VV Cephei
| Ascension droite | 21h 56m 39,144s[1] |
|---|---|
| Déclinaison | +63° 37′ 32,02″[1] |
| Constellation | Céphée |
| Magnitude apparente | +4,80 à 5,36[2] |
Localisation dans la constellation : Céphée   | |
| Type spectral | M2Iab / B0-2V[3] |
|---|---|
| Variabilité | EA + SRc[2] |
| Vitesse radiale | −18,7 ± 0,9 km/s[4] |
|---|---|
| Mouvement propre |
μα = −0,25 mas/a[1] μδ = −2,56 mas/a[1] |
| Parallaxe | 1,33 ± 0,20 mas[1] |
| Distance |
environ 4 900 al (environ 1 500 pc) |
| Magnitude absolue | −9 |
| Masse | 18,2 M☉ |
|---|---|
| Rayon | 1 050 à 1 900 R☉ |
| Luminosité | 200 000 à 575 000 L☉ |
| Température | 3 650 à 3 826 K |
| Composants stellaires | VV Cep A, VV Cep B |
|---|
Désignations
VV Cephei est une étoile binaire à éclipses située dans la constellation de Céphée à environ 4 900 années-lumière de la Terre[réf. nécessaire]. Elle contient une hypergéante rouge, VV Cephei A, qui est la troisième plus grande étoile actuellement connue après UY Scuti et VY Canis Majoris ; et probablement la plus grande étoile visible à l’œil nu.
Système stellaire[modifier | modifier le code]
Les deux étoiles sont séparées en moyenne par 25 UA (un peu moins que la distance entre le Soleil et Neptune). La période du système est de 7 430 jours (20,3 ans)[2]. Vu de la Terre, le système forme une étoile binaire à éclipses, laquelle dure 650 jours (1,8 an) ; la dernière éclipse s'est produite entre 2017 et 2019[3].
L'étoile primaire est également une variable semi-régulière de sous-type SRc, ces variations ayant une période moyenne de 116 jours[2].
VV Cephei A[modifier | modifier le code]
VV Cephei A, l'hypergéante rouge, est de type spectral M2Iab[3] et son diamètre est environ 1 050 à 1 900 fois plus important que celui du Soleil[réf. nécessaire], ce qui fait 1 461 000 000 à 2 645 000 000 km de diamètre ; si elle était située à la place du Soleil dans le système solaire, elle s'étendrait, dans son estimation haute, presque jusqu'à l'orbite de Jupiter. Sa luminosité est comprise entre 200 000 et 575 000 luminosité solaire. Sa masse est inconnue : estimée à partir de ses caractéristiques orbitales, elle serait de 100 masses solaires; à partir de sa luminosité, entre 25 et 40 masses solaires.[réf. nécessaire]
Lorsque VV Cephei A est au plus proche de son compagnon, elle remplit totalement son lobe de Roche et perd de la matière au profit de VV Cephei B.
VV Cephei B[modifier | modifier le code]
VV Cephei B est une étoile bleue de la séquence principale, de type spectral B0-2V[3]. Elle est environ 14 à 20 fois plus grande que le Soleil et 100 000 fois plus lumineuse. VV Cephei B prend de la matière à partir de VV Cephei A, formant un tore autour d'elle-même.
Notes et références[modifier | modifier le code]
- (en) F. van Leeuwen, « Validation of the new Hipparcos reduction », Astronomy & Astrophysics, vol. 474, no 2, , p. 653–664 (DOI 10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V, arXiv 0708.1752)
- (en) N. N Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: Version GCVS 5.1 », Astronomy Reports, vol. 61, no 1, , p. 80-88 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S, lire en ligne)
- (en) Jeffrey L. Hopkins, Philip D. Bennett et Ernst Pollmann, « VV Cephei Eclipse Campaign 2017/19 », The Society for Astronomical Sciences 34th Annual Symposium on Telescope Science, Society for Astronomical Sciences, vol. 34, , p. 83 (Bibcode 2015SASS...34...83H)
- (en) Ralph Elmer Wilson, General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institution of Washington, (Bibcode 1953GCRV..C......0W)
- (en) V* VV Cep -- Eclipsing binary of Algol type sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
Voir aussi[modifier | modifier le code]
Articles connexes[modifier | modifier le code]
Liens externes[modifier | modifier le code]
- (en) VV Cephei sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
- (en) Space.Com
- (en) Universe Today
