仙王座VV
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提示：此条目的主题不是仙王座 W。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 | |
| 参考数据库 | |
| SIMBAD | 资料 |
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]]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
外部链接
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