VV Cephei
# VV Cephei

Doppelstern VV Cephei :

| Größenvergleich zwischen der Sonne und VV Cephei A |||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 |||
| AladinLite |||
| Sternbild | Kepheus | Kepheus |
| Rektaszension | $21^h$ $56^m$ $39,1^s$ | $21^h$ $56^m$ $39,1^s$ |
| Deklination | +63° 37′ 32,0″ | +63° 37′ 32,0″ |
| Scheinbare Helligkeit | 4,91 mag | 4,91 mag |
| Astrometrie |||
| Parallaxe | 1,33 ± 0,20 mas | 1,33 ± 0,20 mas |
| Entfernung | 4900 Lj (1500 pc) | 4900 Lj (1500 pc) |
| Orbit |||
| Periode | 7430 Tage | 7430 Tage |
| Große Halbachse | 0",0120 ± 0",0011 | 0",0120 ± 0",0011 |
| Einzeldaten |||
| Namen | A; B | A; B |
| Beobachtungsdaten: |||
| Scheinbare Helligkeit | A | 5,18 mag |
| Scheinbare Helligkeit | B | 6,66 mag |
| Typisierung: |||
| Spektralklasse | A | M2 Iaep |
| Spektralklasse | B | B6 IIe |
| Physikalische Eigenschaften: |||
| Absolute vis. Helligkeit $M_{vis}$ | A | −8,0 mag |
| Absolute vis. Helligkeit $M_{vis}$ | B | −6,2 mag |
| Absolute bol. Helligkeit $M_{bol}$ | A | −9,5 mag |
| Absolute bol. Helligkeit $M_{bol}$ | B | −7,8 mag |
| Masse | A | 25–40 oder 100 $M_☉$ |
| Masse | B | 20 $M_☉$ |
| Radius | A | 1600–1900 $R_☉$ |
| Radius | B | 10 $R_☉$ |
| Leuchtkraft | A | 275.000–575.000 $L_☉$ |
| Leuchtkraft | B | 100.000 $L_☉$ |
| Effektive Temperatur | A | 3300–3650 K |
| Effektive Temperatur | B | 10000–28000 K |
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge |||
| Bonner Durchmusterung BD +62° 2007 Bright-Star-Katalog HR 8383 Henry-Draper-Katalog HD 208816 SAO-Katalog SAO 19753 Tycho-KatalogTYC 4266-3252-1Hipparcos-Katalog HIP 108317 Weitere Bezeichnungen:VV Cephei, IDS 21538+6309 |||

VV Cephei ist ein Doppelsternsystem, das sich im Sternbild Kepheus befindet. Das Doppelsystem ist etwa 4900 Lichtjahre von unserer Erde entfernt. Es besteht aus einem Roten Überriesen, VV Cephei A, der die Roche-Grenze überschreitet, wenn er seinem Partner – VV Cephei B, einem Blauen Riesen – 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.

## 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 einer der größten bekannten Sterne der Milchstraße. Er gehört zur Spektralklasse M2 und hat ungefähr den 1.600- bis 1.900-fachen Durchmesser der Sonne. Befände er sich an der Stelle der Sonne, dann würde seine größte Ausdehnung sogar noch die Umlaufbahn des Saturn einschließen. Die Sonne würde volumenmäßig etwa 5,3 Milliarden Mal in VV Cephei A hineinpassen. Seine Helligkeit entspricht circa der 275.000- bis 575.000-fachen Leuchtkraft der Sonne. Die Masse des Sternes wird von Astronomen auf Grund der Bewegung von auf seinem Orbit befindlichen Körpern auf eine Masse von $~5*10^{31}$ bis $~2*10^{32}$ kg geschätzt, was das 25- bis 100fache der Sonne wäre. Andererseits ergibt eine auf seiner Helligkeit beruhende Rechnung zwischen 25 und 40 Sonnenmassen.

### VV Cephei B

VV Cephei B ist ein Blauer Riese der Hauptreihe. 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 650 Tage; seine letzte Bedeckung durch VV Cephei A fand vom 4. August 2017 bis zum 16. Mai 2019 statt. Dabei sank die scheinbare Helligkeit des Systems von 4,8 mag auf 5,4 mag.

## Bedeckungsveränderlicher Stern

Die Lichtkurve zeigt nahezu keine Veränderung, während VV Cephei B (blau) vor dem Überriesen VV Cephei A vorbeizieht:

Die Lichtkurve sinkt hingegen schlagartig, sobald VV Cephei B hinter VV Cephei A vorbeizieht:

