disco de acreción alrededor del secundario caliente. [33]

Véase también

Notas

  1. ^ Calculado utilizando R = 107,5 • 𝜃 • D, donde 𝜃 es el diámetro angular en segundos de arco y D la distancia en parsecs.

Referencias

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Enlaces externos

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