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仙王座VV

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仙王座VV（VV Cephei）

仙王座VV在仙王座中的位置。
观测资料
历元 J2000
星座 仙王座
星官
赤经 21h 56m 39.14385s[1]
赤纬 +63° 37′ 32.0174″[1]
视星等（V） 4.91[2] (4.80 - 5.36[3])
特性
U−B 色指数+0.43[4]
B−V 色指数+1.73[4]
变星类型EA + SRc[3]
特性
光谱分类M2 Iab[2]
U−B 色指数+2.07[4]
B−V 色指数+1.82[4]
特性
光谱分类B0-2 V[2]
U−B 色指数−0.52[4]
B−V 色指数+0.36[4]
天体测定
视差 (π)1.33 ± 0.20[1] mas
距离4.9k ly
(1.5k[5] pc)
绝对星等 (MV)−6.93[6]
轨道
绕行周期 (P)7,430.5天[7]
半长轴 (a)16.2 ± 3.7[2]"
(24.8[8] AU)
偏心率 (e)0.346 ± 0.01[7]
倾斜角 (i)84[9]°
半振幅 (K1)
(primary)		19.43 ± 0.33[7] km/s
半振幅 (K2)
(secondary)		19.14 ± 0.68[7] km/s
详细资料
A
质量2.5[10] or 18.2[8] M☉
半径516[11] or 1,000[12] R☉
表面重力 (log g)0.0[13]
亮度200,000[14] L☉
温度3,480 ± 176.8[11] K
金属量 [Fe/H]−0.06[13] dex
B
质量8[10] or 18.6[8] M☉
半径13[7]-25[15] R☉
金属量−0.14[16]
年龄25[17] Myr
其他命名
VV Cep、HR 838、HIP 108317、HD 208816、BD+62°2007、WDS J21567+6338、2MASS J21563917+6337319、IRAS 21552+6323、 AAVSO 2153+63
参考数据库
SIMBAD资料
太阳系土星轨道与仙王座VV A大小的示意图。土星轨道内侧分别是木星、火星与地球轨道。

仙王座VV，也称为HD 208816，是在仙王座的一颗食联星系统，距离地球大约5,000光年。它是B(e)星，也是壳层星。

仙王座VV是已知周期第二长的食联星。当一颗红超巨星的伴星很靠近它的洛希瓣时，若后者是一颗蓝色的主序星，就会有一些红超巨星在轨道的物质流向蓝色的伴星，使这颗炙热的伴星被一个巨大的物质圆盘遮住。这颗主星被称为仙王座VV A的超巨星，尽管其大小还不确定，但现在已被认为是银河系中已知最大的恒星之一。目前最佳的估计大小是1,000 R☉，几乎和木星轨道一样大。

变异性

美国天文学家Dean McLaughlin（英语：Dean McLaughlin）在1936年发现仙王座VV是一个食联星的事实。在20.3年的轨道周期上，仙王座VV会经历主星食和副星食[18]。主星食会完全遮住炙热的伴星，持续的时间将近18个月。副星食因为只遮蔽了温度较低的主星一小部分，光度降低得非常少，以至还测不出其光度的改变[9]。星食开始和持续的时间都会变化。只是它是渐进的，因此很难确定开始和结束的时间。在食联星中，只有柱一（御夫座ε）的周期比它长[2]。

仙王座VV也显示出十分之几星等的半规则变化。可见光和红外线的变化似乎与紫外线波长的变化无关。据报导在紫外线的变化周期是58天[19]，主要的长波变化周期是118.5天[20]。短波长的变化被认为是由围绕着热伴星的圆盘引起的，而主要的变化是红超巨星的脉动引起的。据推测，伴星周围的圆盘会产生这样的亮度变化[21]。

光谱

仙王座VV的光谱可以分解成两个主要成分，一个来自冷的超巨星，另一个次被炙热圆盘环绕的热且小的伴星。围绕在伴星周围的物质产生发射线，包含[FeII]禁线带，[[:B[e]现象|B[e]现象]]（英语：B(e) star）是由围绕在恒星周围的星周盘引起的。由于一个狭窄的中心吸收成分引起，使氢的发射线是双峰的。这是由于看到的圆盘几乎以侧面朝向我们，拦截了来自恒星连续辐射的光谱。这是壳层星的特征[18]。

禁线带主要是[FeII]，但是也有[CuII]和[NiII]，在星食的时候，它们的迳向速度几乎是恒定的，因此人们认为它们起源于联星中距离较远的环星物质[22]。

在主星食的期间，特别是在热半星及其圆盘产生的紫外线波长最强烈的时候，光谱会剧烈的变化。当圆盘的一部分被来自恒星的连续体阻挡时，带有某些发射线的典型B光谱，会被有数千条发射线所控制的光谱取代。当进入和离开的过程中，当靠近恒星的圆盘一侧或另一侧变得可见，而另一侧仍然被食时，发射线的轮廓会发生变化[9]。整个系统的颜色，因为伴星发射的蓝光部部分都被阻挡掉，在星食期间颜色也会发生[2]。

在星食中，某些谱线的强度和形状，以及连续体都有强烈而不稳定的变化。连续体在短波（也就是热）中的快速随机变化，似乎是由B分量周围的圆盘引起的。壳层吸收线显示出不同的径向速度，可能是由于盘面吸积的变化。来自FeII和MgII的发射，大约在拱点和副食附近增强；他们几乎是同时发生，但发射线在整个轨道上也会随机变化[18]。

在可见的光谱中，Hα谱线是唯一清晰的发射特征。它的强度在星食期间外，会随机且快速的变化，但在星食的主食期间，它会变得微弱但相对的稳定[23]。

距离

仙王座VV A

作为主星的仙王座VV A是一颗红特超巨星，它的直径为太阳的1600～1900多倍[24][25]，比土星轨道还要大，是人们迄今已知的恒星中，体积第三大的。其确实的质量不明，但从轨道的动态来推测，不超过100倍太阳质量；从光度推测，则不超过25~40倍太阳质量。它的光谱分类为M2，光度是太阳的275,000～575,000倍。物质正从仙王座VV A喷发而出，流向其伴星仙王座VV B。

仙王座VV B

是仍处于主序阶段的蓝色伴星，与主星距离16～25天文单位，每20年绕主星公转一周。仙王座VV B的光谱分类为B0，其直径为太阳直径的10倍，释出的光度为太阳的10万倍。

参见

注释

参考资料

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外部链接

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