VV قيفاوس
VV قيفاوس أو VV الملتهب في الفلك (بالإنجليزية: VV Cephei,أوHD 208816) هو نظام نجمي خسوفي ويقع في كوكبة الملتهب ، ويبعد عن الأرض نحو 2400 سنة ضوئية أي أنه ينتمي إلى مجرتنا مجرة درب التبانة (للمقارنة : يبلغ قطر المجرة نحو 100.000 سنة ضوئية). .[10][foot 1]
| الكوكبة | |
|---|---|
| اختلاف المنظر |
1٫6661 ملي ثانية القوس[2]  |
| مركبة الميل الزاوي للحركة الذاتية |
−0٫118 ملي ثانية القوس في السنة[2] |
| مركبة المطلع المستقيم للحركة الذاتية |
−1٫699 ملي ثانية القوس في السنة[2] |
| السرعة الشعاعية |
−13٫56 كيلومتر في الثانية[3] |
| نوع النجم المتغير | |
| الصنف الطيفي |
M2epIa-Iab+B8:eV[5] |
| القدر الظاهري |
4٫9[6] |
| المعدنية |
−0٫14[7] |
| نصف القطر |
1٬475 نصف قطر شمسي |
| الحقبة | |
| المطلع المستقيم |
329٫16309937292 درجة[8] |
| الميل |
63٫62556039972 درجة[8] |
| درجة الحرارة الفعالة |
وهو نجم أحمر فائق العملقة ويقترن به نجم أزرق (VV الملتهب B) يبدو أنه من نجوم النسق الأساسي . وتبعث من النجم الفائق العملقة جزء من مادتة منجذبة إلى قرينة الأزرق . لذلك يسمى النجم الفائق العملقة VV الملتهب A وهو يعتبر ثالث نجم في السماء في ترتيب التألق طبقا لقائمة أشد النجوم المعروفة تألقا، حيث يبلغ نصف قطره بين 1600 إلى 1900 نصف قطر شمسي.[11][12]
وهو يشبه منكب الجوزاء من حيث ظاهرتهم الخاصة بصعوبة قياسهم بدقة من بين نجوم التصنيف نجم فائق العملقة. VV الملتهب ليس كرويًا تمامًا وتحيطه طبقات عاتمة ضعيفة النفاذية للضوء وتمتد إلى مسافات بعيدة في جوه . وتقترن تلك الطبقات أيضا بمناطق غبارية داكنة، تتغير درجة تألقها اختلافًا كبيرًا مما يجعل من العسير تحديد حجمها الحقيقي بدقة .
الخصائص
عدلVV الملتهب A
عدل
1. عطارد <المريخ <الزهراء <الأرض
2. الأرض <نبتون <أورانوس <زحل <المشتري
3. المشتري <وولف 359 <الشمس <الشعرى اليمانية
4. الشعرى اليمانية <رأس التوأم المؤخر <السماك الرامح <الدبران
5. الدبران <رجل الجبار <قلب العقرب <منكب الجوزاء
6. منكب الجوزاء <مو قيفاوس<VV الملتهب A<VY الكلب الأكبر
ترتيب VV الملتهب A في قائمة أكثر النجوم تألقا هو المركز الثاني في درب التبانة ويصنف طيفه من فئة M2 ويبلغ قطره بين 1600 - 1900 قطر شمسي، ولوكان يبعد عنا بعد الشمس لوصلت حدود سطحه حتى مدار كوكب المشتري . ويبلغ ضياؤه نحو 275.000 - 575.000 مرة ضياء الشمس ، ولا تعرف كتلته بدقة . وباعتبار حركته في فلكه يمكن تقدير كتلته بأنها أكبر من كتلة الشمس 100 مرة، إلا أن تقدير كتلته بالاعتماد على تألقه فتقدر بين 25 و 40 كتلة شمسية. تبلغ درجة حرارة سطح VV الملتهب A بين 3.300 و 3.600 كلفن.
VV الملتهب B
عدليعتبر VV الملتهب B نجما أزرقا طبقا للنسق الأساسي ، وتصنيفه الطيفي من قئة B . يبلغ قطره 10 أضعاف قطر الشمس، وأما َضياءه فيبلغ 100.000 مرة أشد من الشمس . وهو يدور حول VV الملتهب A في دورة مقدارها 3و20 سنة . وخسوفه يستغرق 1300 يوم، وكان أخر خسوف له في يناير 1998. تبلغ درجة حرارة سطحه بين 10.000 - 28.000 كلفن.
خسوف النجوم المزدوجة
عدللا يبين المنحنى الضوئي للنظام VV الملتهب تغيير أثناء عبور النجم الأزرق أمام النجم الفائق العملقة VV الملتهب A.
.png)
ولكن عند عبور النجم الأزرق خلف VV الملتهب A فإن تألقه ينخفض فجأة .
.png)
اقرأ أيضا
عدلالمراجع
عدل- ^ مذكور في: فيزير. لغة العمل أو لغة الاسم: الإنجليزية.
- ^ ا ب ج مذكور في: جايا داتا الإصدار 2. لغة العمل أو لغة الاسم: الإنجليزية. تاريخ النشر: 25 أبريل 2018.
- ^ Benoit Famaey (Jan 2005). "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية (بالإنجليزية) (1): 165–186. DOI:10.1051/0004-6361:20041272.
- ^ ا ب مذكور في: فهرس النجوم المتغيرة العام.
- ^ "Search for and study of hot circumstellar dust envelopes". Astronomy Reports (بالإنجليزية) (1): 31–81. Jan 2011. DOI:10.1134/S1063772911010070.
- ^ مذكور في: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. لغة العمل أو لغة الاسم: الإنجليزية. تاريخ النشر: 2002.
- ^ ا ب Donald M. Terndrup (Jul 2000). "Stellar Iron Abundances at the Galactic Center". المجلة الفيزيائية الفلكية (بالإنجليزية) (1): 205–220. DOI:10.1086/309022.
- ^ ا ب ج Floor van Leeuwen (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية (بالإنجليزية) (2): 653–664. DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ "The First Stellar Abundance Measurements in the Galactic Center: The M Supergiant IRS 7". The Astrophysical Journal Letters (بالإنجليزية) (1): 307–322. 10 Feb 2000. DOI:10.1086/308340.
- ^ Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. مؤرشف من الأصل في 2009-02-01. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-12.
- ^ 1. a b c Professor James B. (Jim) Kaler. "VV CEP (VV Cephei)". University of Illinois. . Retrieved 2010-03-15. نسخة محفوظة 1 فبراير 2009 على موقع واي باك مشين.
- ^ Habets, G. M. H. J.; Heintze, J. R. W. (November 1981). "Empirical bolometric corrections for the main-sequence". Astronomy and Astrophysics Supplement 46: 193–237. . Retrieved 2010-03-14. Page 225 "Table IV" #178 نسخة محفوظة 17 يوليو 2019 على موقع واي باك مشين.
- ^ Size, mass and luminosity estimates are all considerably uncertain due to insufficient knowledge of the Cephei star system: Professor Kaler writes "in truth we really do not know". Its distance cannot be measured from parallax, instead it is derived from its assumed membership in the Cepheus OB2 اتحاد نجمي, but this is also not certain. Other methods give a range of sizes between 1000 and 2200 that of the Sun, but these too are confounded by the fact that the star is not spherical, which leads to overestimates. (J. Kaler)
