VV Цефея
(«Познавательная статья из мира науки»)
VV Цефея (лат. VV Cephei) — затменная двойная звезда типа Алголя в созвездии Цефей, которая находится на расстоянии около 5000 световых лет от Земли. Компонент А является третьей по радиусу звездой, известной науке на 2012 г. и второй самой крупной звездой в Галактике Млечный Путь (после VY Большого Пса и WOH G64).
VV Цефея A
Красный гипергигант VV Цефея A спектрального класса M2 — вторая по размеру в нашей галактике (после гипергиганта VY Большого Пса). Её диаметр 2 644 800 000 км — это в 1600—1900 раз превышает диаметр Солнца, а светимость — в 275 000—575 000 раз больше. Звезда заполняет полость Роша, и её вещество перетекает на соседний компаньон. Скорость истекания газов достигает 200 км/с. Установлено, что VV Цефея A — физическая переменная, пульсирующая с периодом 150 суток. Скорость звездного ветра, истекающего от звезды, достигает 25 км/с. Судя по орбитальному движению, масса звезды составляет около 100 солнечных, однако, её светимость говорит о массе в 25-40 солнечных.
VV Цефея B
В 1936 г. американский астроном Дин Мак-Лафлин установил, что VV Цефея — двойная затменно-переменная. После 1936 г. затмения В-звезды наблюдались каждые 20 лет. По наблюдениям в промежутке между затмениями 1956 и 1976 гг. и во время затмения 1976—1977 гг. удалось уточнить основные параметры этой двойной системы. VV Цефея B, голубая звезда главной последовательности класса B0, вращается вокруг VV Цефея A по эллиптической орбите с периодом 7430 дней (около 20 лет). Затмение одной звезды другой длится 1300 дней (3,6 года), полная фаза затмения — 16 месяцев. Звезда примерно в 10 раз больше Солнца по диаметру и в 100000 раз по светимости. По изменениям лучевых скоростей было определено расстояние между центрами звёзд, которое меняется от 17 до 34 а. е.
Звезда класса М имеет протяжённую атмосферу, так что ещё до начала затмения белого гиганта в его спектре появляются так называемые хромосферные линии за счёт поглощения света В-звезды в атмосфере М-звезды.
