VV Cephei

VV Cephei is een eclipserend dubbelstersysteem dat zich op ongeveer 4900 lichtjaar van de Aarde bevindt in het sterrenbeeld Cepheus. VV Cephei heeft een schijnbare helderheid van magnitude 4,91. De primaire ster in het systeem, VV Cephei A, is een van de grootste bekende sterren in ons sterrenstelsel. Hoewel de exacte grootte onzeker is, wordt aangenomen dat de rode superreus een straal heeft die tussen de 1050 en 1900 keer die van de Zon bedraagt.

Stersysteem

VV Cephei bestaat uit twee sterren, een koele rode superreus van spectraaltype M2 Iab en een hete blauwwitte hoofdreeksster van spectraaltype B0-2 V. de twee sterren draaien om elkaar heen met een periode van 20,35 jaar. De rode superreus domineert de visuele en infrarode golflengtes en de begeleider is prominenter aanwezig in het ultraviolette deel van het spectrum. In de visuele band varieert de helderheid van het systeem van magnitude 4,9 tot 5,4.

Terwijl de sterren om elkaar heen draaien, vult de primaire component zijn Roche-lob (het gebied rond de ster waarbinnen materiaal door zwaartekracht aan de ster is gebonden) wanneer deze zich het dichtst bij de hoofdreeksster bevindt en wordt er materiaal overgebracht naar de begeleidende ster. Als gevolg hiervan wordt de metgezel gehuld in een schijf van materiaal die de primaire verduisteringen veroorzaakt. Deze duren ongeveer 50 dagen en laten een groot deel van het blauwe licht van de hoofdreeksster blokkeren waardoor de helderheid van het systeem afneemt. De secundaire verduisteringen vinden plaats wanneer de metgezel een heel klein deel van de grote superreus verduistert. Deze zijn echter erg ondiep en zijn niet fotometrisch gedetecteerd.

De schijf van materiaal rond de begeleider, bijna van opzij gezien produceert emissielijnen, inclusief verboden spectraallijnen van ijzer(II), koper(II) en nikkel(II), en de ster is geclassificeerd als een B[e]-ster.

VV Cephei is geclassificeerd als een variabele van het Algol-type en een semiregelmatige variabele van het type SRc, wat een amplitude van ongeveer 1 magnitude en een variabiliteitsperiode van 30 dagen tot enkele duizenden dagen aangeeft. De helderheid van het systeem varieert semi-regelmatig met enkele tienden van een magnitude. Waarnemingen bij ultraviolette golflengtes hebben ook variaties over een periode van 58 dagen aan het licht gebracht die geen verband lijken te houden met de waargenomen variaties in de visuele en infrarode delen van het spectrum. Bij langere golflengtes hebben de meest opvallende variaties een periode van 118,5 dagen. Aangenomen wordt dat de veranderingen in helderheid die bij korte golflengtes worden gedetecteerd het gevolg zijn van de materiaalschijf die de begeleider verduistert, terwijl andere variaties worden veroorzaakt door de pulsatie van de primaire component.

VV Cephei heeft de op één na langste bekende periode van alle eclipserende dubbelsterren. Het enige bekende systeem met een langere periode is Almaaz – Epsilon Aurigae met een periode van 9890 dagen oftewel 27,1 jaar.

VV Cephei A

De rode superreus, genaamd VV Cephei A, heeft een geschatte straal tussen 1050 en 1900 keer die van de Zon. Als hij de plaats van de Zon in ons zonnestelsel zou innemen zou zijn fotosfeer zich voorbij de baan van Jupiter uitstrekken en mogelijk dicht bij die van Saturnus komen. De massa van de ster is onzeker, met metingen die waarden opleveren van zowel 2,5 als 18,2 zonsmassa. Met een effectieve temperatuur van 3800 Kelvin is VV Cephei A ongeveer 200.000 keer helderder dan de Zon.

De exacte massa en grootte van VV Cephei A zijn lastig te bepalen en verschillende metingen hebben verschillende waarden opgeleverd. In 1971 werd een massa van 18,3 zonsmassa berekend. In 1977 werd een massa va 19,7 zonsmassa en een straal van 1600 keer die van de Zon bepaald. In 1981 berekenden astronomen een massa van 20 zonsmassa en een straal van 1800 * die van de Zon. In 1999 kwamen andere astronomen tot een massa van 2,5 zonsmassa en in 2007 berekende men een straal van 1015 * die van de Zon.

De factoren die het moeilijk maken om de massa’s van zowel VV Cephei A als B te berekenen zijn onder meer massaverlies door de superreus, de schijf met materiaal die de secundaire component verbergt, onzekerheid over de afstand en veranderingen in de baanelementen. Bovendien zijn er, aangezien er 20,35 jaar verstrijken tussen de verduisteringen, weinig mogelijkheden om kwalitatieve gegevens te verzamelen. Als de hogere schattingen van de massa van de ster kloppen zal de primaire component in de niet al te verre toekomst (astronomisch gesproken) zijn leven beëindigen als een supernova, waardoor de begeleider mogelijk de ruimte in wordt gestuurd.

Met behulp van de spectroscopisch afgeleide baan en het traditionele model komen de massa’s van de beide componenten op ongeveer 20 zonsmassa, wat in lijn is met de verwachte waarde voor een rode superreus en een witte hoofdreeksster van spectraalklasse A. Het tweede model, gebaseerd op een verduistering waargenomen in 1998, stelde voor dat de verandering in de baan en de onverwachte timing van de verduistering het resultaat waren van massaoverdracht en dat beide sterren bijgevolg aanzienlijk minder zwaar waren. Het model suggereerde dat de primaire component een ster op de asymptotische reuzentak was met een massa van 2,5 zonsmassa en de begeleidende ster een ster van spectraalklasse B met een massa van 8 zonsmassa.

Ook de temperatuur van de twee componenten is lastig te bepalen. VV Cephei A is niet bolvormig maar sterk vervormd door de zwaartekracht van zijn naaste begeleider. De ster heeft geen enkelvoudige temperatuur omdat sommige delen van het oppervlak dichter bij het massamiddelpunt liggen dan andere. De temperatuur van ongeveer 3800 Kelvin wordt gegeven op basis van de spectraalklasse van de ster (superreus M2). De begeleider wordt verborgen door een schijf met materiaal en hoewel de spectraalklasse duidt op een vroege B-ster en de ster zich nog steeds op de hoofdreeks bevindt, maakt de massaoverdracht van de primaire component hem waarschijnlijk op verschillende manieren abnormaal.

Grootte

De directe berekening van de straal van VV Cephei A met behulp van de hoekdiameter van 0,00638 boogseconden levert een grootte op van 1050 * de straal van de Zon, wat dicht bij de baan van Jupiter ligt. Dit betekent dat de ster groter is dan kolossen als Betelgeuze (887 * Zon), NR Vulpeculae (980 * Zon), S Cassiopeiae (930 * Zon) en waarschijnlijk KW Sagittarii (1009 – 1460 * Zon) en RW Cephei (981 – 1758 * Zon) maar vermoedelijk kleiner is dan VX Sagittarii (1120 – 1550 * Zon), MY Cephei (1134 * Zon), NML Cygni (1183 * Zon), Mu Cephei (1260 – 1650 * Zon), VY Canis Majoris (1420 * Zon) en de huidige recordhouders WOH G64 (1540 – 2575 * Zon) en Westerlund 1-26 (1530 – 1580 * Zon). De hogere schattingen plaatsen, tot 1900 * straal van de Zon, plaatsen de ster in de buurt van de baan van Saturnus en maken hem tot een kandidaat voor de grootste bekende ster.

VV Cephei vs. Zon

Op basis van de huidige gegevens is VV Cephei A minstens 1650 keer groter dan de Zon. Als de ster zich in het centrum van het zonnestelsel zou bevinden dan zou hij zich uitstrekken tot voorbij de baan van Jupiter.

VV Cephei vs. UY Scuti

Aangenomen werd dat UY Scuti de grootste bekende ster was met een straal van 1708 keer die van de Zon, totdat directe metingen van zijn parallax (Gaia data Release 2) aantoonden dat hij veel dichter bij ons stond en bijgevolg veel kleiner en minder lichtgevend was. De momenteel (2020) geaccepteerde straal voor UY Scuti is 755 * die van de Zon, wat betekent dat de voormalige recordhouder in feite veel kleiner is dan VV Cephei.

VV Cephei B

De begeleider, VV Cephei B, heeft een massa van 8 of 18,6 zonsmassa en een straal tussen 13 en 25 keer die van de Zon. De geschatte leeftijd is ongeveer 25 miljoen jaar.

De omvang en massa van VV Cephei B zijn net zo lastig vast te stellen als die van de primaire component, vooral omdat deze wordt verduisterd door een schijf van materiaal met een straal die honderden keren groter is dan die van de Zon. In 1971 werd een massa van 19,8 zonsmassa berekend, In 1977 komt men uit op een massa van 20 zonsmassa (gelijk aan de superreus) en een straal van 13 * die van de Zon, met een accretiegebied van 650 * de straal van de Zon. In 1992 werd een straal van 25 * die van de Zon berekend en in 1999 kwamen andere onderzoekers tot een massa van 8 zonsmassa.

Omdat de ster is omgeven door een schijf van materiaal is het spectrum ervan nooit direct zichtbaar, waardoor de spectrale klasse lastig is te bepalen, maar er wordt aangenomen dat het om een vroege B-type ster gaat.

Wetenswaardigheden

Het was de Amerikaanse astronoom Dean McLaughlin die in 1936 ontdekte dat VV Cephei een eclipserend dubbelstersysteem was. De variabiliteit en de spectrale eigenaardigheden van de ster werden ongeveer 30 jaar eerder ontdekt door de Amerikaanse astronoom Annie Jump Cannon.

In 1936 bestudeerde de Russische astronoom Sergei Gaposhkin historische gegevens en ontdekte het langdurige verduisterende karakter van het systeem. Met verduisteringen in 1896, 1916 en 1936 vond Gaposhkin een interval van 7430 dagen, een eclipsdiepte van 0,8 magnitudes in de fotografische gegevens en slechts 0,1 magnitude in visueel licht, en een eclipsduur van 490 dagen.

In 1954 definieerde de Amerikaanse astronoom William Bidelman VV Cephei-sterren als een aparte klasse in zijn “Catalogue and Bibliography of Emission-Line Stars of Types Later than B.” dit was een groep superreuzendubbelsystemen met heldere waterstoflijnen en emissielijnen van ijzer(II) in hun spectra. VV Cephei was het enige bekende eclipserende dubbelstersysteem in de groep, waartoe ook W Cephei, KN Cassiopeiae, WY Geminorum, KQ Puppis, WY Velorum en V381 Cephei behoorden.

Zonder het interstellaire uitdoven met een magnitude van 1,24 zou VV Cephei veel helderder kijken. De ster bevindt zich echter op grote afstand en het dimmende effect van interstellair stof is aanzienlijk.

Locatie

Met een schijnbare helderheid van magnitude 4,61 is VV Cephei moeilijk zonder verrekijker te vinden. De ster bevindt zich in het gebied tussen Alderamin, de helderste ster van Cepheus, en het kenmerkende W-asterisme van Cassiopeia. Alderamin ligt op de denkbeeldige lijn die loopt van Schedar tot Caph, de sterren aan de rechterkant van de W, en VV Cephei bevindt zich ongeveer in het gebied tussen Alderamin en Kurhah – Xi Cephei. Die laatste is van magnitude 4,2.

Vanwege zijn uiterst noordelijke ligging is VV Cephei circumpolair, dat wil zeggen het hele jaar door zichtbaar vanaf het noordelijk halfrond. Er zijn echter uitzonderlijk heldere, donkere luchten nodig om de ster zonder optische hulpmiddelen te kunnen waarnemen.

VV Cephei ligt in de buurt van twee relatief heldere deepsky-objecten: de open sterrenhoop NGC 7160 met een visuele helderheid van magnitude 6,1, die een graad ten zuidzuidwesten van de ster ligt, en de planetaire nevel NGC 7139 van magnitude 13. Deze is onder goede omstandigheden zichtbaar in telescopen met een opening van 15 centimeter of meer.

Sterrenbeeld

VV Cephei bevindt zich in het sterrenbeeld Cepheus. Het sterrenbeeld vertegenwoordigt koning Cepheus uit de Griekse mythologie, echtgenoot van Cassiopeia en vader van Andromeda. Het beslaat een oppervlakte van 588 graden aan de noordelijke sterrenhemel. Het behoort tot de Perseus-familie die verschillende sterrenbeelden omvat die verband houden met de mythe van Perseus: Cassiopeia, Andromeda, Perseus, Pegasus en Cetus. Net als andere sterrenbeelden die figuren uit de Griekse mythologie vertegenwoordigen, werd Cepheus voor het eerst vermeld door de astronoom Ptolemeus van Alexandrië in de 2^de eeuw na Christus. Cepheus behoort daarmee tot de 48 klassieke Griekse sterrenbeelden.

Cepheus is vooral bekend om zijn veranderlijke sterren, waaronder Delta Cephei, Alfirk – Bèta Cephei, Mu Cephei en VV Cephei, waarvan de laatste twee tot de grootste bekende sterren behoren. Het sterrenbeeld bevat ook verschillende sterren die tijdens de precessiecyclus van de Aarde aan de beurt zijn als de Poolster, de dichtstbijzijnde zichtbare ster bij de noordelijke hemelpool. Dit zijn Alderamin – Alpha Cephei, Alfirk – Bèta Cephei, Errai – Gamma Cephei en Iota Cephei.

Interessante deepsky-objecten in het sterrenbeeld zijn onder meer het Vuurwerkstelsel (NGC 6946), een spiraalstelsel dat bekend staat om zijn tien supernova’s in de afgelopen eeuw, de open sterrenhoop NGC 188, een van de oudste bekende open sterrenhopen, de Grotnevel – Sharpless 155, een diffuse stervormingsnevel en de Irisnevel – NGC 7023 en de Spooknevel – Sh2-136, twee reflectienevels nabij Alfirk en T Cephei.

De beste tijd van het jaar om de sterren en deepsky-objecten in Cepheus waar te nemen is de maand november.

De 10 helderste sterren in Cepheus zijn Alderamin (Alpha Cep, mag. 2,51), Errai (Gamma Cep, mag. 3,21), Alfirk (Beta Cep, mag. 3,23), Zeta Cephei (mag. 3,35), Eta Cephei (mag. 3,43), Iota Cephei (mag. 3,51), Delta Cephei A (mag. 4,07), Epsilon Cephei (mag. 4,18), Theta Cephei (mag. 4,22), and Mu Cephei (4,23).

VV Cephei

Spectraalklasse	M2 Iab + B0-2 V
Veranderlijk type	Algol, semiregelmatige veranderlijke (SRc)
Schijnbare helderheid (magnitude)	4,91
Absolute helderheid (magnitude)	-6,93
Afstand (lichtjaar – parsec)	4900 – 1500
Radiale snelheid (km/sec)	-18,7
Sterrenbeeld	Cepheus
Namen en aanduidingen	VV Cephei HD 208816

VV Cephei A

Spectraalklasse	M2 Iab
Massa (zon)	2,5 of 18,2
Lichtsterkte (zon)	200.000
Straal (zon)	1400
Temperatuur (Kelvin)	3800

VV Cephei B

Spectraalklasse	B0-2 V
Massa (zon)	8 of 18,6
Straal (zon)	13 – 25
Leeftijd (miljoen jaar)	25

Eerste publicatie: 27 november 2024