세페우스자리 VV

3. 변광

세페우스자리 VV가 식쌍성계라는 사실은 1936년 미국의 천문학자 딘 맥러플린에 의해 발견되었다.^[11] 20.3년의 공전 주기 동안 주식과 부식을 모두 경험한다.^[11] 주식은 뜨거운 반성을 완전히 가리고 거의 18개월 동안 지속된다. 부식은 큰 차가운 주성이 작은 비율만을 가리기 때문에 광도 측정을 통해 감지되지 않는다.^[8] 식의 시기와 지속 시간은 변동하며, 정확한 시작 시점은 점진적으로 진행되기 때문에 측정하기 어렵다.^[8] 엡실론 오리온자리(주기 = 27.08년)와 AS 레오니스 마이너리스(주기 = 69.1년)만이 더 긴 주기를 가지고 있다.

4. 스펙트럼

세페우스자리 VV의 스펙트럼은 저온의 초거성과 고온의 별, 그리고 그 주위를 둘러싼 원반의 특징이 복합적으로 나타난다.^[11] 뜨거운 별 주위의 원반에서는 철의 1차 전리 이온(Fe_II) 등의 금지선이 방출되며,^[15] B[e] 현상과 같이 다른 별에서도 발견되는 특징을 보인다.^[11] 수소 방출선은 좁은 중심 흡수 성분으로 인해 이중 피크 구조를 보이는데, 이는 별을 가로막는 원반을 거의 측면에서 보기 때문에 나타나는 셀 별의 특징이다.^[11]

주식 동안 스펙트럼은 극적으로 변화하며, 특히 자외선 영역에서 두드러진다.^[8] 식이 아닐 때는 B형 별의 전형적인 스펙트럼을 보이지만, 주식 동안에는 수많은 방출선이 지배적인 스펙트럼으로 바뀌는데, 이는 뜨거운 별의 광구가 가려지고 원반의 일부가 보이기 때문이다.^[8] 주식의 시작과 끝에서는 별에 가까운 원반의 한쪽 또는 다른 쪽이 보이고 다른 쪽은 여전히 가려지면서 방출선 프로파일이 변한다.^[8] 또한, 동반성의 푸른 빛이 대부분 차단되어 전체 시스템의 색상도 변한다.^[3]

식이 아닐 때는 특정 스펙트럼 선과 연속체가 강도와 모양 모두에서 급격하고 불규칙하게 변한다. 짧은 파장의 연속체에서 나타나는 빠른 무작위 변동은 B형 별 주변의 원반에서 발생하는 것으로 추정된다.^[11] 셀 흡수선은 가변적인 시선 속도를 보이는데, 이는 원반으로부터의 강착 변화 때문일 수 있다.^[11] 철 이온(Fe_II) 및 마그네슘 이온(Mg_II)의 방출은 근성점 또는 2차식 부근에서 강화되지만, 궤도 전체에서 무작위로 변하기도 한다.^[11] 광학 스펙트럼에서 H_α선은 유일하게 뚜렷한 방출 특징이며, 식이 아닐 때는 강도가 무작위적이고 빠르게 변하지만, 주식 동안에는 훨씬 약해지고 상대적으로 일정해진다.^[16]

5. 거리

세페우스자리 VV까지의 거리는 불확실하다. 히파르코스와 가이아 데이터 릴리스 2 시차 측정은 각각 0.752 및 0.6 킬로파섹의 거리를 의미하며,^[1][17] 반면 Bailer-Jones 외 연구진이 가이아 데이터 릴리스 3 시차를 사용하여 분석한 결과 1.02 kpc의 광기하학적 거리가 나왔다. 이러한 시차는 부정확성의 영향을 받는데, 세페우스자리 VV A의 밝기 변화가 측정 가능한 천체 측량적 이동을 일으켜 시차 측정에 영향을 미칠 수 있기 때문이다.^[18] 다른 연구에서는 선형 및 각도 궤도의 비교를 기반으로 1.5±0.4 kpc의 더 높은 거리를 제시했다.^[8] 1977년의 이전 분석에서는 Barnes-Evans 관계를 적용하여 1.28 kpc의 거리를 얻었다.^[19]

다양한 수단을 사용하여, 세페우스자리 VV별까지의 거리는 대략 1.5kpc로 추정되며, 세페우스자리 OB2성협에 있는 것으로 생각된다. 이전에는 더 멀리 있다고 추정되어, 광도와 반경도 과대하게 산정되었다. 히파르코스의 연주시차 측정에서는, 조금 더 작은 1kpc 이하로 계산된다. 거리와 성간 소광의 정밀도가 높아짐에 따라, 이 별계의 절대 등급도 정밀하게 결정되게 되었다.

6. 물리적 특성

식쌍성의 질량은 어느 정도 정확하게 질량을 추정하는 방법이 확립되어 있지만, 세페우스자리 VV별의 경우 주성이 많은 물질을 방출하기 때문에 궤도 요소가 변화하고, 반성이 원반에 덮여 거리에도 부정확성이 있어 추정에도 폭이 생겨 버린다. 분광 관측에 의해 궤도를 추정하는 고전적인 이론에서는 주성과 반성이 모두 태양의 20배 정도의 질량을 가진다고 추정되었다.。다른 설에서는 1997년의 식현상이 예보와 다른 시기에 일어난 것에 기초하여 질량 이동으로 궤도가 바뀌었다고 가정하여 주성이 2.5 태양 질량의 점근 거성, 반성이 8 태양 질량의 B형 별이라고 예상했다.。시선 속도로는 주성과 반성이 비슷한 질량이라고 생각하는 설이 지지되고 있지만, 이는 별 주위 원반의 영향으로 주성과 반성 사이를 이동하는 질량을 고려하면 중간 질량에 질량 차이가 있다고 생각하는 것이 좋다고 했다.。

A별의 각지름은 적외선의 측광 데이터를 이론과 비교하여 6.38밀리 초로 계산되었다.。이는 거리가 1.5kpc라고 하면 다른 방법으로 추정한 1,050 태양 반지름과 잘 맞는다. 이전에는 태양 반지름의 1,000배에서 1,800배, 또는 20세기 전반에는 더 크다는 추정도 있었지만、궤도와 식현상의 관측에서 상한은 1,900 태양 반지름임이 확실해졌다.。반성의 크기는 원반에 덮여 있어 더욱 추정이 어렵다. 주성이나 원반보다 작은 것은 확실하며, 궤도 해석에서 태양 반지름의 13배로 추정된다.。

온도 역시 쌍성이기 때문에 쉽게 결정되지 않는다. 유효 온도는 구형의 흑체를 가정한 방출을 관측된 방출과 비교하고, 거기에 겹쳐져 있는 스펙트럼의 휘선・흡수선도 고려하여 구한다. VV별 A는 M2형 초거성인 것이 확실하며, 그 스펙트럼 분류로부터 대략 3,800K으로 예상된다. VV별 B는 원반에 덮여 있으므로 얻을 수 있는 것은 원반 성분이 섞인 스펙트럼이 된다. 자외선의 흡수선 측정에서 VV별 B는 초기 B형 별로 생각되며, 광도로부터 주계열성이 되지만, 주성으로부터의 질량 이동이 있기 때문에 다른 가능성도 있다.。일반적으로 이 스펙트럼형의 항성은 광도가 태양의 수만 배, 반지름은 태양의 5-8배, 질량은 태양의 15-18배, 표면 온도는 25,000K 정도이다.

A별은 매우 거대하고 많은 물질을 방출하며, 휘선도 방출하고 있지만 극초거성으로 생각되지 않는다. H_α 휘선은 반성 주위의 강착 원반에서 나오는 것으로、절대 등급은 전형적인 적색 초거성의 것이다.。

6. 1. 질량

6. 2. 반지름

6. 3. 온도

참조

_[1] 논문 Validation of the new Hipparcos reduction
_[2] 논문 VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)
_[3] 논문 VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19
_[4] 논문 Luminosities of the M-Type Variables of Small Range. https://ui.adsabs.ha[...] 1942-05-01
_[5] 논문 The Sudden Period Change of VV Cephei
_[6] 간행물 2216536246703152256 Gaia EDR3
_[7] 논문 Spectral Classification of the Hot Components of a Large Sample of Stars with Composite Spectra, and Implication for the Absolute Magnitudes of the Cool Supergiant Components
_[8] 논문 Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei
_[9] 논문 Spectroscopic study of the atmospheric eclipsing binary VV Cephei
_[10] 논문 Stellar Iron Abundances at the Galactic Center
_[11] 논문 The Ultraviolet Spectrum of VV Cephei Out of Eclipse
_[12] 논문 Semiregular 58 Days Variation in VV Cep
_[13] 논문 118 Day Optical Variations in VV Cep
_[14] 논문 Rotationally extended stellar envelopes - III. The Be component of VV Cephei
_[15] 논문 Expanding Atmosphere of the M-Type Supergiant in VV Cephei
_[16] 논문 The Long-term Binary System VV Cep
_[17] 간행물 2216536246703152256 DR2
_[18] 논문 Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars 2012-11-01
_[19] 논문 Distances to eclipsing binaries: an application of the Barnes-Evans relation. https://ui.adsabs.ha[...] 1977-04-01
_[20] 논문 The 1997/1998 eclipse of VV Cephei was late
_[21] 논문 Table 4 in The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought
_[22] 논문 Empirical bolometric corrections for the main-sequence
_[23] 저널 Chromospheres and Winds of Red Supergiants: An Empirical Look at Outer Atmospheric Structure
_[24] 저널 An Ultraviolet Spectral Atlas of VV Cephei during Total Eclipse
_[25] 저널 Single Channel UBV Photometry of Long Period Eclipsing Binary VV Cephei http://www.socastros[...] 2015-03-16
_[26] 저널 Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei
_[27] 저널 Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei
_[28] 저널 Photometric Study of VV Cephei during the 1976-1978 Eclipse
_[29] 저널 Spatial Extension in the Ultraviolet Spectrum of Vv Cephei
_[30] 웹인용 Hipparchos catalogue: query form http://archive.ast.c[...] Cambridge Astronomical Survey Unit 2009-03-10
_[31] 문서 짐 케일러의 주장에 따르면 이 항성계에 대한 정보가 충분하지 않아 세페우스자리 VV 계 구성원의 질량, 크기, 광도 예측치 모두 매우 불확실하다.